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Nucleossíntese Primordial

  1. 1. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e Nucleoss´ ıntese Primordial Elisama Lima, Gival Pordeus, Priscila Santos, Simony Costa Universidade Federal de Campina Grande 26 de Novembro de 2013 1 / 23
  2. 2. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e 1 Introdu¸˜o ca 2 Forma¸˜o do Deut´rio ca e 3 Forma¸˜o do 4 He ca 4 A abundˆncia de B´rions a a 5 Principais Referˆncias e 2 / 23
  3. 3. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e Introdu¸˜o ca 3 / 23
  4. 4. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e Introdu¸˜o ca Segundo a teoria do big bang o Universo primordial era extremamente quente e denso, e possu´ uma enorme quanıa tidade de part´ ıculas elementares. Neste per´ ıodo, n˜o era a poss´ a forma¸˜o de estruturas devido a forte intera¸˜o da ıvel ca ca radia¸˜o com a mat´ria. A expans˜o inicial resfriou o Universo ca e a o que favoreceu a forma¸˜o de b´rions (bariogˆnese). ca a e 3 / 23
  5. 5. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e Introdu¸˜o ca Segundo a teoria do big bang o Universo primordial era extremamente quente e denso, e possu´ uma enorme quanıa tidade de part´ ıculas elementares. Neste per´ ıodo, n˜o era a poss´ a forma¸˜o de estruturas devido a forte intera¸˜o da ıvel ca ca radia¸˜o com a mat´ria. A expans˜o inicial resfriou o Universo ca e a o que favoreceu a forma¸˜o de b´rions (bariogˆnese). ca a e Contudo, devido a r´pida taxa de expans˜o os elementos a a pesados n˜o puderam ser sintetizados, mas apenas os elemena tos mais leves como o D, 3 He, 4 He e 7 Li. 3 / 23
  6. 6. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e 4 / 23
  7. 7. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e A primeira etapa desse processo come¸a com a cria¸˜o c ca de novos nˆutrons, a partir dos pr´tons e el´trons presentes e o e no meio, p + e − ↔ n + νe p + νe ↔ n + e + n ↔ p + e − + νe (1) 4 / 23
  8. 8. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e A primeira etapa desse processo come¸a com a cria¸˜o c ca de novos nˆutrons, a partir dos pr´tons e el´trons presentes e o e no meio, p + e − ↔ n + νe p + νe ↔ n + e + n ↔ p + e − + νe (1) As eventuais flutua¸oes locais na abundˆncia de pr´tons c˜ a o ou nˆutrons est´ relacionada com a diferen¸a de massa entre e a c eles: ∆E = (mn − mp )c 2 = 1.293MeV , (2) 4 / 23
  9. 9. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e 5 / 23
  10. 10. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e Da estat´ ıstica de Maxwell-Boltzmann, temos: N = γVz N V = γ n = γ 3/2 2πm βh2 2πm βh2 mkB T 2π 2 3/2 e βµ 3/2 µ e kB T (3) 5 / 23
  11. 11. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e 6 / 23
  12. 12. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e As densidades de pr´tons e nˆutrons podem ser descritas o e por 3, logo: m n kB T 2π 2 3/2 nn = gn mp kB T 2π 2 3/2 np = g p e −mn c 2 kB T (4) e −mp c 2 kB T (5) 6 / 23
  13. 13. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e As densidades de pr´tons e nˆutrons podem ser descritas o e por 3, logo: m n kB T 2π 2 3/2 nn = gn mp kB T 2π 2 3/2 np = g p e −mn c 2 kB T (4) e −mp c 2 kB T (5) Enquanto o n´mero de pr´tons e o n´mero de nˆutrons u o u e permanecerem em equil´ ıbrio, temos: nn np nn np = mn mp −∆E 3/2 e −(mn −mp )c 2 kB T = e kB T = e −0.987t 1/2 (6) onde gn = gp = 2. 6 / 23
  14. 14. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e 7 / 23
  15. 15. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e O equil´ ıbrio foi mantido enquanto a temperatura se manteve acima do patamar de 0.8MeV, correspondendo a uma idade do Universo de; ∆E kB T = 0.987t 1/2 1 0.987 t = 2.68s t = 2 ∆E kB T 2 onde usamos o fato de que 1eV = 11605K . 7 / 23
  16. 16. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e O equil´ ıbrio foi mantido enquanto a temperatura se manteve acima do patamar de 0.8MeV, correspondendo a uma idade do Universo de; ∆E kB T = 0.987t 1/2 1 0.987 t = 2.68s t = 2 ∆E kB T 2 onde usamos o fato de que 1eV = 11605K . nn np Para esse tempo a fra¸˜o de nˆutrons atingiu o valor de ca e ≈ 0.20. 7 / 23
