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/

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
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.
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
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
52. Matéria escura quente ou fria?
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