Universidade Federal do ABC Jessica Gonçalves de Sousa Ensino de Astronomia UFABC Aula: Cosmologia I

Transcrição

1 Universidade Federal do ABC Jessica Gonçalves de Sousa Ensino de Astronomia UFABC Aula: Cosmologia I

2 Cosmologia Uma galáxia é um grande sistema, gravitacionalmente ligado, que consiste de estrelas, O UNIVERSO E A HISTÓRIA DO COSMOS COSMOLOGIA remanescentes de estrelas (objetos compactos), um meio interestelar de gás e poeira e um (do grego κοσμολογία, κόσμος="cosmos"/"ordem"/"mundo" + importante componente apelidado matéria λογία="discurso"/"estudo") é oderamo da escura. astronomia que estuda a origem, estrutura e evolução do Universo a partir da aplicação de métodos científicos. COSMOLOGIA ASTROFISICA A astrofísica é um ramo da Astronomia que estuda a estrutura e as propriedades dos objetos celestes e o Universo como um todo através da física teórica.

3 O Big Bang Uma galáxia é um grande sistema, gravitacionalmente ligado, que consiste de estrelas, remanescentes de estrelas (objetos compactos), um meio interestelar de gás e poeira e um importante componente apelidado matéria escura. e astrofísicos, relata que O Big Bang, teoria mais aceitade por astrônomos o Universo emergiu de um estado extremamente quente e denso há cerca de 13,7 bilhões de anos. O termo Big Bang na verdade é uma ironia, pois o Universo teria emergido de uma singularidade inicial (estado de densidade e temperatura infinita) e, como não havia um meio para a propagação de ondas sonoras, não teria ocorrido a explosão.

4 O Big Bang Fred Hoyle, astrônomo britânico, foi o criador deste termo pejorativo. Ele defendia um modelo cosmológico alternativo chamado Teoria do Estado Estacionário.

5 Os vários tipos de redshift Efeito Doppler Se uma fonte luminosa está se afastando de um observador dize mos que está ocorrendo um redshift (z > 0). Se uma fonte luminosa está se deslocando na direção do observa dor dizemos então que está ocorrendo um blueshift (z < 0). Isto é verdade para todos os tipos de ondas eletromagnéticas e é explicado pelo efeito Doppler. Consequentemente este tipo de redshift também é chamado de redshift Doppler. Se a fonte está se afastando do observador com uma velocidade v, então, ignorando os efeitos relativísticos, o redshift é dado por onde c é a velocidade da luz. Note, entretanto, que esta expressão é apenas aproximada e precisa ser modificada quando estamos tratando com velocidades próximas à velocidade da luz.

6 Os vários tipos de redshift Expansão do espaço-tempo Um efeito muito semelhante ao efeito Doppler é causado pela expansão do espaço-tempo prevista pelos modelos atuais da cosmologia física. Mais uma vez as propriedades da fonte não são modificadas, mas os comprimentos de onda da luz serão esticados à medida que o espaçotempo através do qual ele está se deslocando se expande. Isso aumenta o comprimento de onda da luz. Este tipo de redshift também é chamado de redshift cosmológico ou redshift de Hubble. Podemos usar as seguintes equações neste caso: Onde:

7 Os vários tipos de redshift Gravitacional A teoria da Relatividade Geral mostra que quando a radiação ele tromagnética se desloca através de fortes campos gravitacionais o seu comprimento de onda sofre ou um deslocamento para o vermelho (redshit) ou um deslocamento para o azul (blueshift). Isto é conhecido como redshift gravitacional. Este efeito é muito pequeno, mas mensurável, na Terra usando o chamado efeito Mössbauer. Entretanto ele é bastante significativo pró ximo a um buraco negro e à medida que um objeto se aproxima do horizonte de eventos o redshift se torna infinito. Ele também é a causa principal das flutuações de temperatura em grande escala angular que observamos na radiação de fundo de microonda cósmica.

