Cosmologia: o princípio e o fim

Transcrição

1 Cosmologia: o princípio e o fim The biggest misunderstanding about Big-Bang is that it began as a lump of matter somewhere in the void space. It was not just matter that were created. So in the sense that time has a beginning, space also has beginning (S. Hawking)

2 No começo, a Cosmologia Como começou nosso Universo? Como terminará? Como evoluiu? Finito? Infinito? Fechado? Aberto? São perguntas típicas que pretendem ser respondidas pela Cosmologia. Talvez um dos primeiros modelos cosmológicos com base em análise e observações racionais está ligado paradoxo de Olbers ( 1826): ele investigou a hipótese de que o Universo fosse infinito e inalterado (no espaço e no tempo) findando por concluir que tal não pode ocorrer com base em uma observação trivial: O céu é escuro à noite!

3 No começo, a Cosmologia Ao longo dos anos, a Cosmologia foi considerada um ramo da ciência sujeita a especulações com pouca base experimental. Não estamos em condições de criar um Universo no laboratório para testar as teorias e modelos. Estar limitado aos dados que a mãe Natureza coloca à nossa disposição não deve ser considerado um demérito.

4 No começo, a Cosmologia O desenvolvimento recente de novos instrumentos de medida, em particular o envio de telescópios ao espaço, provocou um aumento imenso na quantidade e qualidade das informações disponíveis e literalmente a uma grande explosão de interesse no assunto. No restante da aula, vou fazer um recorte muito particular do tema Cosmologia, deixando de lado uma penca de assuntos importantes. Afinal de contas, o assunto é tão vasto quanto seu objeto de estudo; assim, vamos nos concentrar em um aspecto muito particular: a origem dos núcleos.

5 Alguns dados A concepção de que o Universo em que vivemos começou com uma grande explosão baseia-se em uma conjectura de Georges Lemaitre (~1927) verificada pouco depois a partir de dados originalmente obtidos por Hubble ( 1930).

6 Alguns dados Analisando o espectro da luz emitida por galáxias distantes Hubble observou que certas linhas características do espectro de absorção de certos elementos químicos existentes na atmosfera estelar encontravam-se deslocadas em direção ao vermelho.

7 Alguns dados Da mesma forma que a buzina de um carro afastando-se soa mais grave (isto é a freqüência aumenta) esse desvio para o vermelho é um indicativo de que as galáxias estão se afastando de nós.

8 Alguns dados Mais de 99% da massa conhecida do Universo está sob a forma de núcleos atômicos. 3/4 dessa massa são prótons e quase todo o resto é composto por núcleos de hélio, com pequenas quantidades de deutério, carbono,...

9 Alguns dados Para cada próton há cerca de 10 9 fótons e um número equivalente de neutrinos. fótons Sem massa Neutrinos Massa muito pequena

10 Alguns dados Um problema crítico na Cosmologia moderna é o da massa: o movimento das galáxias e dos aglomerados galácticos não é compatível com a massa observada. Apenas cerca de 4% da massa pode ser atribuída à matéria tal como a conhecemos; o restante é divide-se entre matéria exótica escura ( 26%) e energia escura ( 70%). Apesar de dificuldades desse porte, tem-se razoável convicção sobre inúmeros aspectos da história do Universo em que vivemos.

11 Uma história O Universo tem cerca de 13,7 bilhões de anos; uma representação muito vívida das diferenças de tempo envolvidas e dos eventos ocorridos pode ser encontrada no livro Os dragões do Eden, (Gradiva, 1997) de Carl Sagan: todo esse período foi colapsado em apenas um ano terrestre. Nessa escala, temos as seguintes correspondências: 26 dias Ø ~ 10 9 anos, um dia Ø ~ anos, uma hora Ø ~ 1, anos um minuto Ø ~ anos um segundo Ø ~ 430 anos.

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14 Uma história A história da nossa espécie ocupa uma fração diminuta nesse ano de vida do Universo. Isso deveria levarnos a refletir sobre nossa própria insignificância na escala cósmica

15 Tempo real A seguir vou apresentar alguns flagrantes em tempo real da história do Universo.

16 O Primeiro Nanosegundo O universo originou-se através de uma grande explosão (Big Bang) Toda a energia do universo estaria concentrada em uma singularidade espaço-temporal a uma temperatura da ordem de K. Essa temperatura equivale a uma energia média por partícula de: (3/2)k B T~ 12, MeV/partícula = 2, J/partícula Um acelerador, construído com a tecnologia atual, capaz de atingir essa energia deveria ter ~ 800 anos-luz de raio. 1 ano-luz= = km Fiz uma conta ingênua sabendo que o LHC acelera prótons a uma energia de ~ 7 TeV/partícula e tem ~ 4,3 km de raio.

