IV Workshop Nova Física no Espaço :: Fevereiro/2005 Matéria escura em galáxias e aglomerados de...
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IV Workshop Nova Física no Espaço :: Fevereiro/2005
Matéria escura Matéria escura em galáxias e em galáxias e
aglomerados de aglomerados de galáxiasgaláxiasAbílio Mateus Jr.Abílio Mateus Jr.
IAG/USPIAG/USP
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Primeiros Primeiros indíciosindícios
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Matéria invisível?Matéria invisível?
1844 - Bessel: medidas das posições de Sírius e Procyon
Massa invisível
1862: Clark: observação de Sírius B (anã-branca)
1932 - Oort: estrelas no disco da Galáxia
Estrelas contribuem
com cerca de 30 – 50% da
massa
Matéria escura? MACHOS?
1933 - Zwicky: aglomerado de Coma
10 a 100 vezes mais massa do
que a luminosa
Matéria escura? Gás quente?
1970 - Freeman: curvas de rotação de galáxias
Movimentos não-
Keplerianos
Matéria escura? Gás frio? MOND?
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Galáxias: curvas de Galáxias: curvas de rotaçãorotação
Equation here
M
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Aglomerados de galáxiasAglomerados de galáxias
Métodos de determinação de massaMétodos de determinação de massa Teorema do virial (supõe equilíbrio!)Teorema do virial (supõe equilíbrio!) Raios-X (supõe equilíbrio!)Raios-X (supõe equilíbrio!) Lentes gravitacionaisLentes gravitacionais Fração de bárionsFração de bárions
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Raios-XRaios-X
Mulchaey et al. (1993)
ROSAT
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Abell 2218 (Hubble Space Telescope)
Lentes gravitacionaisLentes gravitacionais
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Caráter não-Caráter não-bariônico da bariônico da
matéria escuramatéria escura
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Nucleossíntese Nucleossíntese primordialprimordial
ΩΩbb = 0,040 = 0,040 ± 0,006 ± 0,006 (Steigman 2004)(Steigman 2004)
WMAP:WMAP:
ΩΩbb = 0,044 = 0,044 ± 0,004± 0,004
Burles et al. (1999)
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Formação de estruturasFormação de estruturas2dF Galaxy Redshift
Survey
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Contexto cosmológicoContexto cosmológico
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Bárions escurosBárions escuros
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Matéria bariônicaMatéria bariônica
Contribuição de matéria luminosaContribuição de matéria luminosa
++
Conteúdo bariônico Conteúdo bariônico (nucleossíntese primordial ou (nucleossíntese primordial ou
observações CMB)observações CMB)
== 90% dos bárions do Universo 90% dos bárions do Universo
são escuros!são escuros!
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Matéria bariônicaMatéria bariônica
Raffelt (1997)
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Matéria bariônicaMatéria bariônica
Quais os possíveis candidatos para Quais os possíveis candidatos para essa matéria escura bariônica?essa matéria escura bariônica? Massive Astrophysical Compact Halo Massive Astrophysical Compact Halo
Objects (MACHOs)?Objects (MACHOs)? Nuvens moleculares?Nuvens moleculares? Gás intergaláctico frio?Gás intergaláctico frio? Gás morno/quente?Gás morno/quente?
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CandidatosCandidatos
MACHOs: eventos de microlentes MACHOs: eventos de microlentes ocorrem, mas não são suficientes ocorrem, mas não são suficientes para povoar todo o halo galácticopara povoar todo o halo galáctico
Anãs marrons, brancas, são Anãs marrons, brancas, são descartadas (Evans 2002)descartadas (Evans 2002)
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ΛΛCDM em galáxiasCDM em galáxias
Problemas encontrados:Problemas encontrados: Distribuição de matéria centralmente Distribuição de matéria centralmente
concentradaconcentrada Discos de galáxias menores do que o Discos de galáxias menores do que o
observadoobservado Elevado número de galáxias satélites Elevado número de galáxias satélites
anãs, grande número de subestruturas anãs, grande número de subestruturas que não são observadasque não são observadas
Bárions na forma de um gás frio Bárions na forma de um gás frio condensado poderiam ajudar a condensado poderiam ajudar a resolver estes problemas?resolver estes problemas?
