COSMOLOGIA


   

Lugar da Terra no universo:

   

 
Galáxias  
Aglomerados de galáxias

   

Hubble e o universo em expansão

Observação (Slipher (1912) , Hubble e Humason(1929)):

Todas as galáxias apresentam um desvio espectral para o vermelho (redshift), tanto maior quanto maior é sua distância.

   

Interpretação baseada no efeito Doppler (Hubble, 1929)

A maioria das galáxias está se afastando de nós, com velocidades proporcionais à sua distância.

v = H0 d

   

POR QUE???

   

   


Expansão em um elástico CLEA -Lei de Hubble



   

A expansão do universo não é uma expansão das galáxias no espaço, mas uma expansão do próprio espaço.

A expansão do universo não tem centro, qualquer observador, em qualquer lugar, vê a mesma espansão.


   

Implicações: :

O universo não tem bordas  

O universo não tem centro  

O redshift das galáxias é um redshift cosmológico, resultado da expansão

 

   

  A constante de Hubble (H0) e a idade do universo(t0)

Pergunta:
Uma galáxia com velocidade de recessão de 7100 km/s, está a uma distância de 100 Mpc. Há quanto tempo essa galáxia estava junto à Via Láctea?
Resposta:
Esse tempo é igual a
d100 Mpc
t=
=
v7100 km/s
t = 300 x 1019 km/7100 km/s = 4,2 x 1017 s = 13,4 bilhões de anos
A idade do universo  
 

t0 = tempo que as galáxias distantes, movendo-se à mesma velocidade de hoje, teriam levado para chegar aonde estão.  
 

t0 = d/v
 
 
d = distância das galáxias distantes
v = velocidade de afastamento dessas galáxias
 
 

Pela Lei de Hubble:

v = H0d
 
   
  Juntando as duas equações acima, temos:

t0 = 1/H0 = idade do universo

O Big Bang

O Big Bang

   

   

   

O modelo padrão do Big Bang.

  1. O universo iniciou a partir de um estado extremamente quente e extremamente denso, em que toda a matéria e toda a radiação estavam contidas num espaço inifinitamente pequeno.

  2. Nos primeiros momentos do universo ele era tão quente que a colisão de fótons podia produzir partículas materiais.

  3. À medida que o universo se expande, ele esfria.

  4. Quanto menor a temperatura, menor a energia de radiação, e menor a massa das partículas que podem ser produzidas nas colisões de fótons.

 
  Evolução do Universo
   
Idade cósmica Temperatura Eventos marcantes
   
< 10-44 segundos > 1032 K Big Bang. Unificação das 4 forças. Era de Planck.
   
10-44 segundos1032 K Gravidade se separa das outras forças. Era das GUT's (teorias da grande unificação das forças nucleares forte e fraca e da força eletromagnética).
   
10-35 segundos1028 KForça nuclear forte se separa da força eletro-fraca
   
10-32 segundos1027 KFim da era da Inflação. Universo se expande rapidamente.
   
10-10 segundos1015 K Era da radiação. Forças eletromagnéticas e fracas se separam.
   
10-7 segundos1014 K Era das partículas pesadas (era hadrônica). A colisão de fótons dá origem a prótons, antiprótons, quarks, e antiquarks.
   
10-1 segundos1012 K Era das partículas leves (era leptônica). Fótons retém energia suficiente apenas para construirem partículas leves como elétrons e pósitrons.
   
3 minutos 1010 K Era da nucleossíntese. Prótons e elétrons interagem para formar nêutrons. Prótons e nêutrons formam núcleos de deutério, hélio, e pequena quantidade de lítio e berílio. Todos os átomos encontram-se ionizados.
   
380 000 anos103 KEra da recombinação. Os elétrons se unem aos núcleos para formarem os átomos. A radiação pode fluir livremente pelo espaço. (O universo fica transparente.)
   
1 ×109 anos 20 K Formação das galáxias.
   
10 ×109 anos 3 K Era presente. Formação do sistema solar. Desenvolvimento da vida.
 
 

Evidências observacionais a favor do BIg Bang:

  1. A expansão do universo
  2. A escuridão da noite
  3. A radiação cósmica de fundo,
  4. A abundância observada de hélio no universo
    A quantidade de hélio formado no interior das estrelas corresponde a apenas 10% do hélio observado no universo (que tem básicamente 25% de hélio e 75% de hidrogênio). Isso diz que o hélio deve ter se formado no início, antes da formação de galáxias e estrelas. Ou seja, o universo deve ter sido inicialmente quente o suficiente para sintetizar o hélio.

   

   

Radiação cósmica de fundo (CMB - Cosmic Microwave Background)
  • descoberta em 1963, por Arno Penzias e Robert Wilson (observação) e David Dick, James Peebles, Peter Roll e David Wilkinson (interpretação)
  • predita teoricamente em 1948, por Alpher, Herman e Gamow
  • temperatura de corpo negro de ~3K
  • gerada na época da recombinação (idade =700000anos, temperatura=3000K)
COBE (Cosmic Background Explorer) - 1989,1992

faixa de microondas, resolução angular de 7 graus

  • temperatura de corpo negro de 2,7K
  • variações de temperatura da ordem de 6/milhão -> flutuações de densidades -> formação de galáxias
 
 

Qual o futuro do universo?