8 A Lei de Hubble Em 1929, o astrônomo Edwin Hubble publicou uma série de observações feitas através de um telescópio, onde mostrou que a luz de várias galáxias são desviadas para o vermelho no espectro eletromagnético (Redshift). Assim, sua maior descoberta foi que as galáxias distantes se afastavam de nós e que todas as galáxias, simultaneamente, se afastavam uma das outras. Como resultado, temos a relação linear: V = H0 d onde v é a velocidade com que as galáxias se afastam de nós; d é a distância das galáxias até nós e H0 é a constante de Hubble. A Lei de Hubble marca o início da cosmologia moderna observacional.

9 A Lei de Hubble Gráfico comas medidas observadas por Hubble.

10 A Lei de Hubble Gráfico da Lei de Hubble, mostra a relação entre distância e velocidade para diversos aglomerados de galáxias. O quadrado no canto inferior esquerdo representa a região em que se encontravam as galáxias observadas por Hubble na década de 20.

11 A Lei de Hubble Extrapolando a Lei de Hubble para o passado, vemos que as distâncias devem ter sido zero em algum momento no passado. Naquele momento, o Universo era concentrado em um ponto (singularidade), que pode ser considerado o começo do Universo (Big-Bang). Supondo que o Universo está expandindo a taxa atual desde o seu começo, conseguimos estimar a sua idade: th = d/v=1/h0= Tempo de Hubble = 13,8 bilhões de anos.

12 A Lei de Hubble OBS: Na verdade, a taxa de expansão não é constante, ou seja, ela varia com o tempo. Logo, o correto e chamarmos de parâmetro de Hubble H(t), onde H0 e o valor atual do parâmetro do Hubble. Cálculos recentes que levam em conta a variação da taxa de expansão, chegam que o Universo possui 13,7 bilhões de anos, quase o valor estimado usando uma taxa constante.

13 Princípio Cosmológico Estamos no centro do Universo? Em grandes escalas o Universo é: Isotrópico: Todas as direções são equivalentes, ou seja, não há uma posição/direção privilegiada. Homogêneo: Possui as mesmas propriedades físicas ponto a ponto.

14 Princípio Cosmológico

15 Universo em expansão

16 O Big Bang

17 Partículas Elementares

18 Partículas Elementares Na natureza existem 12 tipos de partículas elementares que constituem a matéria. Elas são divididas em dois grupos chamados de Quarks e Leptons. Toda partícula elementar possui uma anti-partícula, que possui as mesmas propriedades físicas da partícula, porém com carga oposta

19 Partículas Elementares OBS: Quase todas as partículas elementares são instáveis; Este fato dificulta a detecção delas => (Acelerador de partículas).

20 Partículas Elementares Prótons e Nêutrons são constituídos por QUARKS.

21 Partículas Elementares Quarks e Leptons são diferenciados pela maneira em que cada um interage com as quatro forças fundamentais.

22 Forças Fundamentais Na Natureza, existem quatro forças fundamentais que agem através de PARTÍCULAS MEDIADORAS. Força Gravitacional (gráviton); Força Eletromagnética (fóton); Nuclear Forte (glúon); Nuclear Fraca (bósons); -Quarks sentem a força forte, Leptons não; -Ambos (Quarks e Leptons) sentem as outras três forças; OBS: talvez a força gravitacional não seja uma força e o gráviton não exista.

23 Forças Fundamentais

24 O Big Bang 0: O começo do tempo ocorre com o Big Bang. O Universo emerge de uma singularidade inicial de um estado extremamente quente e denso. Desde então o Universo expande e diminui sua temperatura; Até ~5.10ˆ(-44) sec (T 10^33 K): Era de Planck (ou Era da Gravitação Quântica): Densidade e temperatura altas demais para serem tratadas pela física que conhecemos hoje em dia. Unificação das quatro forças fundamentais;

25 O Big Bang 10ˆ(-43) s 10ˆ(-36) s (T 10ˆ28 K): Época da GUT (Grand Unified Theory, Grande Teoria Unificada ): As forças eletromagnética, nuclear forte e fraca eram unificadas em uma. O Universo consistia de uma sopa primordial de quarks (os constituintes dos prótons e dos nêutrons. Matéria e anti-matéria se formavam e se aniquilavam constantemente. 10ˆ(-36) s - 10ˆ(-34) s (T ~ 10ˆ28 K): Era da Inflação: Aumento exponencial do tamanho do Universo por um fator 10^43 em menos 10ˆ34 s. A sopa primordial prevalecia, mas parte das partículas virtuais (aquelas que estavam se formando e aniquilando) se tornaram reais.

