Cosmologia: Cem anos de descobertas e novos desafios para o século XXI

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1 Cosmologia: Cem anos de descobertas e novos desafios para o século XXI CONVITE À FÍSICA The less one knows about the universe, the easier it is to explain L. Brunschvicg 5 de abril de 2006 Instituto de Física Universidade Federal do Rio de Janeiro Ioav Waga

2 Uma visão do Universo por volta de 1900 d.c. Composição: estrelas Organização: Sistema Solar 30,000 anos luz Origem:? William Herschel ( )

3 Questão chave 100 anos atrás! Objetos em nossa própria galáxia? Objetos distantes semelhantes à Via Láctea? Andromeda

4 H. D. Curtis Curtis: A evidência hoje aponta fortemente para a conclusão de que as espirais são galáxias individuais, ou universos ilhas, comparáveis à nossa galáxia em dimensão e número de componentes.

5 H. Shapley Shapley: Penso que a evidência é oposta a que as espirais são galáxias de estrelas, comparáveis à nossa própia galáxia. Até o presente não há razão para modificarmos a hipótese de que as espirais são simplesmente objetos nebulosos.

6 A disputa não foi resolvida então. O que faltava? Dados inquestionáveis sobre a nossa distância às nebulosas.

7 Edwin Powel Hubble: 20/11/ /9/1953

8 Hubble observa 2 novas e uma estrela variável em Andrômeda. A estrela variável foi uma descoberta fundamental! Por que? Após uma sequência de observações Hubble concluiu que a estrela variável era uma Cefeida. Andrômeda

9 Henrietta Leavit Em 1912 Henrietta Leavit uma astrônoma de Harward observou uma correlação entre a luminosidade absoluta média de estrelas do tipo cefeida e o período de sua variação. Quanto maior o período maior a luminosidade.

10 Cefeidas Período de pulsação (dias) Luminosidade (em unidade solar)

11 Hubble no telescópio Schmidt no monte Palomar, Califórnia Portanto, medindo o período e o fluxo, Hubble pode determinar a distância a Andrômeda. Hoje sabemos que essa distância é ~ pc. Sabia-se naquela época que o raio da nossa galáxia era menor que o valor obtido por Hubble. Hoje sabemos que o raio da galáxia é ~15000 parsecs. A conclusão era inescapável: Andrômeda é de fato uma galáxia espiral semelhante à nossa e que está fora da Via Láctea.

12 ANDRÔMEDA

13 Um esquema de nossa galáxia

14 Grupo Local

15 Distância ou tamanho Simbolo Valor Valor Relativo Raio da Terra R T 6371 Km Raio do Sol R S Km 100 R T Distância Terra - Sol AU 150 x 10 6 Km 200 R S 1 parsec pc 3.09 x Km AU Estrela + próxima R * pc 7 x 10 7 RS Distância Sol - centro da galáxia Raio do grupo local (Andrômeda) Aglomerado + próximo (Virgem) R G 10 kpc 8000 R * R A 670 kpc 70R G R V 11 h -1 Mpc 30R A Raio do Universo observável R U 3000 h -1 Mpc 300R V

16 Idade Universo ~ 14 bilhões de anos Terra 4,5 bilhões de anos (45 anos) Primeiras formas de vida (35 anos atrás) A vida nos oceanos florece abundantemente (6 anos atrás) Plantas e animais na terra (4 anos atrás) Dinossauros atingem o máximo 1 ano atrás e desaparecem a ~ 4 meses Os primeiros humanoides aparecem na última semana. A nossa espécie (homo sapiens) só surge a 4 horas atrás. A agricultura foi inventada na última hora. O Brasil foi descoberto a 3 minutos atrás.

17 O modelo padrão da Cosmologia A cosmologia moderna parte de algumas hipóteses de trabalho. As leis da física, válidas no sistema solar valem também para o resto do Universo. As leis da física, podem também ser extrapoladas para o passado. Gravitação é dominante em grandes escalas. Alcance das interações fraca e forte ~ cm. Embora e 2 /GM p2 >>1, os grandes agregados são eletricamente neutros. Principio de Copérnico: não ocupamos um lugar privilegiado - somos observadores típicos. Princípio Cosmológico: em escalas suficientemente grandes o Universo é espacialmente homogêneo e isotrópico.

