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

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

2 Cosmologia AULA PASSADA: Cosmologia Partículas Elementares Partículas Mediadoras Forças Fundamentais Big Bang

3 Cosmologia EVIDÊNCIAS DA TEORIA DO BIG BANG: PARADOXO DE OLBERS O REDSHIFT E A LEI DE HUBBLE A RADIAÇÃO CÓSMICA DE FUNDO MATÉRIA ESCURA

4 Paradoxo de Olbers Imagem obtida pelo Telescópio Espacial Hubble mantendo a câmara aberta por 10 dias em uma região aparentemente sem estrelas do céu.

5 Paradoxo de Olbers Por que o céu é escuro à noite? A intensidade da luz diminui com o quadrado da distância ao observador. Se a distribuição das estrelas é uniforme no espaço, então o número de estrelas situadas a uma distância particular ao observador deveria ser proporcional à área superficial de uma esfera cujo raio é aquela distância. Para cada raio, por conseguinte, a quantidade de luz deve ser tanto proporcional ao quadrado do raio e inversamente proporcional ao quadrado do raio. Estes dois efeitos se cancelarão e deste modo toda concha deve adicionar a mesma quantidade de luz. Em um universo infinito o céu seria infinitamente brilhante. Heinrich Wilhelm Matthäus Olbers ( )

6 Paradoxo de Olbers Podemos colocar os argumentos acima de forma mais clara: Se o Universo fosse estático e preenchido com uma distribuição uniforme de estrelas, então cada linha de visada no céu terminaria em uma estrela e, consequentemente, o céu seria uniformemente brilhante. ou então: Se o Universo fosse infinitamente grande o céu inteiro seria tão brilhante quanto a superfície de uma estrela.

7 Paradoxo de Olbers A solução padrão atualmente aceita depende de concordarmos com a teoria do Big Bang, que indica que o universo tem uma idade finita e está se expandindo. Se o universo existe por somente uma quantidade finita de tempo, como a teoria do Big Bang postula, então somente a luz proveniente de um número bastante grande mas finito de estrelas teria tido a chance de nos alcançar até o momento. Deste modo, o paradoxo é destruído. Se o universo está se expandindo e as estrelas distantes estão se afas tando de nós, o que é uma previsão fundamental da teoria do Big Bang, então a luz proveniente delas é deslocada para o vermelho (redshift) o que diminui o seu brilho. Outra vez o paradoxo está resolvido. Ambos os efeitos citados acima podem, isoladamente, contribuir para a resolução do paradoxo. No entanto, de acordo com a teoria do Big Bang, ambos contribuem para a solução sendo que a duração finita da história do Universo é usualmente julgada como o efeito mais importante dos dois.

8 Paradoxo de Olbers Se o Universo é infinito e existe desde sempre, a linha de visão sempre interceptará uma estrela seja qual for a direção que se olhe. Analogia Floresta O céu deveria ser tão brilhante quanto a superfície de uma estrela. Como o céu noturno é escuro, ou a idade ou o tamanho do Universo deve ser finito (neste caso, a idade). Prova simples da idade finita do Universo.

9 Paradoxo de Olbers

10 Redshift Os espectros de galáxias distantes são deslocados para comprimentos de onda maiores, ou seja, os comprimentos de onda são esticados pela expansão do Universo.

11 Redshift Quando observamos galáxias cada vez mais distantes, em redshifts cada vez maiores, estamos observando-as cada vez mais no passado, devido a velocidade finita da luz.

12 Lei de Hubble 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. Se as galáxias estão se afastando uma das outras, isto implica que em algum momento no passado tiveram uma distância zero entre elas.

13 Radiação Cósmica de Fundo A Radiação Cósmica de Fundo foi emitida durante a época da Recombinação (formação dos átomos a partir de núcleos e elétrons) quando o Universo tinha aproximadamente anos de idade. A radiação do fundo do universo e o sinal eletromagnético proveniente das regiões mais distantes do Universo (a 13,7 bilhões de anos-luz).