26 O Big Bang

27 O Big Bang 10ˆ(-34) s 10ˆ(-11) s, 10ˆ28 K T 10ˆ15 K: Época eletrofraca: As forcas eletromagnética e fraca ainda eram unificadas em uma, porém bem distintas da força forte. A sopa primordial continuou. Esta época também é chamada de grande deserto, por que não houve a formação de partículas novas. 10ˆ(-11) s 1 ms, 10ˆ15 K T 10ˆ12 K: Época das partículas: As forcas eletromagnética e fraca se desacoplaram, e se tornaram duas forças distintas. A sopa primordial se transformou em prótons e nêutrons (sobrando de um pequeno desequilíbrio entre matéria e antimatéria). Estes, são os mesmos prótons e nêutrons que constituem a matéria hoje.

28 O Big Bang 1 ms ~5 min, 10ˆ12 K T 10ˆ9 K: Época da nucleossíntese: Fusão nuclear dos prótons e nêutrons, formam núcleos de hélio e uma pequena quantidade de deutério, lítio e berílio => Composição química primordial do Universo: H (~76 %), He (23 a 24 %), D (0.01 %), Li (< 0.01 %). ~98 % dos átomos de hoje. 4 min ~ anos: 10ˆ9 K T 3000 K: Época dos núcleos: Nucleos e elétrons interagindo constantemente com fótons ( partículas de luz ).

29 O Big Bang ~ anos, T ~3000 K: Final da época dos núcleos; Recombinação (é um termo ruim): Núcleos e elétrons formando átomos eletricamente neutros: Não interagiam mais com os fótons; Desde então, a luz pode viajar livremente pelo espaço e o Universo se torna "transparente. A luz emitida pouco antes, na superfície de ultima difusão ainda está permeando o Universo e pode ser observada como Radiação cósmica de fundo.

30 O Big Bang anos, T ~100 K Formação das primeiras estrelas. 1 bilhão anos, T~20K Era das galáxias: formação de protoaglomerados de galáxias e de galáxias (aula=>galáxias). 10 bilhões anos, T~3K Era presente. Formação do Sistema Solar e o desenvolvimento da vida. As estruturas se formam de baixo para cima.

31 O Big Bang Universo continua se expandindo e se resfriando! As distâncias entre as galáxias e entre os aglomerados de galáxias aumentam com o tempo. O Universo irá se expandir para sempre? Qual o futuro do Universo?

32 Geometria do Espaço O Big Bang, como vimos, não criou somente a matéria e a radiação, mas o próprio espaço e o tempo. A Relatividade Geral afirma que o Espaço-Tempo e curvo na presença de massa/energia. Assim, qual seria a formato do Universo? Como a massa/energia poderia deformá-lo? Porque isto é importante para determinar o seu futuro?

33 Geometria do Espaço De acordo com o modelo cosmológico do Big Bang, a DENSIDADE DE ENERGIA do Universo determinara o seu futuro. O matemático e cosmólogo russo Alexander Friedmann, descobriu um conjunto de soluções das equações da Relatividade Geral. Essas soluções incluem expansão infinita ou recolapso do Universo.

34 Geometria do Espaço A geometria do Universo depende da densidade de energia. Ela pode ser: Plana (Euclidiana). Hiperbólica (Aberta). Fechada (Esférico).

35 Geometria do Espaço

36 Geometria do Espaço ATENÇÃO: O espaço não é uma superfície (espaço 2D) dentro do espaço 3D, é um espaço 3D contido em um espaço 4D, onde não temos acesso a quarta dimensão (neste caso a quarta dimensão não é o tempo), mas que e análogo ao espaço 2D contido no espaço 3D.

