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Inflação cosmológica

C5ca9433e528fd5739fa9555f7193dac?s=47 Rodrigo Nemmen
November 22, 2016

Inflação cosmológica

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 22, 2016
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Transcript

  1. Rodrigo Nemmen Os Primeiros 10-34 segundos: Inflação Introdução à Cosmologia


    AGA0416
  2. 1. Problema da planaridade 2. Problema do horizonte 3. Monopolos

    magnéticos Big Bang theory: Problemas
  3. Problema da planaridade Ω0 0 ≫1 1 Planck 2015: |1

    - Ω0| ≤ 0.01 Coincidência?
  4. A&A 594, A13 (2016) DOI: 10.1051/0004-6361/201525830 c ESO 2016 Astronomy

    & Astrophysics Planck 2015 results Special feature Planck 2015 results XIII. Cosmological parameters Planck Collaboration: P. A. R. Ade105, N. Aghanim71, M. Arnaud87, M. Ashdown83, 7, J. Aumont71, C. Baccigalupi103, A. J. Banday117, 12, R. B. Barreiro78, J. G. Bartlett1, 80, N. Bartolo38, 79, E. Battaner120, 121, R. Battye81, K. Benabed72, 116, A. Benoît69, A. Benoit-Lévy29, 72, 116, J.-P. Bernard117, 12, M. Bersanelli41, 58, P. Bielewicz97, 12, 103, J. J. Bock80, 14, A. Bonaldi81, L. Bonavera78, J. R. Bond11, J. Borrill17, 109, F. R. Bouchet72, 107, F. Boulanger71, M. Bucher1, C. Burigana57, 39, 59, R. C. Butler57, E. Calabrese112, J.-F. Cardoso88, 1, 72, A. Catalano89, 86, A. Challinor75, 83, 15, A. Chamballu87, 19, 71, R.-R. Chary68, H. C. Chiang33, 8, J. Chluba28, 83, P. R. Christensen98, 44, S. Church111, D. L. Clements67, S. Colombi72, 116, L. P. L. Colombo27, 80, C. Combet89, A. Coulais86, B. P. Crill80, 14, A. Curto78, 7, 83, F. Cuttaia57, L. Danese103, R. D. Davies81, R. J. Davis81, P. de Bernardis40, A. de Rosa57, G. de Zotti54, 103, J. Delabrouille1, F.-X. Désert64, E. Di Valentino72, 107, C. Dickinson81, J. M. Diego78, K. Dolag119, 94, H. Dole71, 70, S. Donzelli58, O. Doré80, 14, M. Douspis71, A. Ducout72, 67, J. Dunkley112, X. Dupac47, G. Efstathiou75, 83,?, F. Elsner29, 72, 116, T. A. Enßlin94, H. K. Eriksen76, M. Farhang11, 102, J. Fergusson15, F. Finelli57, 59, O. Forni117, 12, M. Frailis56, A. A. Fraisse33, E. Franceschi57, A. Frejsel98, S. Galeotta56, S. Galli82, K. Ganga1, C. Gauthier1, 93, M. Gerbino114, 100, 40, T. Ghosh71, M. Giard117, 12, Y. Giraud-Héraud1, E. Giusarma40, E. Gjerløw76, J. González-Nuevo23, 78, K. M. Górski80, 123, S. Gratton83, 75, A. Gregorio42, 56, 63, A. Gruppuso57, J. E. Gudmundsson114, 100, 33, J. Hamann115, 113, F. K. Hansen76, D. Hanson95, 80, 11, D. L. Harrison75, 83, G. Helou14, S. Henrot-Versillé85, C. Hernández-Monteagudo16, 94, D. Herranz78, S. R. Hildebrandt80, 14, E. Hivon72, 116, M. Hobson7, W. A. Holmes80, A. Hornstrup20, W. Hovest94, Z. Huang11, K. M. Hu↵enberger31, G. Hurier71, A. H. Ja↵e67, T. R. Ja↵e117, 12, W. C. Jones33, M. Juvela32, E. Keihänen32, R. Keskitalo17, T. S. Kisner91, R. Kneissl46, 9, J. Knoche94, L. Knox35, M. Kunz21, 71, 3, H. Kurki-Suonio32, 52, G. Lagache5, 71, A. Lähteenmäki2, 52, J.-M. Lamarre86, A. Lasenby7, 83, M. Lattanzi39, 60, C. R. Lawrence80, J. P. Leahy81, R. Leonardi10, J. Lesgourgues73, 115, F. Levrier86, A. Lewis30, M. Liguori38, 79, P. B. Lilje76, M. Linden-Vørnle20, M. López-Caniego47, 78, P. M. Lubin36, J. F. Macías-Pérez89, G. Maggio56, D. Maino41, 58, N. Mandolesi57, 39, A. Mangilli71, 85, A. Marchini61, M. Maris56, P. G. Martin11, M. Martinelli122, E. Martínez-González78, S. Masi40, S. Matarrese38, 79, 49, P. McGehee68, P. R. Meinhold36, A. Melchiorri40, 61, J.-B. Melin19, L. Mendes47, A. Mennella41, 58, M. Migliaccio75, 83, M. Millea35, S. Mitra66, 80, M.-A. Miville-Deschênes71, 11, A. Moneti72, L. Montier117, 12, G. Morgante57, D. Mortlock67, A. Moss106, D. Munshi105, J. A. Murphy96, P. Naselsky99, 45, F. Nati33, P. Natoli39, 4, 60, C. B. Netterfield24, H. U. Nørgaard-Nielsen20, F. Noviello81, D. Novikov92, I. Novikov98, 92, C. A. Oxborrow20, F. Paci103, L. Pagano40, 61, F. Pajot71, R. Paladini68, D. Paoletti57, 59, B. Partridge51, F. Pasian56, G. Patanchon1, T. J. Pearson14, 68, O. Perdereau85, L. Perotto89, F. Perrotta103, V. Pettorino50, F. Piacentini40, M. Piat1, E. Pierpaoli27, D. Pietrobon80, S. Plaszczynski85, E. Pointecouteau117, 12, G. Polenta4, 55, L. Popa74, G. W. Pratt87, G. Prézeau14, 80, S. Prunet72, 116, J.-L. Puget71, J. P. Rachen25, 94, W. T. Reach118, R. Rebolo77, 18, 22, M. Reinecke94, M. Remazeilles81, 71, 1, C. Renault89, A. Renzi43, 62, I. Ristorcelli117, 12, G. Rocha80, 14, C. Rosset1, M. Rossetti41, 58, G. Roudier1, 86, 80, B. Rouillé d’Orfeuil85, M. Rowan-Robinson67, J. A. Rubiño-Martín77, 22, B. Rusholme68, N. Said40, V. Salvatelli40, 6, L. Salvati40, M. Sandri57, D. Santos89, M. Savelainen32, 52, G. Savini101, D. Scott26, M. D. Sei↵ert80, 14, P. Serra71, E. P. S. Shellard15, L. D. Spencer105, M. Spinelli85, V. Stolyarov7, 110, 84, 1 105 94, 108 75, 83 32, 52 72 48 104, 57
  5. T T ⇡ 10 5 Problema do horizonte O mais