17 O Primeiro Nanosegundo Não se sabe quais eram as leis físicas no instante inicial (i.e. t s), mas certamente ao fim do primeiro nanosegundo, o Universo era composto de quarks, antiquarks, glúons, bósons eletrofracos e léptons; as forças fundamentais da Natureza já eram como as conhecemos atualmente. Neste momento da vida do Universo, já existiam mais quarks do que antiquarks (afinal de contas, nunca foi detectado qualquer sinal da existência de agregados naturais de antimatéria); entretanto, anteriormente suas quantidades devem ter sido iguais. Esta é uma questão essencial, mas para a qual não se tem ainda uma resposta.

18 O Primeiro Microsegundo A existência dos núcleos, tais como os conhecemos, deve-se à predominância de quarks em relação aos antiquarks. O Universo era então quente e denso e expandia-se rapidamente, resfriando-se adiabaticamente, isto é sem trocar calor com qualquer outro sistema (como não poderia deixar de ser; afinal de contas, é O Universo).

19 O Primeiro Microsegundo Ao fim do primeiro microsegundo, a matéria tinha resfriado o suficiente para que os quarks e antiquarks se agrupassem em hádrons: bárions (três quarks) e mésons (quark-antiquark). Ocorre neste momento a primeira de uma série de transições de fase (i.e., mudanças de estado) que marcaram a história do Universo

20 O Primeiro Microsegundo Foi produzida uma grande variedade de hádrons. Muitas interações entre esses hádrons. Somente os mais estáveis sobreviveram: núcleons, mésons, etc.

21 O primeiro segundo Dos primeiros microsegundos até o fim do primeiro segundo pouca coisa nova ocorreu. Nêutrons, prótons, elétrons, pósitrons, neutrinos e fótons tinham suas quantidades determinadas pela temperatura de acordo com leis de equilíbrio "químico". Ao fim do primeiro segundo, a temperatura era de aproximadamente K e havia um número igual de prótons e nêutrons.

22 O primeiro quarto de hora Núcleons juntam-se em pequenos agrupamentos: dêuterons: (p,n) partículas α: (2p,2n) Núcleos formados por agregados de α's também puderam ser formados pois a temperatura já era suficientemente baixa: a energia de agitação térmica era da ordem de grandeza necessária para permitir a existência desses sistemas. 8 Be foi o núcleo mais pesado formado neste período. A nucleossíntese primordial durou cerca de 17 minutos, de T=3 m até T=20 m. Desse momento em diante as condições de temperatura não permitiam mais nucleossíntese a formação de núcleos mais pesados teve que esperar um pouquinho.

23 O primeiro quarto de hora O nêutron livre é instável e sua meia-vida é de cerca de 886 s: n p + e - + ν e Mas os prótons não formam pares e esse excesso de prótons é responsável pelos núcleos de átomos de hidrogênio que constituem grande parte da massa conhecida do Universo. Somente sobreviveram os nêutrons que existiam nos dêuterons e nas α's: o decaimento beta de nêutrons ligados não é energeticamente favorável na a maioria dos núcleos. A maior parte do hélio e do deutério existente atualmente foi formado nessa época.

24 O Primeiro Milhão de Anos O Universo estava suficientemente frio para que núcleos e elétrons se juntassem formando os primeiros átomos e moléculas.

25 O Primeiro Milhão de Anos Os fótons interagem menos com sistemas neutros que com elétrons e demais partículas carregadas: neste período o Universo tornou-se transparente à radiação. FIAT LUX! Os fótons que então existiam nunca foram absorvidos e ainda existem sob a forma de radiação de fundo de microndas.

26 O Primeiro Milhão de Anos Essa radiação de fundo tem um comprimento de onda da ordem de milímetro (T 2,725 K) e é responsável por uma grande parcela do ruído em comunicação de microndas e radar (Wilson & Penzias, 1965). A figura abaixo foi obtida pelo Wilkinson Microwave Anisotropy Probe. As regiões em vermelho são mais quentes e as azuis são mais frias por ~ K

27 O Primeiro Milhão de Anos Talvez uma comparação com um gráficos equivalentes relativos à Terra seja útil para entender melhor o significado da figura anterior.

28 (A partir do) Primeiro Bilhão de Anos A atração gravitacional junta átomos e moléculas. Estrelas e galáxias são formadas. A compressão da matéria desses aglomerados devido à atração gravitacional aumenta a densidade e dá início às reações termonucleares que ocorrem dentro das estrelas.

29 (A partir do) Primeiro Bilhão de Anos Reações de fusão nuclear são as responsáveis pela produção de energia nas estrelas e pela formação de elementos mais pesados até núcleo de massa ~ 56 (ferro) ser formado. Os processos esquematizados na figura ao lado são característicos do que ocorre em estrelas jovens. Em estrelas mais idosas e com temperaturas mais altas, o chamado ciclo CNO (Carbono- Nitrogênio-Oxigênio) entra em ação.

30 (A partir do) Primeiro Bilhão de Anos A explosão de uma supernova espalha seus restos pelo cosmos. Somos poeira de estrelas.

31 Partículas: a dança da matéria e dos campos

32 Partículas: a dança da matéria e dos campos Foi um grande prazer trabalhar com vocês!