14 Radiação Cósmica de Fundo Em 1948, Gamow e Robert Herman, publicaram um artigo no qual calculavam a temperatura desta radiação, que havia sido deixada como resíduo após a formação do Universo e que deveria permeá-lo completamente. Eles calcularam que, hoje, essa radiação deveria ter uma temperatura de cerca de 5 Kelvin (5 graus acima do zero absoluto). Isso corresponde ao valor de -268 C. Gamow também dizia que, devido à expansão do Universo, essa radiação primordial teve seu comprimento de onda modificado. Como consequência disso, a frequência dessa radiação primordial estaria agora na região de microondas do espectro eletromagnético. Por esse motivo ela é chamada de radiação de fundo de microondas.

15 Radiação Cósmica de Fundo Por estar atualmente na região de microondas (parte da região radio do espectro eletromagnético), a radiação de fundo poderia ser detectada pelos radiotelescópios. Mas, na época em que Gamow propôs sua teoria, a radioastronomia ainda estava dando seus primeiros passos e Gamow não notou que, na verdade, era possível medir esse fundo de microondas. A detecção dessa radiação primordial seria uma forte evidência a favor da teoria do Big Bang.

16 Radiação Cósmica de Fundo Somente em 1964 é que os físicos norte-americanos Arno Penzias e Robert Wilson mediram, acidentalmente, o valor da temperatura da radiação cósmica de fundo chegando ao resultado de 2,7 Kelvin. Prêmio Nobel em 1978.

17 Radiação Cósmica de Fundo Estudada pelos satélites: COBE: lançado em 1989, resultados 1992 WMAP: lançado em 2001, resultados 2003/2006 Planck: lançado em 2009 e aposentado em 2013, resultados recentes serão divulgados em breve.. PLANCK COBE WMAP

18 Radiação Cósmica de Fundo Espectro de corpo negro: Na emissão ( anos): ~3000 K Desde então: Comprimentos de onda sofreram um redshift (foram esticados ) por um fator ~1000 pela expansão do Universo. => hoje: K => Prova, que a recombinação aconteceu, ou seja, uma evidência experimental do Big Bang, e mais uma prova pra expansão do Universo.

19 Radiação Cósmica de Fundo

20 Radiação Cósmica de Fundo Mapa da densidade da matéria visível do Universo anos após o Big Bang.

21 Radiação Cósmica de Fundo As partes vermelhas são da ordem de 1 parte em mais densas que as partes verdes. Pode-se calcular como estas regiões mais densas deveriam ter evoluído ate hoje, por colapso gravitacional. As sobredensidades da matéria visível não eram suficientes para formar as estruturas observadas hoje (galaxias, aglomerados de galaxias,...). Elas deveriam ter sido ~ 1000 vezes maiores. Deve ter tido mais matéria que a visível. Evidência para a Matéria escura. As galáxias e aglomerados de galáxias se formaram nos poços de potencial gravitacional da Matéria Escura.

22 Matéria Escura A matéria escura não emite luz e não pode ser detectada por telescópios é uma matéria invisível misteriosa que só pode ser detectada de modo indireto pela força gravitacional que exerce. Especialistas sugerem que ela é formada por partículas massivas que interagem fracamente (WIMPs) que praticamente nunca interagem com partículas normais de matéria. Acredita-se que essa substância constitui mais de 80% de toda a matéria do Universo.

23 Matéria Escura Dinâmica de estrelas da Via Láctea As estrelas da Via Láctea, (por exemplo, o Sol) se movimentam em órbitas circulares em torno do centro Galáctico. A velocidade de rotação de uma estrela depende da massa da Via Láctea contida no espaço no interior da sua órbita. As velocidades medidas indicam que existe mais massa na Via Láctea, do que aquela devida aos componentes observados.

24 Matéria Escura Dinâmica das estrelas em galáxias de disco O mesmo se observa em outras galáxias discos como a galáxia de Andrômeda. O movimento inesperadamente rápido das estrelas é observado também em galáxias de outros tipos (elípticas, irregulares). Todas as galáxias tem mais massa do que a massa observada.

25 Matéria Escura Radiação do gás inter-aglomerado Os aglomerados contém gás, de massa maior do que as galáxias, que irradia em raios X devido a sua temperatura. A pressão deste gás está em equilíbrio com a gravitação do aglomerado. Medindo a radiação em raios X, pode-se calcular a temperatura e a pressão do gás inter-aglomerado, e a massa do aglomerado.

26 Matéria Escura Efeito de Lentes gravitacionais Massas altas, como aglomerados de galáxias, desviam a luz, e distorcem a imagem de objetos atrás da massa, como galáxias mais distantes. Medindo a distorção das imagens destas galáxias de fundo, pode-se determinar a massa do objeto na frente (o aglomerado).

