FORMAO DAS GRANDES ESTRUTURAS DO UNIVERSO

FINAL DA ERA RADIATIVA :ons: 4He, 2H, 7LiFormao dos primeiros elementospoca da recombinaotomo de Huniverso transparente aos ftonsradiao csmica de fundo

Aps a era radiativa :formao das grandes estruturas galxiasgrupos (~1 Mpc)aglomerados (n Mpc) (1015 M)superaglomerados (50-100 Mpc) (1016 M) vaziosestruturas filamentares

O comeo da formao das estruturasFLUTUAES DE DENSIDADE= inomogeneidades do universo primitivo (produzidas no incio da inflao?)

Cenrios principais para a formao das estruturas:TOP-DOWN1) formao de estruturas de dimenses de super-aglomeradosfragmentao em galxiasmodelo das panquecasEntre os aglomerados h formao natural de vazios

BOTTOM-UP2) formao de estruturas de dimenses de galxias ans ou de aglomerados globularesestruturas maiores formadas pelo agrupamento gravitacional de estruturas menoresmodelo hierrquico

EVOLUO DA FLUTUAO DE DENSIDADE modelo simples para o colapso gravitacionalmassa de Jeanscolapso FG > PCondies em que ocorre o colapso gravitacional

Dada uma condensao de tamanho L, pode-se ter uma estimativadas condies em que ela colapsaComparao entretS = tempo que leva uma onda sonora para atravessar a condensaotC = tempo de queda livre do colapsotS = mede a escala de tempo de atuao da presso (como o meio se comporta submetido a uma onda mecnica)tC = tempo de contrao da condensao a um ponto, sob ao de sua auto-gravidade com P=0

Tempo que o som leva para atravessar a condensao decomprimento LTempo de colapso da condensaoDefinio: LJ = comprimento de onda de Jeans, tal que tS=tCcomprimento limite de equilbrio entre P e FGL < LJ presso impede o colapso (condensao oscila)L > LJ pode haver colapso

Massa de Jeans: a massa mnima para a qual a presso no pode impediro colapsose M > MJ a condensao colapsa

Clculo da MJ supondo um universo inteiramente barinicoMatria visvel e dark matter = barinicaPartindo da equao de continuidade de um fludo e da equaode movimento de um elemento de fludo (considerando que o gs inicialmente est em equilbrio esttico com vo=0, =o e P=Po)Na era radiativa :velocidade do somconstante na eraradiativa

Considerando:mat R-3 ~ R R-4T R-1MJ T-3No final da era radiativacresce com t pois T diminuiMJ no final da era radiativa : ~ mat e z~1000Sabendo que :

Logo no final da era radiativa :Aps a poca da recombinao matria domina supondo quea maior parte da matria barinica H comporta-se como um gs ideal monoatmico:para o Htemperatura da matria (associada aosmovimentos peculiares que diminue coma expanso)

Como a expanso adiabtica :razo de calores especficosPara o H = 5/3 Tmat R-2Logo na era da matria vS R-1 ; como ~ mat R-3MJ R-3/2depois da recombinao MJdiminui com t

Considerandomat ~ 210-20 0h2 g/cm3Final da era radiativa(que quase coincidecom a poca da recombinao)ee Tmat ~ 104 Kcai com cerca de 12 ordens de grandeza com ofinal de era radiativa e o comeo da matriaantes

flutuao de densidade = quantificao da condensao de matria = excesso de densidade da condensao em relao densidade Flutuaes no conseguem crescer durante a era radiativa radiao interage fortemente com a matria congeladaS evoluem aps a era da recombinao matria e radiao desacoplamCrescem como R(t) at se destacar da expanso quando= 1 elas expandem at um certo raio e depois comeam a se contrair

A massa das 1as estruturas dependem do tipo de flutuaoSe a flutuao for isotrmica :matria flutua numa sopauniforme de ftonsAps a recombinao as 1as condensaes a colapsar temMJmat ~ 106(oh2)-1/2 M comparveis a galxias ans ou aglomerados globularesGalxias e aglomerados agregam-se BOTTOM-UP HIERRQUICODurante a era radiativa:

