O COMEÇO DO UNIVERSO. O BIG-BANG Parte I

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1 O COMEÇO DO UNIVERSO O BIG-BANG Parte I

2 A RADIAÇÃO CÓSMICA DE FUNDO Como podemos observar o universo a distâncias bem maiores do que o mais distante quasar detectado?! Resposta: através de um experimento realizado por Arno Penzias e Robert Wilson (1964) projeto para eliminar interferências em satélites de comunicação prêmio nobel em física de 1978

3 Eles detectaram um ruído fraco de baixa frequência, que vinha aparentemente de todas as direções e permanecia em qualquer época do ano. Após todas as tentativas de explicação para este ruído de fundo, chegou-se a conclusão que, sendo esta radiação aparentemente uniforme em todas as direções e invariante no tempo, ela pode ter sido emitida pelo universo num passado bastante remoto. RADIAÇÃO CÓSMICA DE FUNDO

4 Predições teóricas da radiação cósmica já tinham sido feitas em 1940 logo após o Big-Bang universo preenchido com radiação térmica de alta energia raios gama de muito curto Esta radiação primordial deveria ser observada hoje em frequências mais baixas ( mais altos) devido ao redshift sofrido por esta radiação pela expansão do universo. radiação hoje na faixa de microondas

5 Relembrando O universo em maiores escalas mistura aproximadamente homogênea de matéria (escura e bariônica) + radiação + energia escura Para H o =70 km/s/mpc C = kg/m 3 Resultados mostram que a densidade de matéria atual é m =0.3 c ~ kg/m átomos de H por metro cúbico!!!! = existência de energia de caráter repulsivo 70% da massa-energia total existe na forma de dark energy D ~ kg/m 3 (resultados de SNIa) Universo aberto em expansão eterna

6 RADIAÇÃO E MATÉRIA NO UNIVERSO Matéria no universo é constituída de: átomos (matéria bariônica) Matéria escura (normal ou exótica) As principais fontes de radiação no universo são: estrelas em galáxias radiação cósmica de fundo

7 Qual destas fontes emite mais energia? Estrelas + galáxias são fontes mais intensas, mas ocupam somente uma pequena fração do volume total do universo A radiação cósmica de fundo (RCF) é mais fraca, mas ocupa todo o volume do espaço R: a radiação cósmica de fundo E total (RCF) ~ 10 E Fonte mais significativa de energia no universo = RCF

8 Qual a componente que domina atualmente o universo : matéria ou energia(radiação)? Como comparar as densidades de energia e matéria? R: usando E = mc 2 E m se E mc c c V V rad rad rad rad 2 c densidade em massa de energia radiativa Ps. E=mc 2 conservação massa e energia: massa ou energia não podem ser destruídas (E/m=c 2 )ou a quantidade máxima de energia que se pode obter de um objeto é a massa do objeto multiplicada pelo quadrado da velocidade da luz.

9 rad rad 2 c 2.7 K A densidade de radiação de um corpo negro (Stefan-Boltzmann): rad =at 4 a = constante da radiação T = temperatura do corpo negro Levando em conta a temperatura da RCF, pode-se estimar rad e então rad : rad ~ kg/m 3

10 Vê-se que: m ~ kg/m 3 >> rad ~ kg/m 3 m ~ 6000 rad Atualmente vivemos em um universo dominado pela matéria!!!

11 A densidade de matéria foi sempre maior do que a densidade de energia no universo? R: Não! De acordo com as equações de Friedmann, calculando-se a densidade de matéria e energia no passado (supondo o Big-Bang) teve uma época em que o universo foi dominado pela radiação. Com a expansão do universo, tanto a densidade da matéria e de fótons diminuem (massa e energia por unidade de volume (R 3 )). No entanto os fótons também diminuem em energia por causa da expansão (redshift de ) (por R 4 ). Logo rad cai mais rápido no tempo do que m.

12 E a energia escura? De acordo com as observações feitas pelas SNIa, energia escura é um fenômeno de larga-escala. Ela aumenta sua influência à medida que o universo expande (aumenta seu tamanho), então no começo do universo não deveria ser importante (será?!)

13 No modelo padrão do Big-Bang, usando as equações de Friedmann vemos que os estágios iniciais do universo eram caracterizados por condições de alta densidade e alta temperatura. Como se comportava a energia e matéria no universo dentro destas condições? Chave para o entendimento: produção de pares

14 Produção de pares = 2 fótons dão origem a um par partícula- antipartícula Exemplo para pósitron (e + ) e elétron (e-) (a) matéria é criada diretamente da energia (radiação eletromagnética). (b) processo reverso: partícula e antipartícula aniquilam-se para produzir radiação.