  17. 17. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e 8 / 23
  18. 18. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e Para temperaturas abaixo de 0.8MeV, as rea¸˜es (1) co cessam devido a redu¸˜o tanto no suprimento de neutrinos ca como nos pares p´sitron-el´tron. o e 8 / 23
  19. 19. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e Para temperaturas abaixo de 0.8MeV, as rea¸˜es (1) co cessam devido a redu¸˜o tanto no suprimento de neutrinos ca como nos pares p´sitron-el´tron. o e O comprimento de onda dos neutrinos acompanham a expans˜o do Universo e consequentemente perdem energia a rapidamente, e deixam de participar do processo. 8 / 23
  20. 20. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e Para temperaturas abaixo de 0.8MeV, as rea¸˜es (1) co cessam devido a redu¸˜o tanto no suprimento de neutrinos ca como nos pares p´sitron-el´tron. o e O comprimento de onda dos neutrinos acompanham a expans˜o do Universo e consequentemente perdem energia a rapidamente, e deixam de participar do processo. J´ a presen¸a abundante dos pares p´sitron-el´tron nea c o e cessita de uma temperatura m´dia superior a 1, 0222MeV = e 1, 2x1010 K para que ocorra a rea¸˜o de equil´ ca ıbrio γ ↔ e− + e+ (7) 8 / 23
  21. 21. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e 9 / 23
  22. 22. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e Mas, ainda assim a fra¸˜o de nˆutrons n˜o se manteve ca e a constante, porque o nˆutron, quando livre, ´ uma part´ e e ıcula inst´vel que decai progressivamente a n → p + e − + νe ¯ (8) com uma meia-vida bastante curta τ1/2 = 615 ± 2s. Quando as rea¸˜es respons´veis pela cria¸˜o de novos nˆutrons deixaco a ca e ram de ser eficientes a densidade dessas part´ ıculas come¸ou a c decair exponencialmente com o tempo, nn = nn0 e −0,693t/τ1/2 (9) 9 / 23
  23. 23. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e Forma¸˜o do Deut´rio ca e 10 / 23
  24. 24. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e Forma¸˜o do Deut´rio ca e Se os nˆutrons fossem deixados intactos no meio, a sua e fra¸˜o decairia rapidamente a um valor pr´ximo de zero. No ca o entanto, ocorreu a seguinte rea¸˜o, ca p+n ↔D +γ (10) 10 / 23
  25. 25. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e Forma¸˜o do Deut´rio ca e Se os nˆutrons fossem deixados intactos no meio, a sua e fra¸˜o decairia rapidamente a um valor pr´ximo de zero. No ca o entanto, ocorreu a seguinte rea¸˜o, ca p+n ↔D +γ (10) O n´cleo de deut´rio ´ est´vel e sua energia de liga¸˜o u e e a ca ´ 2, 22 MeV e pode ser facilmente destru´ pelos f´tons e ıdo o energ´ticos presentes no meio. Ent˜o, apenas quando a teme a peratura caiu para 109 K a fra¸˜o desses f´tons se reduziu ca o favorecendo a cria¸˜o do deut´rio. ca e 10 / 23
  26. 26. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e Forma¸˜o do Deut´rio ca e Se os nˆutrons fossem deixados intactos no meio, a sua e fra¸˜o decairia rapidamente a um valor pr´ximo de zero. No ca o entanto, ocorreu a seguinte rea¸˜o, ca p+n ↔D +γ (10) O n´cleo de deut´rio ´ est´vel e sua energia de liga¸˜o u e e a ca ´ 2, 22 MeV e pode ser facilmente destru´ pelos f´tons e ıdo o energ´ticos presentes no meio. Ent˜o, apenas quando a teme a peratura caiu para 109 K a fra¸˜o desses f´tons se reduziu ca o favorecendo a cria¸˜o do deut´rio. ca e 10 / 23
  27. 27. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e 11 / 23
  28. 28. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e A partir do momento em que os nˆutrons deixaram e de ser criados e uma parte decaiu em pr´tons, a fra¸˜o de o ca nˆutrons para pr´tons no meio caiu para nn /np = 0.148. e o 11 / 23