18 Os 3 pilares básicos da Cosmologia A expansão do universo

19 1901, Vesto M. Slipher é contratado para trabalhar no Observatório Lowell. durante mais de 10 anos ele analisou o espectro da luz vinda de estrelas e nebulosas. Percival Lowell

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21 Espectro contínuo fenda Prisma Tela Lâmpada Espectro contínuo + linhas de absorção Fótons reemitidos fenda Prisma Tela Lâmpada Gás frio

22 Espectro contínuo Tela Prisma Lâmpada vermelho verde violeta linhas de emissão Prisma Tela Hidrogênio aquecido

23 Hidrogênio Sódio Hélio Neonio Mercúrio Espectro de emissão de alguns elementos conhecidos

24 V. M. Slipher Em 1912 Slipher percebeu que as linhas espectrais de Andrômeda estavam no lugar errado, elas estavam deslocadas para o azul (região de menor comprimento de onda).

25 Efeito Doppler z = desvio para o = vermelho velocidadeda fonte velocidade da luz = λ λ obs λ ref ref fonte fonte C = km/seg Válido para v muito menor que c Christian Doppler Portanto a interpretação do resultado de Slipher é que Andrômeda está se aproximando de nós.

26 NGC

27 Intensidade relativa Variação de λ Hidrogênio α 1 Angstrom = λ f = 6562,8 A λ obs z v = = 0, metro o = ,8 o = 0, ,8 λobs z c = km/seg 6615 λ = 6562,8 A = 6615 A f ,8 z = = 0, ,8 v = z c= km/s o o A 1 Angstrom = 0, metro Comprimento de onda (Angström)

28 Intensidade relativa Hidrogênio β λ f = 4861,3 A λ obs z = v = o ,3 = 0, z c = km/seg = 4900 o A Comprimento de onda (Angström)

29 A velocidade de Andrômeda estimada por Slipher foi de, aproximadamente, 300km/seg. Em 1915 ele já tinha 40 medidas de espectro de nebulosas com 15 velocidades estimadas, número que sobe para 25 em Contrariamente ao que fora observado em Andrômeda a grande maioria apresentava velocidades positivas. Por exemplo, das 41 nebulosas com desvio para o vermelho medido em 1923, apenas 5 (incluindo Andrômeda) aproximavam-se de nós. V. M. Slipher

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31 primeiro modelo cosmológico relativista - modelo de Einstein. características principais: homogêneo, isotrópico, curvatura positiva e estático. constante cosmológica (Λ) The most important fact that we draw from experience is that the relative velocities of the stars are very small as compared with the velocity of light. A. Einstein Albert Einstein

32 Einstein considerava que seu modelo possuía as seguintes virtudes: Era possível construir um modelo consistente para o universo usando a relatividade geral. Relacionava Λ com densidade média da matéria; Estava em acordo com o princípio de Mach que relaciona a inércia (propriedade local) com a distribuição de matéria no cosmos. Einstein acreditava ser esse o único modelo admitido pela relatividade geral que era estático e que estava em acordo com o princípio de Mach.

33 Efeito de Sitter Willem de Sitter Em 1917 de Sitter (holandês) obtem novas soluções da Relatividade Geral com constante cosmológica, estacionárias, mas vazias! Efeito de Sitter: a velocidade de afastamento de objetos aleatoriamente espalhados em um Universo de de Sitter aumenta com a distância.

34 Modelo de Friedmann- Lemaître Aleksander Aleksandrovich Friedmann (russo) obtem soluções expansionistas, sem Λ e com matéria das equações de Einstein. O modelo de Friedmann é considerado hoje o modelo padrão da cosmologia. A. G. A. Lemaître Friedmann Características principais: homogeneidade, isotropia (em relação a qualquer ponto) e expansão.