15 Acima de uma certa T (energia dos fótons) há criação e aniquilação contínua de matéria-antimatéria. A medida que o universo se expande universo se resfria fótons diminuem sua energia até não ser mais possível a formação de qualquer partícula por este meio.

16 A uma dada temperatura temos um universo constituído de quarks-antiquarks + elétronsantielétrons + neutrinos-antineutrinos +radiação (fótons) QUARKS = FORMAM OS PRÓTONS E NÊUTRONS

17 Matéria é constituída de: 1. Léptons (elétrons, neutrinos) 2. Quarks (formam os prótons, nêutrons, etc..)

18 A medida que o universo se expande, num certo momento quando a temperatura é abaixo da T L para formação de partículas, a quantidade de matéria resultante foi maior do que a de anti-matéria... Isso fez com que a toda a matéria não fosse aniquilada pela antimatéria, resultando no universo observado hoje que é composto de matéria. A medida que a temperatura foi diminuindo, a matéria foi se agrupando e formando estruturas cada vez mais complexas: átomos planetas estrelas galáxias estrutura em larga escala

19 A EVOLUÇÃO DO UNIVERSO

20 4 forças fundamentais na natureza 1) gravitacional 2) eletromagnética 3) nuclear forte 4) nuclear fraca Força forte = 137 x força eletromagn x força fraca x força gravitacional Gravitacional : força de alcance infinito, varia com 1/d 2, afeta tudo no universo Eletromagnética: força de alcance infinito, varia com 1/d 2, afeta somente partículas carregadas. Nuclear forte: força de curto alcance (10-15 m), mantém ligados os constituintes de um núcleo atômico: prótons e nêutrons Nuclear fraca: força de curto alcance (10-17 m), responsável pelo decaimento radiativo (ex. C 14 em N 14 decaimento beta) Decaimento do nêutron

21 ERA DE PLANCK

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23 t < s, T > K Leis conhecidas da física não podem explicar a evolução do universo neste tempo ERA DE PLANCK supergravidade ou gravitação quântica unificação das 4 forças fundamentais gravitação eletromagnética nuclear forte nuclear fraca Na era de Planck estas forças são indistinguíveis

24 comprimento de Planck: r PLANCK ~ cm = raio visível do universo em t PLANCK t PLANCK ~10-43 s = limite de validade da TRG Comparação do tamanho do universo e um núcleo de Hélio Era de planck cm

25 Teoria das cordas e supercordas (cordas cósmicas) Tentativa de unificação das forças fundamentais Tentativas de descrição de t < t PL : Postulado: matéria e energia podem ser reduzidas a fios minúsculos de energia, que vibram num universo de n dimensões descreve forças e partículas elementares como modos de vibração de cordas (loops) (modelo matemático) Cada frequência diferente de vibração corresponde a uma partícula subatômica ou quanta Cordas =vibram num E-T de inúmeras dimensões

26 De acordo com esta teoria, nossos corpos, que são feitos de partículas subatômicas podem ser descritos pelas ressonâncias de trilhões e trilhões de cordas minúsculas. Notas" da supercorda =partículas subatômicas Harmonias" das supercordas = leis da física Universo" = sinfonia de supercordas vibrando. A vibração de uma corda faz o continuum E-T circunvizinho se deformar. Assim temos uma descrição harmoniosa que funde a teoria dos quanta com a teoria do continuum E-T.

27 (1984) + atual: teoria das cordas cósmicas ou superstrings Michael Green e John Schwarz Universo começou com 10 dimensões Do ponto de vista matemático, somar dimensões mais altas tem uma grande vantagem: permite descrever cada vez mais forças. Há mais "tolerância" em dimensões mais altas para unir a força eletromagnética a força gravitacional. Acrescentando sempre mais dimensões a uma teoria, permite unificar as leis da física.

28 Teoria requer a existência de 9 dimensões espaciais e uma temporal = 10 dimensões no total Cada ponto do E-T quadri-dimensional tem dimensões extras que não podem ser detectadas a distâncias ~ r PL estão enroladas sobre si mesmas com distâncias << r PL As dimensões se compactaram após s após a formação do universo (t PL!!!)