  29. 29. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e A partir do momento em que os nˆutrons deixaram e de ser criados e uma parte decaiu em pr´tons, a fra¸˜o de o ca nˆutrons para pr´tons no meio caiu para nn /np = 0.148. e o Esse processo de fixa¸˜o dos nˆutrons em deut´rio ocorca e e reu quase que instantaneamente comparado com a idade do Universo (tempo estimado em 8s), o que salvou os nˆutrons e do decaimento. 11 / 23
  30. 30. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e Forma¸˜o do 4He ca 12 / 23
  31. 31. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do 4 He ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e Forma¸˜o do 4He ca A forma¸˜o do deut´rio, viabilizou a forma¸˜o do 4 He, ca e ca atrav´s das rea¸˜es, e co D +D ↔ 3 1 He + D ↔ 3 1 He 4 2 He +p +n (11) D +D ↔ 3 2 He + D ↔ 3 2 He 4 2 He +n + p. (12) E praticamente todo o deut´rio que havia surgido se transfore 4 mou em He que observamos hoje no Universo. 12 / 23
  32. 32. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e 13 / 23
  33. 33. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e 13 / 23
  34. 34. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e Al´m de 4 He e D outros elementos leves como o Li e e 2 3 o 2 He tamb´m foram criados durante esta fase. Como j´ foi e a dito, os elementos mais pesados n˜o tiveram condi¸oes de a c˜ serem criados devido ` r´pida expans˜o e s´ come¸aram a a a a o c surgir ap´s o aparecimento das primeiras estrelas. o 13 / 23
  35. 35. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e A abundˆncia de B´rions a a 14 / 23
  36. 36. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e A abundˆncia de B´rions a a O processo de nucleoss´ ıntese depende da densidade de b´rions, nb , pois se essa densidade aumenta o n´mero de a u colis˜es tamb´m aumenta, e consequentemente ocorre o auo e mento nas rea¸˜es que resultam na forma¸˜o do 4 He. Uma co ca forma de explicitar essa dependˆncia ´ utilizar o seguinte e e parˆmetro, a η= nb nb0 a−3 nb0 = = −3 nγ nγ0 a nγ0 (13) 14 / 23
  37. 37. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e A abundˆncia de B´rions a a O processo de nucleoss´ ıntese depende da densidade de b´rions, nb , pois se essa densidade aumenta o n´mero de a u colis˜es tamb´m aumenta, e consequentemente ocorre o auo e mento nas rea¸˜es que resultam na forma¸˜o do 4 He. Uma co ca forma de explicitar essa dependˆncia ´ utilizar o seguinte e e parˆmetro, a η= nb nb0 a−3 nb0 = = −3 nγ nγ0 a nγ0 (13) ´ E usual adotar um modelo cosmol´gico para estudar moo delos de nucleoss´ ıntese primordial, nesse caso foi adotado o modelo plano com Ω = 1. 14 / 23
  38. 38. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e 15 / 23
  39. 39. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e No caso do 4 He, sua abundˆncia pode ser aproximada a atrav´s da express˜o: e a Y ≈ 0.223 η 10−10 0.056 (14) sendo esta rela¸˜o v´lida para o seguintes intervalos: (0.223 ≤ ca a Y ≤ 0.253) e (10−10 ≤ η ≤ 10−9 ). 15 / 23
  40. 40. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e No caso do 4 He, sua abundˆncia pode ser aproximada a atrav´s da express˜o: e a Y ≈ 0.223 η 10−10 0.056 (14) sendo esta rela¸˜o v´lida para o seguintes intervalos: (0.223 ≤ ca a Y ≤ 0.253) e (10−10 ≤ η ≤ 10−9 ). Para poder inferir o valor de η adequado precisamos saber qual a abundˆncia c´smica do 4 He. As estimativas mais recentes a o apontam que: 0.228 ≤ Y ≤ 0.248 (15) 15 / 23
  41. 41. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e No caso do 4 He, sua abundˆncia pode ser aproximada a atrav´s da express˜o: e a Y ≈ 0.223 η 10−10 0.056 (14) sendo esta rela¸˜o v´lida para o seguintes intervalos: (0.223 ≤ ca a Y ≤ 0.253) e (10−10 ≤ η ≤ 10−9 ). Para poder inferir o valor de η adequado precisamos saber qual a abundˆncia c´smica do 4 He. As estimativas mais recentes a o apontam que: 0.228 ≤ Y ≤ 0.248 (15) o que nos permite inferir, 1.5x10−10 ≤ η ≤ 6.7x10−10 (16) 15 / 23
  42. 42. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e 16 / 23
  43. 43. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e Embora o deut´rio tenha sido abundante na fase inicial e da nucleoss´ ıntese, este elemento foi consumido rapidamente e tamb´m foi gradualmente destru´ pelas sucessivas gera¸oes e ıdo c˜ de estrelas. 16 / 23