    importante
  6. observador horizonte Problema do horizonte superfície último espalhamento

  7. horizonte Problema do horizonte dp(t 0 ) = 0.98d hor

    (t 0 ) dp(t0) superfície último espalhamento dhor(t0)
  8. dp(t 0 ) = 0.98d hor (t 0 ) 2

    pontos opostos na sup. último espalhamento
  9. dp(t 0 ) = 0.98d hor (t 0 ) 2

    pontos opostos na sup. último espalhamento
  10. 1.96d hor (t 0 ) ∴ desconectados causalmente Ta Tb

    a e b não tiveram tempo de se comunicarem e entrar em equilíbrio térmico porém, T(a) = T(b) ! T T ⇡ 10 5
  11. d hor (t ls ) = 2c/H(t ls ) ⇡

    0.4 Mpc Superfície de último espalhamento: universo dominado por matéria a b dhor(tls) horizonte em tls
  12. d hor (t ls ) = 2c/H(t ls ) ⇡

    0.4 Mpc Superfície de último espalhamento: universo dominado por matéria a b horizonte em tls d > dhor(tls) = 0.4 Mpc ∴ a e b causalmente desconectados
  13. Qual a distancia angular (vista da Terra em t0) correspondente

    a dhor(tls)? d hor (t ls ) ⇡ 0.4 Mpc
  14. Qual a distancia angular (vista da Terra em t0) correspondente

    a dhor(tls)? d hor (t ls ) ⇡ 0.4 Mpc dA(t0) ≃13 Mpc ✓ hor = d hor (t ls ) dA(t 0 ) ⇡ 0.4 Mpc 13 Mpc ⇡ 0.03 rad ⇡ 2
  15. Como é possível regiões fora de contato causal na época

    do desacoplamento serem tão homogêneas? Coincidência?
  16. Como é possível regiões fora de contato causal na época

    do desacoplamento serem tão homogêneas? Coincidência?
  17. Como é possível regiões fora de contato causal na época

    do desacoplamento serem tão homogêneas? • dividimos céu em 13131 círculos de raio 1° • sem contato causal → T(x) independentes Coincidência?
  18. Como é possível regiões fora de contato causal na época

    do desacoplamento serem tão homogêneas? Analogia: jantar com amigos
  19. Problema dos monopolos magnéticos 240 CHAPTER 11. INFLATION & THE

    VERY EARLY UNIVERSE ?? TOE GUT ew gravity strong weak electromagnetic 1016 1032 10−43 1012 1028 10−36 1 1016 10−12 E (TeV) T (K) t (sec) Figure 11.2: The energy, temperature, and time scales at which the different force unifications occur. transições de fase
  20. Problema dos monopolos magnéticos transições de fase defeitos topológicos no

    universo: cosmic strings, monopolos magnéticos B mM c2 ⇠ EGUT ⇠ 1012 TeV ~mbactéria c2
  21. Em tGUT: 1 defeito topológico / volume do horizonte