27 Matéria Escura Os métodos concordam: Maglomerados = 1014 a 1015 MSol Porém: A soma das massas das estrelas nas galáxias é ~50 vezes menor. A soma das massas das galáxias mais o gás inter-aglomerado ainda é 5 a 6 vezes menor. => Aglomerados contém massa além da matéria conhecida (bariônica). => Outra evidência para a matéria escura não-bariônica. => Evidências para a matéria escura de fontes completamente diferentes e independentes: Radiação cósmica de fundo, galáxias, aglomerados de galáxias (e existem mais).

28 Matéria Escura DO QUE CONSISTE A MATÉRIA ESCURA? Algo que não interage com matéria comum (só pela gravitação e talvez pela força fraca). Pois, caso contrário, já teria sido detectada.

29 Matéria Escura Matéria Escura Quente (Hot Dark Matter): Partículas de muito baixa massa e com altas velocidades. (Neutrinos, por exemplo). Matéria Escura Fria (Cold Dark Matter): Partículas ou até objetos com massa maiores e velocidades baixas, como WIMPs ( Weakly Interacting Massive Particles, partículas massivas interagindo fracamente), ou outras partículas hipotéticas.

30 Matéria Escura COMO DISTINGUIR? As partículas do Hot Dark Matter tem velocidades tão altas,que elas escapam das concentrações de massa (galáxias, aglomerados, etc.) -Elas não participam na formação destas estruturas. As partículas do Cold Dark Matter ficam ligadas às estruturas pela gravitação. -Elas participam da formação das estruturas. A formação das estruturas se dá de forma diferente nas duas hipóteses.

31 Matéria Escura SIMULAÇÕES Simulação da evolução das grandes estruturas do Universo (cada ponto e uma galáxia). Com matéria escura QUENTE Distribuição Observada Com matéria escura FRIA

32 Matéria Escura DO QUE CONSISTE A MATÉRIA ESCURA? Simulação mais recente com Matéria Escura Fria reproduz perfeitamente a distribuição observada. Dark Matter Millenium Simulation A Matéria Escura é Fria (CDM)! Comparação com uma amostra de redshifts.

33 Matéria Escura AMOSTRA DE REDSHIFT Medindo os redshifts de galáxias numa fatia do espaço, e usando o Redshift como coordenada radial, obtemos uma amostra de redshifts. Como o redshift e proporcional a distância, a amostra reflete a distribuição espacial das galáxias na fatia.

34 Matéria Escura AMOSTRA DE REDSHIFT Nas amostras de redshifts, também se vê os aglomerados de galáxias,

35 Matéria Escura AMOSTRA DE REDSHIFT..., e os super-aglomerados.

36 Energia Escura Energia Escura Forma hipotética de energia que estaria por todo o espaço e tende a acelerar a expansão do Universo.

37 Energia Escura Luminosidade de Supernovas Ia Supernovas (SN) são explosões de estrelas no final das suas vidas. As supernovas Ia ocorrem com explosões de mesma luminosidade (velas padrão).=> Anã Branca ultrapassando massa de Chandrasekhar. A luminosidade aparente (o brilho do objeto no céu) diminui com o quadrado da distância. É possível determinar a distância de uma SN Ia e, consequentemente, a distância da galáxia em que ocorre.

38 Energia Escura Em 1998, astrônomos descobriram que no passado distante, as distâncias das SN Ia são maiores do que previsto pela Lei de Hubble, que se baseia numa taxa constante de expansão do Universo. A expansão deveria ser mais lenta. A expansão do Universo é acelerada. Evidência para energia escura.

39 Energia Escura O valor da densidade da energia escura determinado através das distâncias das Sns I a bate bem com a valor determinado pela radiação cósmica de fundo, 72 % da densidade crítica. => Prêmio Nobel para Saul Perlmutter, Brian Schmidt e Adam Riess (2011).

40 Os Elementos ABUNDÂNCIA DOS ELEMENTOS PRIMORDIAIS No espaço inter-galáctico, há nuvens de gás que pouco mudaram desde a sua formação. Nestas nuvens, e no resto do Universo, 25% (ou mais) dos átomos são de hélio que só podem ter sido formados na época da Nucleossíntese, quando a densidade e temperatura do Universo eram altas o suficiente para tanto. Além de hélio, foram formados montantes microscópicos de deutério, hélio3, lítio e berílio. Os outros 75% dos átomos são de hidrogênio.