  44. 44. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e Embora o deut´rio tenha sido abundante na fase inicial e da nucleoss´ ıntese, este elemento foi consumido rapidamente e tamb´m foi gradualmente destru´ pelas sucessivas gera¸oes e ıdo c˜ de estrelas. Al´m disso, diferentemente do 4 He, a abundˆncia do e a deut´rio diminui com o aumento da densidade de b´rions, e e a sua abundˆncia por massa ´ aproximadamente: a e D/H ≈ 4x10−4 η 10−10 −1.43 (17) 16 / 23
  45. 45. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e 17 / 23
  46. 46. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e As estimativas mais recentes para a abundˆncia do a deut´rio indicam e 2.9x10−5 ≤ D/H ≤ 3x10−5 (18) E para que esta abundˆncia tenha resultado do processo a de nucleoss´ ıntese primordial, devemos ter: 1.2x10−10 ≤ η ≤ 3x10−10 (19) 17 / 23
  47. 47. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e 18 / 23
  48. 48. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e A dependˆncia de η com as abundˆncias dos elementos e a pode ser vista na seguinte figura: 18 / 23
  49. 49. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e 19 / 23
  50. 50. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e O parˆmetro η ´ estimado das observa¸oes da radia¸˜o a e c˜ ca de fundo, e da densidade atual de massa. Para um corpo negro, o n´mero total de f´tons ´ u o e ∞ ηγ = ηγ (ν)dν = 0.370 0 aT 3 ≈ 411 ± 4cm−3 k (20) 19 / 23
  51. 51. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e O parˆmetro η ´ estimado das observa¸oes da radia¸˜o a e c˜ ca de fundo, e da densidade atual de massa. Para um corpo negro, o n´mero total de f´tons ´ u o e ∞ ηγ = ηγ (ν)dν = 0.370 0 aT 3 ≈ 411 ± 4cm−3 k (20) O n´mero de b´rions ´ obtido da estimativa do u a e parˆmetro de densidade. Como Ω0b = ρ0b /ρ0c, temos que: a n0b = Ω0b ρ0c = 1.124x10−5 Ω0b h2 cm−3 mH (21) 19 / 23
  52. 52. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e 20 / 23
  53. 53. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e A partir da equa¸˜o (13), obtemos: ca η = 2.737x10−8 Ω0b h2 (22) 20 / 23
  54. 54. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e A partir da equa¸˜o (13), obtemos: ca η = 2.737x10−8 Ω0b h2 (22) Estimativas da densidade de b´rions baseadas na massa a contida na forma de gal´xias indicam Ω0b ≈ 0.04, logo, a η = 1.1x10−9 h2 (23) valor este que est´ muito pr´ximo das estimativas baseadas a o na nucleoss´ ıntese primordial. 20 / 23
  55. 55. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e 21 / 23
  56. 56. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e Contudo, a quantidade de massa na forma de gal´xias a ´ insuficiente para prover a densidade cr´ e ıtica que nos permita adotar o modelo plano. Assim, se houver uma componente adicional de massa que nos forne¸a Ω = 1, esta n˜o deve ser c a bariˆnica. o 21 / 23
  57. 57. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e Contudo, a quantidade de massa na forma de gal´xias a ´ insuficiente para prover a densidade cr´ e ıtica que nos permita adotar o modelo plano. Assim, se houver uma componente adicional de massa que nos forne¸a Ω = 1, esta n˜o deve ser c a bariˆnica. o Portanto, esses resultados corroboram para a existˆncia e de mat´ria escura n˜o bariˆnica no Universo. e a o 21 / 23
  58. 58. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e Principais Referˆncias e SOUZA, Ronaldo E., Introdu¸˜o ` Cosmologia, p.144-153, ca a S˜o Paulo: EDUSP (2004). a SALINAS, S´ ılvio R. A., Introdu¸˜o ` F´ ca a ısica Estat´ ıstica, p.193, S˜o Paulo: EDUSP (2005). a BERGMANN, Thaisa Storchi, Notas de aula de Cosmologia e Relatividade, dispon´ em: ıvel http://www.if.ufgrs.br/ thaisa/cosmologia/old/cosmo9.htm. 22 / 23
  59. 59. Introdu¸˜o ca Forma¸˜o do Deut´rio ca e Forma¸˜o do 4 He ca A abundˆncia de B´rions a a Principais Referˆncias e Obrigada! 23 / 23

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