Depende da quantidade de energia total no universo:

Energia total positiva ou nula → Expansão perpétua (universo aberto ou plano)

Energia total negativa → Expansão interrompida, seguida de contração (universo fechado)

 
 

Geometria do Universo

Raio do universo vs tempo:

   

   

   

   

Densidade de matéria no universo

Parâmetro de densidade:

Ω0 =ρ/ρc

Densidade crítica
ρc = 3H02
8π G

(densidade marginalmente necessária para interromper a expansão)

ρc = 1,1 X 10-26 kg/m3 (= 6 átomos de hidrogênio por metro cúbico!)

Densidade de matéria luminosa (obtida por contagem de galáxias):

ρml ∼ 2 x 10-28 kg/m3 → Ω0 ∼ 0,01 (aberto!)

Densidade de matéria total (obtida pelas curvas de rotação das galáxias e aglomerados e por lentes gravitacionais) = matéria luminosa + matéria escura:

ρm ∼ 2 x 10-27 kg/m3 →Ω0 ∼ 0,2 - 0,3 (ainda aberto!)
 
  Perguntas que o modelo do Big Bang padrão não pode responder:

  1. De onde surgiram as estruturas do Universo?  
      A formação de estruturas como galáxias exigem que houvessem flutuações de densidade nos primordios do universo. Essas flutuações não existem no Big Bang padrão.

  2. Por que o universo em larga escala é tão homogêneo e isotrópico? (Problema do horizonte)  
      Assim como o Big Bang padrão não prevê a existências das pequenas variaões de densidade no início do universo, ele também não prevê a ausência de grandes variações de densidade que são observadas na radiação cósmica de fundo.  
      A radiação cósmica de fundo apresenta uma grande isotropia; duas regiões opostas no céu têm a mesma aparência. Isso leva a crer que duas regiões opostas uma vez estiveram conectadas, de forma a trasmitir energia uma para a outra. Mas, pelo modelo do Big Bang, quando essas regiões emitiram a radiação que agora está chegando a nós provinda delas, elas já se encontravam separadas por uma distância maior do que a luz poderia percorrer no tempo de existência que o universo tinha então. Ou seja, essas regiões estavam fora do "horizonte" uma da outra. Então, a menos que o universo tivesse iniciado perfeitamente homogêneo (e então nunca teriam se formado as galáxias), não existe razão para que ele seja tão homogêneo hoje.

  3. Por que a densidade do universo é tão próxima da densidade crítica? (Problema da Planicidade)
    4.  
      A densidade de matéria no universo é de 20 a 100% da densidade cr'itica. Por que não é 1000% ou 0,001%? O fato de a densidade do universo ser hoje tão próxima da crítica, requer que no início essa densidade era diferente da densidade crítica por menos de uma parte em 1015. O Big Bang padrão não diz nada a respeito de qual deve ser a densidade do universo.

       

       

    O Big Bang com Inflação

Por volta de 1980, o físico Alan Guth propôs a teoria da Inflação, que poderia responder essas perguntas. Básicamente, essa teoria diz que, no início do universo, quando a força forte se separou das outras forç as, houve uma enorme liberação de energia que fez o universo se expandir por um fator de 1030 em menos de 10-36 s. Essa super expansão é chamada Inflação. A inflação teria tornado "desconectadas" duas regiões que eram anteriormente conectadas, respondendo assim ao "problema do horizonte", e resolve também o problema da planicidade, pois qualquer curvatura que o universo tivesse tido anteriormente ao período da inflação, essa curvatura teria "desaparecido" com a expansão hiper rápida.

Inflação


 
  Repulsão cósmica

Observações de supernovas em galáxias distantes indicam que essas galáxias estão se movendo mais lentamente do que seria esperado para uma expansão constante → a expansão está se acelerando!

Energia escura: uma espécie de força de "repulsão cósmica" que faz o universo se expandir aceleradamente. Essa energia constitui cerca de 70% do universo.

TipoPorcentagem da densidade crítica
Energia escura73%
Matéria escura23%
Matéria normal não luminosa3%
Matéria normal luminosa˜1%
Radiação0,005%

Quintessencia

 
Informações desta figura aqui  
 

   

   


 
WMAP - Wilkinson Microwave Anisotropy Probe - 2001

resolução angular de 0,21 graus em 93 GHz

  • idade do universo = 13,7 +/- 2 bilhões de anos
  • universo é plano

    • universo aberto: linhas partindo de um mesmo ponto divergem, fazendo objetos distantes parecerem menores. As flutuações na radiação de fundo aparecerão maiores numa escala de 0,5 grau.

    universo plano: linhas partindo de um mesmo ponto permanecem paralelas; as flutuações na radiação de fundo aparecerão maiores numa escala de 1 grau.

    universo fechado: linhas partindo de pontos diferentes, fazendo objetos distantes parecerem maiores:as flutuações na radiação de fundo aparecerão maiores numa escala maior do que 1 grau.