35 Curvatura espacial positiva Curvatura espacial nula Curvatura espacial negativa

36 Milton Humason e Hubble Em 1929 e nos anos subsequentes Hubble sistematicamente estende suas medidas de distância, e usando desvios para o vermelho medidos por Humason, coloca sobre uma base firme a validade da relação que viria a se chamar Lei de Hubble

37 desvio c z = v velocidade para = H o d 0 recessão vermelho de (lei de H 0 = c Hubble = H distância distância dos astrônomos ) distance (Mpc) [Hubble (1929)] [Hubble & Humason (1931)]

38 H0 = 100 h km/( s Mpc) Kolb

39 Para onde estão as galáxias se expandindo? Onde está o centro do Big-Bang? O sistema solar está em expansão? A lei de Hubble viola a relatividade especial? A velocidade com que o Universo está se expandindo aumenta, diminui ou permanece constante? Irá o Universo expandir-se para sempre ou haverá no futuro uma contração?

40 A expansão do Universo Separação entre galáxias Acelerado Desacelerado sem recolapso Desacelerado com recolapso tempo Kolb

41 Os 3 pilares básicos da Cosmologia A formação de elementos leves

42 A formação de elementos leves Alpher Bethe Gamov Herman Em 1946, Alpher, Bethe e Gamov sugeriram a Delter possibilidade de que todos os elementos químicos teriam sido gerados através de uma longa cadeia de captura de nucleons em 1 Universo primordial em expansão e que estaria esfriando-se. O esquema falha pois não há elementos leves estáveis com número de massa 5 e 8.

43 A formação de elementos leves Nucleosíntese Primordial Prediçõesdateoria: p 2 H Forma, essencialmente, n Hydrogênio & 4 Hélio p 3 He Também forma 2 H, 3 He, n Li. Depende da razão entre prótons e neutrons na + 2 He (Raro) época e da taxa de 9 Be 7 Li decaimento do neutron. 6 Li 4 He 3 He Razão (p:n) ~ 7:1 2 H 1 H A=8 A=5 Abundância (por massa) de hélio ~ 25% do total. Predições estão baseadas em física bem conhecida 4 He

44 A formação de elementos leves Nucleosíntese Primordial As observações estão em excelente acordo com as previsões teóricas. Forte suporte ao modelo padrão da Cosmologia Abundância Relativa Valor Observado He ~25% D Li Valor Predito Região permitida ρ B Ω B = ; hoje ρ cr 5 prótons/m ρ H = 100 h km / seg Mpc 0 cr Densidade Atual de Bárions Ω B h 2

45 Dunkle Materie Fritz Zwicky, em 1933, mostrou que a materia visivel constitui somente uma pequena fracao de toda a massa do Universo. Fritz Zwicky Ele mediu a velocidade radial de 8 galaxias no aglomerado de Coma e, estimando a dispersao de velocidade, concluiu que a densidade media de materia era 400 vezes (50) maior do que a densidade estimada pelas observacoes de materia luminosa. Essa discrepancia ficou conhecida como o problema da massa faltante.

46 R v G M SOL = R R 2 v 2 medindo v & R M SOL 2R G M GALÁXIA = R R 2 v 2 E. Kolb medindo v & R M GALÁXIA

47 Os 3 pilares básicos da Cosmologia A existência de uma radiação cósmica de fundo de microondas

48 A Radiação Cósmica de Fundo descoberta: A. A. Penzias & R. W. Wilson, em 1964, Bell Laboratory Penzias e Wilson interpretação: R. H. Dicke, P. J. E. Peebles, P. G. Roll e D. T. Wilkinson, em 1964, Princeton University

49 Núcleos e elétrons livres Universo opaco Átomos Universo transparente Terra Superfície de último espalhamento (z ~1000)

50 A Radiação Cósmica de Fundo COBE 1989 Características principais: É uma radiação de corpo negro de microondas (T ~ 3 o K). A radiação é, altamente isotrópica T/T ~ 1.2 x Contudo ela possui uma anisotropia dipolar, T/T ~ 1.2 x 10-3, que decorre da nossa velocidade em relação ao referencial da radiação de fundo; v ~ 360 km/seg

51 ANISOTROPIAS OBSERVAÇÕES COBE: US$ 600 M, 4 anos ( fim 1993) COBE: T = T = T T 10 5

52 WMAP WMAP: US$ 150 M, (2 anos) (fim 2004)

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54 Inflação Cósmica 1980 O Problem da chateza do universo (ou problema da entropia) Por que a densidade de energia era tão próxima a unidade no Universo primordial? Alan Guth O Problema do Horizonte Por que a RCF é tão uniforme?