  22. Em tGUT: 1 defeito topológico / volume do horizonte per

    horizon volume, due to the mismatch of fields which inked. The number density of magnetic monopoles, at the tion, would be nM (tGUT ) ∼ 1 (2ctGUT )3 ∼ 1082 m−3 , (11.15) density would be εM (tGUT ) ∼ (mM c2)nM ∼ 1094 TeV m−3 . (11.16) ergy density, but it is smaller by ten orders of magnitude ensity of radiation at the time of the GUT phase transition: εγ (tGUT ) ≈ αT4 GUT ∼ 10104 TeV m−3 . (11.17) tic monopoles wouldn’t have kept the universe from being ted at the time of the GUT phase transition. However, the les, being so massive, would soon have become highly non- energy density εM ∝ a−3. The energy density in radiation, ng off at the rate εγ ∝ a−4. Thus, the magnetic monopoles eation, would be nM (tGUT ) ∼ 1 (2ctGUT )3 ∼ 1082 m−3 , (11.15) y density would be εM (tGUT ) ∼ (mM c2)nM ∼ 1094 TeV m−3 . (11.16) energy density, but it is smaller by ten orders of magnitude density of radiation at the time of the GUT phase transition: εγ (tGUT ) ≈ αT4 GUT ∼ 10104 TeV m−3 . (11.17) netic monopoles wouldn’t have kept the universe from being nated at the time of the GUT phase transition. However, the poles, being so massive, would soon have become highly non- h energy density εM ∝ a−3. The energy density in radiation, ling off at the rate εγ ∝ a−4. Thus, the magnetic monopoles minated the energy density of the universe when the scale (2ctGUT )3 density would be εM (tGUT ) ∼ (mM c2)nM ∼ 1094 TeV m−3 . (11.16) nergy density, but it is smaller by ten orders of magnitude ensity of radiation at the time of the GUT phase transition: εγ (tGUT ) ≈ αT4 GUT ∼ 10104 TeV m−3 . (11.17) tic monopoles wouldn’t have kept the universe from being ted at the time of the GUT phase transition. However, the oles, being so massive, would soon have become highly non- energy density εM ∝ a−3. The energy density in radiation, ng off at the rate εγ ∝ a−4. Thus, the magnetic monopoles nated the energy density of the universe when the scale by a factor ∼ 1010; that is, when the temperature had −10TGUT ∼ 1018 K, and the age of the universe was only densidade de monopolos densidade de energia densidade de energia em radiação Como "M / a 3 " / a 4 e , monopolos (matéria) dominariam universo em T~10-10 TGUT ~1018 K t ~10-16 s
  23. Teoria da inflação cósmica proposta por Alan Guth e outros

    no início dos anos 80 Resolve os problemas acima com um mecanismo cosmológico simples
  24. O Universo parece plano porque a inflação aumentou o raio

    de curvatura de muitas ordens de magnitude. Ronaldo E. de Souza A Inflação O universo se torna plano porque a inflação teria aumentado incrivelmente o raio de curvatura
  25. Inflação é um rolo compressor Inflação Universo https://www.youtube.com/watch?v=ZNvYI7zxUgY

  26. Solução inflacionária: Problema do horizonte

  27. dhor(tls) d hor (t ls ) = 2c/H(t ls )

    ⇡ 0.4 Mpc Superfície de último espalhamento: época do desacoplamento a b horizonte em tls a e b causalmente desconectados tls = 380000 anos
  28. Superfície de último espalhamento: antes da inflação horizonte em ti

    Toda a CMB em contato causal! ti = 10-36 s d hor (ti) = 2c/H(ti) ⇡ 10 28 m
  29. - en- s less m itting side each decoupling. nteracted

    xisted, In observable universe post-inflation region of hom ogeneity inflation 5. Tiny h are Harrison universo extraordinariamente pequeno: dls(tf)=10-44 m conectado causalmente: dls(tf) ≪ dhor(tf) teve tempo para termalizar reino das flutuações quânticas (inclusive no espaço-tempo) t < ti = 10-36 s 10-44 m
  30. - en- s less m itting side each decoupling. nteracted

    xisted, In observable universe post-inflation region of hom ogeneity inflation 5. Tiny h are Harrison tf = 10-34 s expansão de um fator de ~e100 flutuações quânticas expandidas até escalas macroscópicas ~1 m
  31. - en- s less m itting side each decoupling. nteracted

    xisted, In observable universe post-inflation region of hom ogeneity inflation 5. Tiny h are Harrison t0 = 13.4 Ganos expansão de um fator de ~e100 flutuações quânticas primordiais: inomogeneidades (condições iniciais) → formação estrutura em grande escala 43 G pc
  32. Condições iniciais para formação de estrutura inflação cósmica: Universo inicia

    num estado instável e por consequência expande-se muito rápido num período de tempo muito curto Flutuações quânticas são ampliadas durante a inflação até escalas macroscópicas! A. Liddle
  33. Github Twitter Web E-mail Bitbucket Facebook Blog figshare rodrigo.nemmen@iag.usp.br http://rodrigonemmen.com

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