41 Os Elementos ABUNDÂNCIA DOS ELEMENTOS PRIMORDIAIS Através do montante de hélio na composição primordial, é possível calcular: -Duração da época da nucleossíntese, ~5min. - Temperatura e densidade da matéria comum no final destes 5min. Os montantes de deutério, hélio-3 e lítio permitem cálculos mais sofisticados dos primeiros 5 min do Universo. Como prova da nucleossíntese primordial, conclui-se que 4% da densidade critica e bariônica, em concordância com os resultados da radiação cósmica de fundo.

42 Os Elementos ORIGEM DOS ELEMENTOS Cerca de ~98% dos átomos do Universo atual foram formados na época da nucleossíntese Composição química primordial: H (~75%) He (~25%) D (0,01%) Li (<0,01%) Os outros 2%, ou seja, todos os outros 105 elementos estáveis foram formados mais tarde por fusão nuclear em estrelas. (=> Aula Estrelas)

43 A Inflação O problema do Horizonte: Por que a radiação cósmica de fundo é tão homogênea? Pontos de mais de 2 graus de distância na radiação cósmica de fundo nunca podem ter tido contato causal, se as informações chegaram neles a velocidade da luz. Mesmo assim, a radiação cósmica de fundo é tão homogênea no céu, que parece que toda a região deve ter estado em um equilíbrio antes. Como este equilíbrio se estabeleceu entre pontos sem contato causal?

44 A Inflação O problema da Planura: Por que o Universo era tão plano na época da recombinação? Para que o parâmetro da densidade total hoje, ρ0, possa estar dentro de 2% da densidade crítica, ρcrit, o (WMAP: ρ0 = ( ).ρcrit,0 ), ele deve ter sido dentro de % da densidade crítica naquela época, ρcrit(trecombinação). Se ρ não tivesse sido tão perto de ρcrit naquela época, o Universo já teria se desfeito (ρ< ρcrit) ou recolapsado (ρ>ρcrit), e nós não existiríamos O que causou aquele ajuste fino?

45 A Inflação Segundo a teoria da inflação, a parte do Universo que se tornou a parte observada na radiação de fundo, era muito menor que se não tivesse tido a inflação, pequeno o suficiente para ter tido contato causal e ter estabelecido um equilíbrio. => Resolve o Problema do Horizonte.

46 A Inflação A inflação também resolve o Problema da Planura: Qualquer curvatura ou irregularidade teria se aplainado na expansão. => Bons argumentos a favor da inflação.

47 A Inflação Em 17/03/2014 foi publicada a descoberta da assinatura de ondas gravitacionais emitidas. Na época da inflação num mapa de polarização da radiação cósmica de fundo pelo telescópio BICEP2 no pólo Sul. (A ser confirmado)

48 Futuro do Universo Se o modelo ΛCDM for certo as galáxias se afastarão cada vez mais rapidamente umas das outras, até não haver mais contato entre elas. Tudo dentro das galáxias resfriará e acabará em objetos mortos (Buracos Negros, Anãs Brancas, Anãs Marrons). Há teorias que afirmam que, num futuro mais distante ainda, tudo se desintegra (Big Rip).

49 Outros modelos cosmológicos Mas não pode ter outra explicação para todos estes fenômenos? Não existem outros modelos cosmológicos? Sim, muitos! Mas todos estes: - ou não são compatíveis com as observações. -ou são mais complicados e menos plausíveis do que ΛCDM. Por enquanto, o modelo ΛCDM e o mais convincente que temos, na opinião da maioria dos cosmólogos e astrônomos.

50 Outros modelos cosmológicos Mas não pode ter outra explicação para todos estes fenômenos? Não existem outros modelos cosmológicos? Sim, muitos! Alguns exemplos: Estado Estacionário (inicialmente o grande concorrente da teoria do Big Bang, elaborado por Hoyle, Gold e Bondi, os inventores do termo Big Bang) e Estado Quasi-Estacionário, MOND (Modification of Newtonian Dynamics ou "Modificação da Dinâmica Newtoniana"), Luz cansada, Cosmologia do plasma, Multiversos, Teoria das cordas, Universo cíclico e muitos, muitos outros. Existem quase tantas teorias quanto cosmólogos!