29 Na era de Planck Nestas altíssimas energias e temperaturas: forças são SIMÉTRICAS são indistinguíveis em intensidade e forma Quebra de simetria = forças distintas

30 ERA GUT

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32 10-43 s t < s a partir de T = K ERA DOS GUTs (Teoria da Grande Unificação) Universo contém matéria GUT = combinação do que vai ser quarks, leptons e fótons (energia e temperatura eram muito altas para a formação destas partículas). E-T quadridimensional Forças eletromagnética, forte e fraca unificadas Separação da gravitação (desacoplamento de grávitrons??)

33 ERA HADRÔNICA

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35 10-35 s < t < 10-4 s 1) No início ERA HADRÔNICA t = s era das partículas pesadas hadrons: partículas formadas por conjuntos de quarks separação entre a força forte e eletrofraca (eletromagnética + fraca) formação dos quarks e leptons (produção de pares)

36 1. Leptons (elétrons, neutrinos, etc...) interagem através de forças eletrofracas 2. Quarks (formam os prótons, nêutrons, etc..) interagem através das forças fortes e eletrofracas Toda a matéria conhecida no universo pode ser descrita em termos de léptons e quarks e as forças que atuam entre eles: ERA HADRÔNICA

37 Evolução da matéria ERA HADRÔNICA Até t=10-11 s formação de uma quantidade maior de quarks do que anti-quarks mais matéria do que anti-matéria aniquilação matéria-antimatéria deixa mais matéria!!!

38 ERA HADRÔNICA

39 t = s T = K ERA HADRÔNICA separação das forças eletromagnética e fraca abaixo desta energia ou T a força fraca agirá somente a distâncias < cm (~ 1000 menor que o tamanho de um núcleo)

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41 t 10-6 s T = K ERA HADRÔNICA Fótons colidem para formar q e q + q + q = interconversão de partículas ou produção de pares reações mais rápidas do que a variação de densidade (devido à expansão) tempo para estabelecer um estado de equilíbrio Matéria e radiação em equilíbrio durante a era radiativa Com a diminuição de T os quarks começam a ficar confinados: formação de prótons e nêutrons

42 FINAL DA ERA HADRÔNICA Para T < K: não é mais possível formar p e n ou quarks por produção de pares Mas continua a aniquilação: p + p + T ~ K (t~2x10-6 s) os pares tem E ~ 0 e se aniquilam época da maior aniquilação!!! T <<10 11 K vai decrescendo a aniquilação

43 FINAL DA ERA HADRÔNICA Em t~10-5 s ocorre o total confinamento de quarks em prótons e nêutrons e outras partículas transição quark-hádron 3 quarks=bárions Teoria de partículas elementares também tenta explicar porque temos mais matéria do que anti-matéria... Resultado: léptons (è,,,,suas antipartículas) + hádrons que não se aniquilaram

44 ERA LEPTÔNICA

45 ERA LEPTÔNICA formação de todas as partículas constituintes da matéria: léptons e hádrons.

46 10-4 s < t < 10 2 s K < T< 10 9 K ERA LEPTÔNICA era das partículas leves A criação por produção de pares de quarks-antiquarks, logo de partículas mais pesadas como prótons e nêutrons, deixa de ocorrer pois os fótons não tem energia suficiente. energia de colisão dos fótons menor construção de partículas mais leves Tais como elétrons e neutrinos + e + e + + +

47 t < 0.3 s : estão em equilíbrio térmico com os fótons + outros léptons e + e + e + e t ~ 0.3 s: começo do universo transparente aos neutrinos ( e ) os neutrinos não interagem mais com a matéria a seção de choque dos neutrinos é muito pequena, e com a expansão do universo a probabilidade de choque entre eles e outras partículas fica cada vez menor. t ~ 2 s: DESACOPLAMENTO DE TODOS OS TIPOS DE NEUTRINOS

48 t ~ 1s-2 s T ~ K universo com fotóns, elétrons, prótons, nêutrons, neutrinos + anti-partículas p e n estão em equilíbrio através das reações: p + e n + e p + e n + e + n decaem espontaneamente em p n p + e + e n fora do núcleo são instáveis + provável a formação de um p do que um n

49 Enquanto T ~ K : o número de prótons é praticamente igual ao de nêutrons n p ~ n n Quando T > K (t~2s) o n o de prótons cresce em relação ao de nêutrons Os nêutrons não desaparecem completamente porque as reações nucleares começam a acontecer, ou seja, prótons e nêutrons começam a agregar-se formando os núcleos atômicos. Isso acaba com a reação espontânea n p + e + e

50 No final da era leptônica temos formadas todas as partículas constituintes da matéria: léptons e hádrons. A medida que a T decresce com a expansão do universo, os prótons e nêutrons começam a se agregar para formar os núcleos atômicos ERA NUCLEAR