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Estrutura em grande escala no universo

C5ca9433e528fd5739fa9555f7193dac?s=47 Rodrigo Nemmen
November 24, 2016

Estrutura em grande escala no universo

Aula do curso de "Introdução à cosmologia" para graduação, Prof. Rodrigo Nemmen, IAG USP.

https://rodrigonemmen.com/teaching/introducao-a-cosmologia/

C5ca9433e528fd5739fa9555f7193dac?s=128

Rodrigo Nemmen

November 24, 2016
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Transcript

  1. Rodrigo Nemmen Estrutura em grande escala Introdução à Cosmologia
 AGA0416

  2. Surveys de galáxias: 2-degree Field Galaxy Redshift Survey (2dFGRS) Sloan

    Digital Sky Survey (SDSS) Lentes gravitacionais Espectro de quasares distantes (linhas de absorção) Observações da estrutura cósmica em grande escala
  3. Sloan Digital Sky Survey

  4. None
  5. Distribuição 3D das galáxias (universo local): grande riqueza de estrutura

    Galáxias se agrupam num padrão de filamentos → “teia cósmica” Galáxias ∈ grupos + aglomerados de galáxias Probabilidade maior de encontrar uma gal. perto de outra gal.
  6. None
  7. Desafio: Como o padrão de estrutura evidenciado por essas observações

    surge na evolução do Cosmos? Qual o cenário físico que explica isto?
  8. z ~ 1000
 t ~ 0.4 Ganos δT/T ~ 10-5

    t ~ 13.7 Gano δρ/ρ ~ 1 43 Mpc Kravtsov
  9. No passado, densidade do universo possui pequenas inomogeneidades Regiões sobremesas

    expandem mais devagar que o resto do universo (seguradas pela gravidade)
  10. Regiões mais densas puxam matéria de regiões menos densas

  11. Regiões mais densas puxam matéria de regiões menos densas

  12. Regiões mais densas puxam matéria de regiões menos densas

  13. Regiões mais densas puxam matéria de regiões menos densas

  14. Instabilidade gravitacional: regiões mais densas puxam matéria de regiões menos

    densas Se densidade suficientemente grande: colapso gravitacional, formação de objetos gravitacionalmente ligados
  15. Instabilidade gravitacional Princípio de Mateus: “A quem tem será dado,

    e este terá em grande quantidade. De quem não tem, até o que tem lhe será tirado” Mateus 13:12
  16. None
  17. Instabilidade gravitacional Princípio de Xibom Bombom: “Onde o rico cada

    vez fica mais rico e o pobre cada vez fica mais pobre”
  18. A. Fausti

  19. A. Fausti δ obedece a uma eq. dif. linear (oscilador),

    tratamento analítico possível necessário solução das equações não-lineares do movimento
  20. Millenium Simulation: Simulação pioneira realizada em 2005 Simulação de N-corpos:

    evolução gravitacional de 1010 (dez bilhões) partículas que representam matéria escura. ~20 TB de dados produzidos “Simulação do Milênio”: Simulação computacional da formação de estrutura
  21. equações adaptadas para serem resolvidas numericamente de forma eficiente Problema

    de N corpos: partículas interagem apenas através de forças gravitacionais 3N equações diferenciais acopladas, não-lineares (N ~ 1010 partículas)
  22. https://www.youtube.com/watch?v=FBkYIqtYb0I