Se a flutuao for adiabtica :ftons e matria flutuam juntoa difuso dos ftons suprime as condensaes com M < Mminpartculas materiais tendem a aglomerar-se, mas osftons exercem presso e tendem a dispersa-las. logo na poca da recombinao, todas as condensaes comM < Mmin tero sido dissipadasMD ~ 1012(oh2)-3/2 M~ a massa das galxias + luminosas

Embora MJmat ~ 106M as 1as estruturas a colapsar tem massa ~ MD , pois as de M menor j teriam sido dissipadas durante a ERA RADIATIVA .As estruturas que colapsaram no so necessariamente esfricas, como so grandes podem se contrair mais numa direo do que em outra estruturas filamentares ou achatadasTOP-DOWN (panqueca)Nas regies centrais das panquecas, o gs se resfria e se fragmentacom M similares a galxias depois cada galxia se subfragmenta estrelas TEORIA DA FRAGMENTAO

~ 1980 : estruturas no podem ser formadas pela contrao gravitacional levando-se em conta somente a matria normal (barinica)Razes principais:1) Final da era radiativa (antes do desacoplamento da radiao da matria) :intensa radiao no permite a contrao gravitacionaldas flutuaeshaveria a contrao somente depois do desacoplamentoNO ENTANTO

2) observao de pequenas flutuaes aps o desacoplamento:radiao csmica de fundoflutuaes na T de 1 parte em 105em escalas de 100 ou maisCom a matria barinica, qualquer variao de densidadeantes do desacoplamento variao na T (regies + densas =regies + quentes) as flutuaes so maiores do que observado

3) Quasares formados a z = 5 o processo de formao deveria estar bem estabelecido pelo menos em z ~ 10-204) A matria que se contrai deve sobreviver expanso do universo clculos mostram que as massas pr-galcticas devem crescer em densidade por um fator de ~ 50-100 vezes no tempo estimado (z ~10-20)as pequenas flutuaes observadas pela radiao csmicade fundo no podem dar origem s galxias neste tempoo universo ainda seria homogneo no t que deveriater galxias j formadas

Ou seja: se galxias foram formadas por flutuaes de densidadeda componente barinica da matria do universo primitivo, asflutuaes deveriam ser to grandes que certamente levariam aimpresses observveis na radiao csmica de fundo. ESTA IMPRESSO NO OBSERVADA!

MATRIA ESCURAA existencia da matria escura d uma explicao natural paraas estruturas em larga escala que observa-se hoje.Natureza da dark matter: interage fracamente com a matriabarinica e a radiao a contrao no seria atrasada pelocampo de radiao as flutuaes comeariam a crescerbem antes do desacoplamento matria-radiao (z ~ 6000)Matria escura no diretamente ligada com a radiaoflutuaes seriam grandes no tempo do desacoplamento sem haver efeito na radiao csmica de fundo

Figura a matria escura determina a distribuio de massano universo e est agrupada para formar a estrutura em largaescala sem violar qualquer vnculo observacional

Em tempo bem mais avanados, matria barinica atradapor gravidade a regies de + alta densidade forma galxiase aglomerados de galxiasEste cenrio explica porque tanta matria escura encontradaem halos em volta de galxias visveis (medidas por raios X,dinmica) A matria luminosa fortemente concentrada perto dos picosde densidade

Propriedades da matria escura para simular a formao de estruturasDois tipos:QuenteFria Indicam a velocidade da partcula dematria escura quando ela se desacoploudo resto da matria barinica do universo

1) QUENTEEx: desacoplamento em T ~ 1011 K (t ~ 0.3 s)M ~ 30 eV : relativsticos na poca do desacoplamentoSimulaes com universo preenchido por matria escuraquente: super-aglomerados e vazios formam-se naturalmente,mas no consegue-se formar estruturas de escalas menores pequenas estruturas de material quente tendem a dispersar-seO tempo para formao de estruturas menores muito grande,incompatvel com o observado

2) FRIAPartculas no relativsticas (v

Galxias formam-se preferencialmente em regies + densas tambm podem produzir estruturas em larga escala! Mas o quese obtm das simulaes um no bem menor de estruturas em largaescala do que observa-seSimulao + bem sucedida : mistura de quente + fria : explicamelhor as observaes mais ainda tm-se muito o que avanar