55 O Problema do Horizonte (isotropia) t Ọ x t d B A t pl

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57 Sne Ia como ferramenta para a The High-z Supernova Search Team (B. Schmidt et al Mt Stromlo Obs) cosmologia The Supernova Cosmology Project (S. Perlmutter et al - Berkeley)

58 SneIacomoferramenta para a cosmologia Vantagens Luminosos ( L ο ). muito homogêneos. Problemas Raros, ~ 1/500 ano/galáxia. aleatórios. rápidos. Sne Ia atinge o máximo em alguns dias. em alto z nao é mais possível detecta-las com os mais poderosos telescópios dentro de 1 ou 2 meses.

59 Supernova do tipo Ia Anã Branca Explosão resultante de uma detonação termonuclear de uma estrela Anã Branca.

60 SN 1997ck é uma das supernovas mais distante até hoje descobertas. 4 de abril de de abril de 1997 SN 1997ck afasta-se com ~ 60% da velocidade da luz A luz dessa supernova leva 8 bilhões de anos para chegar a Terra

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62 m = M + 5log D ( θ, θ,...) L 1 2 Perlmutter et al.

63 Concordância Cósmica Allen et al. astro-ph/

64 Inventário Cósmico Há evidências que mais de 90% de toda a matéria é escura. Aglomerados e dinâmica de galáxias. Lentes Gravitacionais Fração de massa barionica em aglomerados. Fótons (CMB) Ω fótons ~ (0.005%) Neutrinos Ω neutrinos ~ (0.3%) Matéria Luminosa (estrelas) Ω lum ~ (0.5%) Matéria Bariônica (prótons e neutrons) Ω barion ~ 0.04 (4%) Matéria Escura (não barionica) Ω M ~ 0.25 (25%) Energia Escura Dark Energy ~70% Ω Λ ~ 0.7 (70%) ρ i Ω= i ; ρc = ρ c 2 3H 8π G Ordinary Matter ~4% Cold Dark Matter ~25%

65 Maiores avanços teóricos e sucessos da Cosmologia no século XX Relatividade Geral como teoria de gravitação ; existência de um quadro auto-consistente. Expansão do Universo e a lei de Hubble (1929). Alpher, Herman e Gamov fazem a previsão da existência de uma RCF de 3 o K. Descoberta da RCF por Penzias e Wilson (1964). Previsão da nucleosíntese primordial (Alpher, Bethe e Gamov ). Concordância da teoria com as observações. Previsão da existência de matéria escura (não bariônica) e seu papel na formação de estruturas. Inflação e o problema das condições iniciais no Universo (Guth 1980). Origem das flutuações de densidade para formação de estruturas. Bariogênese e assimetria matéria e antimatéria. Energia escura e a aceleração da expansão (1998). Grandes questões abertas Natureza da matéria e da energia escura. Topologia do Universo Gravitação quântica e a origem do Universo. Quadro mais completo para a formação de galáxias e aglomerados.

66 Pablo Picasso

67 Pablo Picasso

68 Pablo Picasso

69 Cosmology: The Science of the Universe - E. R. Harrisson A Expansão do Universo - Revista Brasileira de Ensino de Física vol 22, p.163 (2000) - I. Waga. Cem Anos de Descobertas em Cosmologia e Novos Desafios para o Século XXI Revista Brasileira de Ensino de Física vol 27, n.1, p.157, março de 2005 I. Waga. Edwin Hubble the discoverer of the Big Bang - A. S. Sharov & I. D. Novikov Equívocos sobre o Big Bang Scientific American Brasil número 35, abril de 2005, p.32, Charles H. Lineweaver e Tamara M. Davis.