  23. z = 8.55 T = 0.6 Gyr

  24. z = 5.72 T = 1 Gyr

  25. z = 1.39 T = 4.7 Gyr

  26. z = 0 T = 13.6 Gyr

  27. z = 8.55 T = 0.6 Gyr

  28. z = 8.55 T = 0.6 Gyr

  29. z = 5.72 T = 1 Gyr

  30. z = 1.39 T = 4.7 Gyr

  31. z = 0 T = 13.6 Gyr

  32. Cenário hierárquico de crescimento de estruturas: estruturas maiores são formadas

    a partir de estruturas menores
  33. Qual é o observado? C. Frenk

  34. C. Frenk

  35. The Illustris Cosmological Simulation ARTICLE doi:10.1038/nature13316 Properties of galaxies reproduced

    by a hydrodynamic simulation M. Vogelsberger1, S. Genel2, V. Springel3,4, P. Torrey2, D. Sijacki5, D. Xu3, G. Snyder6, S. Bird7, D. Nelson2 & L. Hernquist2 Previous simulations of the growth of cosmic structures have broadly reproduced the ‘cosmic web’ of galaxies that we see in the Universe, but failed to create a mixed population of elliptical and spiral galaxies, because of numerical in- accuracies and incomplete physical models. Moreover, they were unable to track the small-scale evolution of gas and stars to the present epoch within a representative portion of the Universe. Here we report a simulation that starts 12 million years after the Big Bang, and traces 13 billion years of cosmic evolution with 12 billion resolution elements in a cube of 106.5 megaparsecs a side. It yields a reasonable population of ellipticals and spirals, reproduces the observed distribution of galaxies in clusters and characteristics of hydrogen on large scales, and at the same time matches the ‘metal’ and hydrogen content of galaxies on small scales. Theinitialconditionsfor structureformationintheUniversearetightly constrained from measurements of anisotropies in the cosmic micro- wave background radiation1. However, previous attempts toreproduce the properties of the observed cosmological structures with computer modelshaveshownonlylimitedsuccess.Nosingle,self-consistentsim- ulation of the Universe was able to simultaneously predict statistics on large scales, such as the distribution of neutral hydrogen or the galaxy population of massive galaxy clusters, together with galaxy properties onsmallscales,suchasthemorphologyanddetailedgasandstellarcon- tentofgalaxies.Thechallengelies infollowingthe baryonic component of the Universe using hydrodynamic simulations2–4, whichare required volumeandimprovedresolution,oursimulationisevolvedwiththenovel hydrodynamic algorithm AREPO5, which uses a moving unstructured Voronoi tessellation in combination with a finite volume approach (Methods).Finally,weemployanumericallywell-posedandreasonably complete model for galaxy formation physics, which includes the for- mationofbothstarsandSMBHs,andtheireffectsontheirenvironments in forms of galactic super-winds driven by star formation, as well as radio bubbles and radiation proximity effects caused by active galactic nuclei (AGNs; see Methods). Unlike previous attempts, we find a mix of galaxy morphologies ranging from blue spiral galaxies to red ellipticals, with a hydrogen and
  36. Start from early universe initial conditions Build simulation which includes

    relevant physics Allow galaxies to “self-consistently” evolve Challenge: Push toward a predictive theory of galaxy formation
  37. Incorporate comprehensive physics/feedback model: Radiative Cooling Star formation Stellar Evolution

    Galactic Winds AGN Feedback Illustris Project Methods Full description of physical model in: Vogelsberger et al., (2013 arXiv: 1305.2913)
  38. http://www.illustris-project.org

  39. http://www.illustris-project.org

  40. http://www.illustris-project.org

  41. http://www.illustris-project.org

  42. http://www.illustris-project.org

  43. Github Twitter Web E-mail Bitbucket Facebook Blog figshare rodrigo.nemmen@iag.usp.br http://rodrigonemmen.com

    @nemmen rsnemmen http://facebook.com/rodrigonemmen nemmen http://astropython.blogspot.com http://bit.ly/2fax2cT
  44. Director’s cut

  45. Desenvolvimentos recentes: mostrar meu trabalho da gal. espiral

  46. C. Frenk

  47. Timeline in cosmic history ß Big Bang: the Universe is

    filled with hot plasma ß The gas cools and becomes neutral: recombination ! The first structures begin to form: reionization starts ! Reionization is complete ! Today’s structures Years since the Big Bang ~350000 (z~1000) ~100 million (z~20-30) ~1 billion (z~6) ~13 billion The Dark Ages Cosmic Microwave Background UV/Optical/IR FIR/Radio? B. Ciardi
  48. G. Kauffman

  49. Estrutura de uma galáxia matéria escura matéria normal

  50. C. Frenk

  51. None
  52. Matéria escura quente ou fria?

  53. None
  54. http://www.illustris-project.org

  55. http://abyss.uoregon.edu/~js/ast123/lectures/lec24.html

  56. http://www.aip.de/groups/cosmology/dmde.html

  57. http://ned.ipac.caltech.edu/level5/March06/Overduin/Figures/figure19.jpg

  58. ATUALIZAR PROCURAR VIDEO