37 Geometria do Espaço A densidade total em unidades de densidade crítica (Ω) é definida como a densidade de energia necessária para parar a expansão do Universo, devido a força gravitacional. Se a densidade de matéria for maior que a densidade crítica (Ω > 1), o Universo é espacialmente fechado. Se uma nave viajasse em linha reta, voltaria ao mesmo ponto depois de um tempo. O Universo se expandiria em um limite máximo e depois iria se contrair chegando a condições similares ao do Big Bang (Big Crunch).

38 Geometria do Espaço Se a densidade de matéria for igual a densidade crítica (Ω = 1), o Universo é plano, ou seja, ele se expandiria para sempre mas a velocidade das galáxias seria cada vez menor, chegando a zero no infinito. Se a densidade de matéria for menor que a densidade crítica (Ω < 1), o Universo e espacialmente aberto e continuará se expandindo para sempre.

39 Geometria do Espaço

40 O Universo irá se expandir para sempre? Medidas recentes indicam que: -A matéria no Universo não chega nem perto da densidade necessária para parar e reverter a expansão -A matéria comum (átomos), também chamada de bariônica, equivale a apenas 4 % da densidade crítica. -Além dela, parece existir uma matéria invisível, de outra natureza (por exemplo, partículas elementares ainda não detectadas), em quantidade bem maior do que a bariônica, a matéria escura nãobariônica -Juntas, a matéria bariônica e a matéria escura não-bariônica equivalem a aproximadamente 30 % da densidade crítica. =>O Universo continuara expandindo!!!

41 O Universo irá se expandir para sempre? Porém, estudos recentes indicam que o Universo esta se expandindo aceleradamente e que possui uma geometria plana, ou seja, Ω = 1. Como explicar os 70% de densidade de energia que faltam? ENERGIA ESCURA!!! Ou seja, 96% do Universo é constituído por matéria desconhecida!

42 Questionário 1-) O que o Princípio Cosmológico define? a-) Que o Universo é heterogêneo e a sua aparência depende do lugar onde se situa o observador. b-) Que o Universo é homogêneo (mesma densidade em todo lugar) e isotrópico (mesma aparência em qualquer direção). c-) Que o Universo é homogêneo e de curvatura esférica(fechada). d-) Que o Universo é heterogêneo e de curvatura hiperbólica (aberta). 3-) Na natureza existem 4 forças fundamentais, são elas: a-) Gravitacional, Elétrica, Magnética e Nuclear b-) Gravitacional, Elétrica, Eletrofraca e Nuclear c-) Gavitacional, Eletromagnética, Nuclear forte e Nuclear fraca d-) Gravitacional, Eletromagnética, Eletrofraca e Nuclear 2-) O que é o Redshift? a-) É o desvio para o vermelho no espectro eletromagnético causado pelo movimento de afastamento da fonte (de luz, som, etc) em relação ao observador. b-) É o desvio para o vermelho no espectro eletromagnético causado pela expansão do Universo, que estica os comprimentos das ondas. c-) É o desvio para o vermelho no espectro eletromagnético causado pelo movimento de aproximação do observador em relação a expansão do Universo. d-) É o desvio para o vermelho no espectro eletromagnético causado pela diminuição da intensidade emitida pela fonte (de luz, som, etc) em relação ao observador. 4-) Sobre a Geometria do espaço, NÃO é válido afirmar que: a-)se a densidade de matéria for maior que a densidade crítica (Ω > 1), o Universo é espacialmente fechado. b-)se a densidade de matéria for igual a densidade crítica (Ω = 1), o Universo é plano. c-)se a densidade de matéria for menor que a densidade crítica (Ω < 1), o Universo é espacialmente aberto e continuará se expandindo para sempre. d-)universo está se expandindo aceleradamente e que possui uma geometria fechada e a densidade de matéria é menor que a densidade crítica (Ω < 1).

43 Referências Kepler de Souza Oliveira e Maria de Fátima; Astronomia & Astrofísica, editora Livraria da Física editora Pieter Westera, Noções de Astronomia e Cosmologia, in acessado em 18/08/ acessado em 18/08/2015 Sueli M. M. Viegas e Fabíola de Oliveira; Descobrindo o Universo, editora edusp