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Gás frio em espiraisGás frio em espirais
Matéria escura Matéria escura somente é necessária somente é necessária além do disco visível além do disco visível de uma galáxiade uma galáxia
Envelope gasoso Envelope gasoso funciona como um funciona como um regulador da formação regulador da formação estelarestelar
Sequência morfológica: Sequência morfológica: espirais possuem mais espirais possuem mais matéria escura (gás!) matéria escura (gás!) que elípticasque elípticas
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Gás frio e formação de Gás frio e formação de galáxiasgaláxias
Bárions dominam as regiões centrais Bárions dominam as regiões centrais das galáxias, mascarando os “cusps” das galáxias, mascarando os “cusps” de matéria escurade matéria escura
Extensos envelopes em torno das Extensos envelopes em torno das galáxias, menor perda de momento galáxias, menor perda de momento angular por fricção dinâmica (raios angular por fricção dinâmica (raios maiores)maiores)
Galáxias pequenas mais susceptíveis Galáxias pequenas mais susceptíveis a fragmentação e fusões, reduzindo a fragmentação e fusões, reduzindo o número de subestruturaso número de subestruturas
Combes (2003)
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Bárions em aglomeradosBárions em aglomerados
O fato de que gás poderia estar O fato de que gás poderia estar altamente condensado em galáxias altamente condensado em galáxias também é suportado pela alta fração também é suportado pela alta fração bariônica em aglomeradosbariônica em aglomerados
A maioria dos bárions está no ICM A maioria dos bárions está no ICM quentequente
Gás removido diretamente das Gás removido diretamente das galáxias (galáxias (ram pressure strippingram pressure stripping), ou ), ou por ventos, enriquece o ICMpor ventos, enriquece o ICM
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Bárions em aglomeradosBárions em aglomerados
Em geral, a fração bariônica em Em geral, a fração bariônica em aglomerados é tomada como aglomerados é tomada como representativa do Universorepresentativa do Universo
Porém...Porém...
Douspis (2004)
![Page 24: IV Workshop Nova Física no Espaço :: Fevereiro/2005 Matéria escura em galáxias e aglomerados de galáxias Abílio Mateus Jr. IAG/USP.](https://reader035.fdocument.pub/reader035/viewer/2022081516/552fc10d497959413d8c4b15/html5/thumbnails/24.jpg)
Bárions em aglomeradosBárions em aglomerados
Ettori (2003)
Estrelas
Gás morno?
ICM
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Matéria e Matéria e energia no energia no UniversoUniverso
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Matéria bariônicaMatéria bariônica
Censo da fração bariônica no Censo da fração bariônica no UniversoUniverso 7% em gás quente7% em gás quente 24% no meio intergaláctico “morno” 24% no meio intergaláctico “morno”
(10(1055 – 10 – 1077 K) K) 38% no meio intergaláctico “frio”38% no meio intergaláctico “frio” 9% em estrelas et al.,9% em estrelas et al., e 22% de bárions escuros associados e 22% de bárions escuros associados
com estruturas colapsadascom estruturas colapsadas
Valageas et al. (2002)Valageas et al. (2002)
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1.02 ± 0.02
0.044 ± 0.004
0.73 ± 0.04
0.23 ± 0.04
0.005 ± 0.002
0.001 < Neutrinos < 0.05
0.27 ± 0.04
Matéria e energia no Matéria e energia no UniversoUniverso
Onde estão 90% dos
bárions
Do que é feita 90% da matéria
não-bariônica do
Universo
Energia do vácuo?
Quintessência? ...
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Valor de Valor de ΩΩMMPeebles (2004)
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