Evolução do Universo Jovem

César H. S. Mello Jr.

Na apresentação anterior... Princípio cosmológico; Modelo padrão do Big Bang;

RT 11

33333

.10.76,4

cmgT

TT

oom

3436 .10.4,8 cmgT

21

exp 831

GttHtt

NNB 0

NQ

NNL

Evolução do Universo jovem 1012K/10-3s:

Temperatura alta o suficiente para impor equilíbrio entre neutrinos, antineutrinos, elétrons, pósitrons e fótons;

Equilíbrio entre prótons e nêutrons; Formação e aniquilação de deutério:

109 fótons por bárion. dnp

Evolução do Universo jovem 1011K:

Neutrinos e antineutrinos param de interagir com outras partículas, virando partículas livres;

Expandem junto com o Universo, tendo seus comprimentos de onda aumentados.

Evolução do Universo jovem 109K:

A maioria dos fótons não tem energia suficiente para produzir pares elétron-pósitron, provocando a quebra de equilíbrio entre fótons e partículas;

Aniquilação de pares elétron-pósitron gera excesso de elétrons;

A conversão de nêutrons em prótons é mais fácil do que o contrário, e a razão n/p cai.

Evolução do Universo jovem 500K:

Íons e elétrons do gás se combinam, formando gás neutro;

Desacoplamento, quando o Universo deixa de ser dominado por radiação e passa a ser dominado por matéria;

Radiação não interage com a matéria, preservando uma imagem do plasma que a originou;

OpacoTransparente.

Extrapolando o Modelo Retrocedendo a expansão do Universo,

encontraríamos um tempo cujo seu tamanho é zero;

Um objeto de massa M tem seu raio de Schwarzschild dado por

Se tal raio é o mesmo que o comprimento de onda Compton do objeto, temos que

2

2cMGRS

gGcM Pl

521

10.18,2

Extrapolando o Modelo Chegamos então no chamado tempo de

Planck:

Para tempos ao redor ou menores que o tPl, a métrica do espaço-tempo deve ser quantizada;

Para evitar problemas, as discussões se restringem em 1% da energia de Planck, cujo valor é 1017Gev.

scGtPl

4421

5 10.3,5

O Início no Modelo Padrão 1030K/10-40s:

Todos os tipos de partículas incomuns eram produzidas em altas taxas;

Suas interações eram freqüentesequilíbrio térmicosuas abundâncias dependem apenas da temperatura;

A expansão e resfriamento do Universo provocou atrasos entre as diversas interações.

Quebra de equilíbrio

“relíquia”

O Início no Modelo Padrão As relíquias afetam a evolução subseqüente do

Universo; Muitas delas possivelmente não foram

descobertas ainda devido sua alta massa e nossa incapacidade de produzir energias suficientes para isso;

O Universo é um laboratório de física nuclear e de partículas.

Assimetria matéria-antimatéria

Por que o Universo prefere matéria?

De onde a matéria do Universo vem?

Por que a razão entre matéria e fótons é caracterizada por ?

610matéria

aantimatéri

910N

NB

Assimetria matéria-antimatéria

Tais aspectos do Universo podem ser visto como condições iniciais;

Mas se a natureza tem preferência por uma substância do que por outra, essas características não poderiam ser vistas como condições iniciais.

Assimetria matéria-antimatéria Tendo em vista a conservação do número

bariônico, o excesso de matéria sobre antimatéria no Universo atual sempre existiu;

Mas, de fato, essa assimetria é bem pequena; No Universo muito jovem havia equilíbrio

térmico entre as partículas, de forma que matéria e antimatéria podiam ser criadas e destruídas continuamente;

Mas essas reações não estavam totalmente equilibradas;

Assimetria matéria-antimatéria O número de fótons se manteve constante

contar fótons hoje é o mesmo que contar barions e antibarions antes;

Logo, permanece constante;NNB

Assimetria matéria-antimatéria 1013K/10-6s:

A produção de pares caiu em relação a aniquilação;

O consumo de pares bárion-antibárion foi rápido, resultando em um grande número de fótons e nos bárions remanescentes (1/109);

Contudo, se tal assimetria surgiu nesse tempo, a aniquilação bárion-antibárion não seria ainda completa e a relação bárion/fóton seria 10-18.

A origem da assimetria é

anterior a esse período do Universo

Física de partículas Teorias descrevem as interações entre quarks

e léptons; Existência de partículas de gauge que fazem

essas interações; Existência de partículas de Higgs, ainda não

observadas, mas postuladas para gerar as massas das outras partículas;

Unificação das interações fundamentais, e em 1015GeV as forças fraca, eletromagnética e forte se tornam igualmente fortes.

Partículas x Cosmologia No Universo muito jovem, colisões em

energias de 1015GeV eram muito freqüentes; De acordo com as GUT’s, nas altas

temperaturas do Big Bang havia a unificação das forças da natureza;

Nas GUT’s, o número de bárions e léptons não são absolutamente conservados, mas a diferença entre esses números é constante;

Partículas x Cosmologia Existe transformação entre quarks e léptons,

em processos como a interação com o bóson X;

É esse aspecto das GUT’s que resolve o a questão da assimetria entre matéria e antimatéria.