51 Críticas à Teoria do Big Bang Muitas vozes da ciência se levantaram contra a teoria do Big Bang, quase sempre em função de sua proposta de começo para o Universo. Um dos importantes críticos dessa teoria foi o físico sueco Hannes Alfven, prêmio Nobel de física em 1970, que considerava o Big Bang um mito científico inventado para explicar a criação religiosa. Alfven dizia que Não há razão racional para duvidar que o Universo tenha existido indefinidamente, ao longo de um tempo infinito. É apenas um mito as tentativas de dizer como o Universo passou a existir, ou a 4 mil ou a 20 bilhões de anos. Hannes Alfven ( )

52 Possibilidade de observações futuras Como cerca de 96% do Universo ainda não foram identificados, estão sendo feitas, ou serão feitos mais experimentos/observações cosmológicas: -Com maior precisão; -Gerar e detectar as partículas exóticas da matéria escura em aceleradores de partículas; -Elaborar detectores da matéria escura de forma direta; -Detectores de ondas gravitacionais (emitidas na época da inflação).

53 Questionário 1-) Assinale a alternativa que indica pontos da resolução do Paradoxo de Olbers que contribuem para a confirmação da Teoria do Big Bang: a-) O Universo existe por uma quantidade finita de tempo e está em expansão, o que explicaria o céu ser escuro à noite. b-) As estrelas morrem com o passar do tempo, de forma que o seu brilho diminui e isso explicaria o céu ser escuro à noite. c-) Assim como argumentou Chéseaux, a luz emitida pelas estrelas é absorvida pela matéria existente entre elas de forma que isso explicaria o céu ser escuro à noite. d-) O Universo é estático e preenchido com uma distribuição uniforme de estrelas, de forma que o céu é uniformemente brilhante e isso explicaria o céu ser escuro à noite. 2-) Em 1948 Gamow publicou um artigo que em que havia calculado a temperatura da radiação cósmica de fundo. Essa radiação foi detectada acidentalmente pelos físicos Arno Penzias e Robert Wilson, isso foi possível porque: a-) Penias e Wilson já sabiam da existência da radiação cósmica de fundo ao detectar um ruído estranho. b-) Porque a radiação cósmica de fundo prevista era de 5 K e devido a expansão do Universo ela teria seu comprimento modificado de forma que a sua frequência estaria na região das micro-ondas, de forma que os radioastrônomos Penzias e Wilson puderam detectar essa radiação em sua antena. c-) Porque os radiastrônomos Penzias e Wilson trabalhavam com ondas de radio estudando uma antena usada em satélites de comunicação da companhia americana AT & T Bell Laboratories em New Jersey. d-) Porque os radiastrônomos Penzias e Wilson trabalhavam com satélites de comunicação em New Jersey com o objetivo de estudar os ruídos de rádio. 3-) Estima-se que matéria escura constitui cerca de 80% da matéria do Universo. Assinale a alternativa correta com relação à matéria escura: a-) Existem dois tipos de matéria escura, a quente e a fria. A fria são partículas de baixa massa com velocidades altas (como fótons) e a quente são partículas de massa maior e velocidade menor, como WIMPs. b-) O Universo é constituído essencialmente de matéria escura quente, que são partículas de baixa massa e com altas velocidades, como os neutrinos por exemplo. c-) As partículas da matéria escura fria tem velocidades tão altas, que elas escapam das concentrações de massa (galáxias, aglomerados e etc) e não participam na formação dessas estruturas. d-) A matéria escura quente é constituída de partículas de massa muito baixa e altas velocidades (como neutrinos) e a matéria escura fria são partículas ou até objetos com massas maiores e velocidades baixas (como WIMPs), essas partículas ficam ligadas às estruturas pela gravitação e participam da formação dessas estruturas.

54 Referências [1] Kepler de Souza Oliveira e Maria de Fátima; Astronomia & Astrofísica, editora Livraria da Física editora [2] Pieter Westera, Noções de Astronomia e Cosmologia, in acessado em 18/08/2015 [3] acessado em 18/08/2015 [4] Sueli M. M. Viegas e Fabíola de Oliveira; Descobrindo o Universo, editora edusp [5] Ensino à Distância Cosmologia: Da origem ao fim do universo 2015, Módulo 2, conhecendo o universo em que vivemos; ed DAED.