Cosmologia 1 Vera Jatenco IAG/USP

Transcrição

1 Cosmologia 1 Vera Jatenco IAG/USP Agradecimentos: Prof. Gastão B. Lima Neto - IAG/USP Hubble Ultra Deep Field-HST/ACS AGA 210 / 2010

2 Cosmologia História e estrutura do universo Como se distribui a matéria? Onde estamos? Como isto se relaciona com a origem do Universo?

3 Egito Antigo Uma questão antiga

4 Mitologia Hindu Uma questão antiga

5 Uma questão antiga Aristóteles (320 AC) Ptolomeu (160 DC) Aristárco (220 AC) Copérnico (1543)

6 Uma questão antiga universos-ilhas Século XVIII Thomas Wright, Emmanuel Kant

7 Início do Século XX Uma questão antiga??

8 Uma questão atual! Campo Ultra Profundo feito com o Telescópio Espacial Hubble (800 exposições de 21 minutos -> 11,5 dias olhando para o mesmo lugar. Para observar todo o céu desta forma seria preciso 1 milhão de anos).

9 Uma questão atual!

10 Base teórica Cosmologia Princípio Cosmológico "Universo é homogêneo e isotrópico"

11 Base teórica Cosmologia Princípio Cosmológico "Universo é homogêneo e isotrópico" Relatividade geral (Einstein, 1915) geometria X matéria/energia

12 Base teórica Relatividade geral (Einstein, 1915)

13 Massa-energia determina a curvatura Ω < 1 Ω = 1 Ω > 1 Ω ==> parâmetro de densidade Ω = Ω M + Ω Λ + (soma de todas as componentes do universo: radiação, átomos, matéria escura, energia escura, etc...)

14 Base observacional O universo está em expansão (Slipher, Hubble entre 1912 e 1929) Radiação cósmica de fundo com 2,7K (previsto nos anos 1950, observado em 1964) Cerca de 10% dos átomos são de Hélio (década de 1960)

15 Expansão do Universo Determinada pela primeira vez por Hubble em Lei de Hubble: v = H 0 D H 0 Constante de Hubble Hubble & Humanson, 1931 Edwin Hubble ( ) no Monte Wilson. Trabalho original de Hubble em 1929

16 Velocidade de recessão e distância das galáxias c z = v z Δλ/λ rep Expansão do universo, semelhante ao efeito Doppler desvio para o vermelho ( redshift ): v = H 0 D Determinação de distâncias: Relação Periodo-Luminosidade de Cefeidas; Aglomerados de galáxias; Supernovas; Relações de escala em galáxias Tully-Fisher Plano Fundamental Flutuação de brilho superficial comprimento de onda [nm]

17 Lei de Hubble: medida observacional Hubble Key Project (2001) Incerteza de ± 8km/s/Mpc

18 Expansão do Universo H velocidade da expansão do universo tamanho do universo Indica a taxa de expansão do universo. Tamanho do universo Fator de escala H não é constante! Valor hoje: Constante de Hubble, H 0. universo estático fóton universo em expansão Além desta fonte não podemos observar: os fótons não tiveram tempo de chegar ao observador. observador fonte distância Maior distância observável = tamanho do universo

19 Lei de Hubble: expansão do Universo Representação do universo em 2 dimensões universo isotrópico passagem do tempo passagem do tempo universo anisotrópico passagem do tempo Lei de Hubble implica em um universo isotrópico: qualquer observador no universo determina a mesma lei de Hubble da expansão do universo.

20 Expansão do Universo Lei de Hubble: Velocidade de recessão = H 0 x distância Quanto tempo levou para uma galáxia estar a uma certa distância de nós? tempo = distância/velocidade = dist./(h 0 x dist.) = 1/H 0 Independente da galáxia considerada. Existe um tempo no passado, 1/H 0, no qual todo o universo esteve em um mesmo ponto: uma singularidade. BIG BANG

21 Expansão do Universo Existe um tempo no passado no qual todo o universo esteve em um mesmo ponto. BIG BANG A expansão NÃO tem centro. O universo NÃO tem borda: ou você anda para frente para sempre (universo infinito). ou você anda sempre para frente e volta ao ponto de partida (universo finito). O universo NÃO expande para lugar nenhum. não existe um lado de fora do universo.

22 História do universo Big Bang a 14 bilhões de anos 1 bilhão de anos História do universo é determinada pelos parâmetros cosmológicos WMAP

23 Parâmetros cosmológicos Constante de Hubble; Densidade de matéria; Idade do universo; Curvatura do universo. A evolução do universo é descrita pelas soluções das equações de Einstein: Equações de Friedmann Lemâitre. As equações de Friedmann Lemâitre são parametrizadas pelos parâmetros cosmológicos. Parâmetros cosmológicos são determinados experimentalmente.

24 Determinação dos parâmetros cosmológicos. exemplo: supernovas distantes m = M + 5logDL 5 + correções cosmológicas cz = H0D

25 Energia Escura 1998: observação de supernovas distantes de tipo Ia mostram que o universo está em expansão acelerada. As SNs distantes parecem menos brilhantes do que esperamos. 1998: Observação da radiação cósmica de fundo por balões mostraram que o universo tem geometria plana. Logo, existe uma componente além da matéria e radiação que chamamos de Energia Escura (na falta de um nome melhor) e 70% do universo é feito desta componente!

26 Evolução da nossa concepção do universo. Composição do universo

27 Composição do universo hoje Radiação (fótons) ρ crit 3H 2 8πG 1,9h g/cm 3 2,8h M sol /Mpc 3 Densidade crítica: densidade necessária para parar a expansão do universo, na ausência de energia escura.

28 Composição do universo Grécia, ~ 400 a.c.

29 Composição do universo Grécia, ~ 400 a.c. ~ 2010 d.c.

30 Massa-energia determina a evolução tamanho do universo (fator de escala) idade do universo fator de escala hoje = 1

31 Determinação dos parâmetros cosmológicos Constante de Hubble: H 0 Densidade de matéria: Ω M (matéria bariônica: Ω B ) Densidade de energia escura: Ω Λ Geometria do universo Evolução e idade do universo Formação de estruturas (galáxias, aglomerados, ) Distribuição de matéria em grande escala

32 Fim