Barionsíntese O Universo começa com simetria bariônica; Mesmo que isso não fosse verdade no início, a

intensa produção de bóson X traria rapidamente os constituintes para a simetria;

10-35s: equilíbrio térmico entre bóson X e antibóson X, entre quarks e antiquarks e entre léptons e antiléptons;

Conforme o Universo se expande, a produção de partículas pesadas é desfavorável, e os processos que envolvem X diminuem bastante;

Barionsíntese10-33s: O equilíbrio térmico não é mais possível; Os bósons e antibósons X se aniquilam ou

decaem em pares de quarks ou em quarks e léptons:

qlbqqbX

lqaqqaX

11

Se a=b, o número de partículas e antipartículas seriam iguais. Simetria.

Barionsíntese Contudo, não existe a necessidade de que

a=b; Mesmo que os números de bósons e

antibósons X sejam inicialmente iguais, no final pode-se ter mais quarks do que antiquarks e mais léptons do que antiléptons;

Essa quebra de simetria não acontece apenas para os bósons X;

Barionsíntese Depois da quebra de simetria, os quarks se

aniquilam com os antiquarks e os léptons com os antiléptons, originado um fluxo de fótons

O excesso de quarks e léptons formam as estruturas em nosso Universo atual;

Os quarks fundem-se em bárions instantes depois

lq NNN

llL

qqB

NNN

NNN

Barionsíntese Nesse contexto, temos que onde Nx representa a abundância relativa dos

bósons X na temperatura de quebra de simetria.

xB NbaNN

Nx1%, e uma vez que essa razão é 10-9, as GUT’s devem fornecer uma diferença nas razões dos decaimentos em cerca de 10-7.

As GUT’s ainda não estão

completas e precisam ser testadas!!!!

Problemas do Modelo Padrão

Mesmo que ele tenha sucesso na barionsíntese, quando estendido para tempos anteriores a 10-40s alguns problemas surgem.

Uniformidade em larga escala O Universo jovem dominado por radiação se

expande adiabaticamente; Seu comprimento físico aumenta por

Uma vez que o objeto mais distante observado está a 1010 anos luz, podemos usar essa distância como comprimento nominal do Universo;

21

2

1

2

1

tt

tRtR

Uniformidade em larga escala Nenhuma informação caminha com velocidade

maior que a da luz; Para qualquer t existe uma distância máxima L

(horizonte) que é aquela atravessada pela luz desde o Big Bang;

Pontos afastados por uma distância maior que L não sofrem interação, pois elas não estão no horizonte uma da outra;

Uniformidade em larga escala No momento do desacoplamento, fontes de

radiação cósmica de fundo opostas no céu estavam separadas por 670 vezes a distância do horizonte;

Uma vez que elas não estavam ligadas de forma causal, é difícil entender porque elas apresentam características tão parecidas;

Uniformidade em larga escala Isso é conhecido como problema do horizonte; Ele não é uma inconsistência do modelo

padrão, pois se a uniformidade em larga escala é assumida desde o início, o Universo evolui uniformemente;

Assim, um dos aspectos mais notáveis do Universo (isotropia e homogeneidade) não podem ser explicados pelo modelo padrão, mas devem ser assumidos como condição inicial.

Anisotropia em pequena escala Distâncias menores que alguns milhões de

anos luz mostram o Universo não homogêneo; Os adensamentos de matéria evidenciam

pequenos desvios da homogeneidade no Universo jovem, que também devem ser assumidos como condição inicial;

A distribuição espacial das galáxias atualmente refletem a natureza das flutuações primordiais;

Uniformidade em larga escala As regiões não homogêneas se desenvolvem

ao longo do tempo por sua alto gravidade; O modelo do Universo muito jovem deve ter

perturbações iniciais muito pequenas; Contudo um gás normal em equilíbrio térmico

estaria longe disso devido os movimentos randômicos das partículas.

Densidade de energia A solução das equações de Einstein para o

Universo com constante cosmológica nula é

Para o caso onde E=0 (k=0), chegamos ao Universo plano de Einstein-de Sitter:

tRkGttH 2

2

38

tHGc

2

83

Sempre se expande, mas

sua taxa sempre

diminuindo

Densidade de energia Para cada valor da constante de Hubble, existe

uma densidade crítica que fornece um Universo plano;

O Universo fechado (k=1) tem uma energia total negativa, de forma que ele está “ligado” e eventualmente vai colapsar;

O Universo aberto (k=-1) tem energia positiva, de forma que ele é livre para se expandir para sempre.

Problema da planura Acredita-se que a razão atual do

Universo seja próxima de 1; Essa grandeza depende do tempo por

Assim, para termos essa razão como 1, essa mesma razão em algum tempo passado deve ter sido muito mais próxima de 1;

c

ii t

tttHtR

kt 111 22

Problema da planura

o Universo teria recolapsado; o Universo teria sido dominado pela

curvatura; Para que a razão atual seja próxima de 1, ela

deve ser de fato igual a 1 desde sempre; O modelo padrão não explica esses valores, e

novamente assume esse fato como condição inicial.

11 i

1i

Modelo inflacionário Foi criado para resolver os problemas do

modelo padrão; Coincide com aquele para tempos depois dos

10-30 primeiros segundos; Em tempos anteriores, o Universo tem uma

expansão extraordinariamente rápida, e um conseqüente super resfriamento;

Modelo inflacionário Antes da inflação, o Universo é menor que o

tamanho do horizonte, de forma que ele alcança o equilíbrio térmico;

O modelo também resolve o problema da planura;

A rápida expansão faz com que a razão Ω seja quase que exatamente 1 atualmente.

Inflação - questões O que provoca a expansão durante o período

inflacionário? Como o Universo sai desse período e retorna

ao modelo padrão? O modelo inflacionário pode ser realizado do

ponto de vista microscópico, ou seja, das GUT’s?