GênesedasPartículasElementaresedosNúcleosAtômicos

Transcrição

1 Constituintes Fundamentais da Matéria.

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3 1. Relatividade Geral Nova Cosmologia Gênese do Universo: estudo do início do Universo. Com base nos dados coletados nas últimas décadas :: formulação de teorias sobre o início e o fim do Universo. Constituição do Universo? Matéria Identificável do Universo: < 1% - Radiação >99% - Núcleos Núcleos (~ 3 / 4 prótons ; 1 / 4 He, D, C,...)

4 Para cada próton existem: ~10 8 fótons e ~10 8 neutrino Constituição do Universo: < 1% - Radiação >99% - Núcleos Núcleos (~ 3 / 4 prótons ; 1 / 4 He, D, C,...) Universo: espaço vazio + núcleos

5 Interação entre átomos Formação de aglomerados de matéria. Exs.: terra, planetas e galáxias... Constatações: para escalas de distâncias da ordem de superaglomerados Universo é isotrópico e uniforme. Nesta escala: 1. Distribuição de matéria no Universo é uniforme: ρ 2, gramas/cm 3 (3 átomos/cm 3 ) 2. Distribuição de matéria no Universo é isotrópica: é a mesma qualquer que seja a direção observada. (Não há direção privilegiada no espaço.)

6 Estas constatações são suficientes para balizar o problema do princípio e do fim (?) do universo? NÃO! Resta outra importante questão... Há pelo menos outra questão importante a natureza dinâmica da distribuição de matéria É o Universo estático ou não? Universo uniforme, isotrópico e estático: é o mesmo para qualquer observador, independentemente de sua posição no espaço-tempo. Modelo estacionário: negação do problema do princípio e do fim.

7 2. O Big-Bang Edwin Hubble ( ): 1953): O Universo não n é estático! tico! Usando técnicas espectroscópicas de separação da luz em cores constituintes e do efeito Doppler, Hubble determinou que os grandes aglomerados de corpos celestes se afastam um dos outros obedecendo a então denominada lei de Hubble: V = H r velocidade relativa proporcional à distância relativa. Onde V: velocidade relativa de afastamento. H: constante de Hubble. r: distância relativa. H = 15 km/s por milhão o de anos-luz. Um aglomerado, um super aglomerado de galáxias ou uma galáxia afastados duas vezes mais distantes da nossa galáxia comparativamente a outros afastam-se da nossa com uma velocidade duas vezes maior.

8 2. O Big-Bang O que ocorre com uma distribuição de matéria cujas porções de afastam obedecendo à Lei de Hubble? Consideremos um observador muito especial = Ele, situado em um referencial exterior ao Universo: O QUE ELE VERIA SE CONSIDERASSEMOS UMA PORÇÃO DO UNIVERSO CONTIDA NO INTERIOR DE UMA ESFERA IMAGINÁRIA DE RAIO R? A matéria, como um todo, estaria em expansão com uma dinâmica semelhante à de um balão esférico, contendo pontos em sua superfície que representariam aglomerados celestes, e que é inflado ocasionado o aumento de seu raio.

9 Os aglomerados celestes se afastariam seguindo a lei de Hubble na superfície do Universo ; mas evidentemente o afastamento se restringe à superfície do Universo que está imersa em um espaço de maior dimensão, fictício, pois representa o espaço exterior ao Universo, associado a um observador também fictício. Esta é por isto apenas uma imagem representativa do processo evolutivo do Universo e não pode ser considerada como uma imagem real. Serve apenas para visualizar o processo de evolução dinâmica do Universo real.

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12 G G Se considerarmos como referência por exemplo uma galáxia G, todas as demais (setas) afastam-se de G com velocidades proporcionais às distâncias relativas de afastamento. Os dois desenhos representam o afastamento relativo de galáxias de uma galáxia de referência G (à esquerda) e de outra qualquer tomada como referência (por exemplo, G à direita). Os desenhos demonstram sem qualquer dúvida que não importa que galáxia é tomada como referência: a simetria do desenho se repete para qualquer galáxia de referência. Neste contexto, o raio do Universo estaria no centro fictício desta esfera mas não suscetível à observação de um observado situado na superfície da esfera.

13 Conclusão: Universo em expansão resultado de uma explosão: O BIG-BANG

14 3. O Modelo Cosmológico Padrão :: modelo de Friedmann Einstein acreditava em um Universo estático e imutável. Por isto ele corrigiu suas equações da Relatividade Geral introduzindo uma constante cosmológica que anulava, na teoria, o processo de expansão do Universo... Modelo de Friedmann: Hipóteses básicas: Universo homogêneo. Universo isotrópico. Universo que evoluiu segundo a Lei de Hubble. Universo esfria à medida em que ocorre a sua expansão, semelhantemente ao que ocorre na expansão de um gás (T 0; ρ 0). Expansão adiabática (processo de transformação da energia interna de um sistema sem que ocorram trocas térmicas com o exterior ) e o Universo esfria através de estágios de equilíbrio térmico.

15 3. O Modelo Cosmológico Padrão 1922 Friedmann obteve soluções para as equações de Einstein, mas ao contrário deste partiu apenas da suposição que o Universo é homogêneo e isotrópico eliminando o vínculo estático. Como o Universo primordial era extremamente quente, T, t Universo 0, os constituintes do Universo não poderiam ser os mesmo de hoje, átomos e moléculas. Aplicando noções da mecânica estatística de equilíbrio foi possível estabelecer relações que envolvem a temperatura, a densidade e o tempo de vida do Universo.

16 3. O Modelo Cosmológico Padrão Parâmetros do Universo: Tempo característico de expansão: t expansão = H(t) -1 = 3 / 8 πρ(t)g Temperatura: T 2 = f(g)/t expansão Raio do Universo: R(t) -n/2 ~ H(t) R(t) ~ t 2/n n=4 (era dominada pela radiação) n=3 (era dominada pela matéria)

17 3. O Modelo Cosmológico Padrão E como seria a distribuição de matéria nos primeiros instantes do Universo? t 0 ; ρ ; V = Hr = r/t Universo ; t ; ρ 0 t Universo = 1/H 20 bilhões de anos E T = k B T :::: k B = 0, ev/k L:Ligação ; A:Átomos ; M:Moléculas ; N:Núcleos ; H:Hádrons E T > E LM Moléculas dissociam-se :: E LM > 1 ev, T > 10 4 K E T > E LA Átomos dissociam-se :: E LA > 10 3 ev, T > 10 7 K E T > E LN Núcleos dissociam-se :: E LN > 1 MeV, T > K E T > E LH Hádrons dissociam-se :: E LH > 1 GeV, T > K

18 4. O Primeiro Bilhão de Anos do Universo a) O Primeiro Nano-segundo T~ K :::: ρ ~10 21 g/cm 3 :::: E T ~ 10 2 GeV > E LH > E LN > E LA >E LM Composição do Universo: léptons, quarks, quanta de calibre (gauge).

19 4. O Primeiro Bilhão de Anos do Universo b) O Primeiro Micro-segundo T~ K :::: ρ ~10 18 g/cm 3 :::: E T ~ 10 9 ev <E LH mas > E LN > E LA > E LM Composição do Universo: no fim do 1o. micro-segundo o Universo estava frio o suficiente para que as forças entre os quarks e anti-quarks pudesse agregá-los formando hádrons. Neste estágio havia bárions, mésons, bósons eletrofracos, elétrons, neutrinos, fótons, núcleons...

20 4. O Primeiro Bilhão de Anos do Universo c) O Primeiro Quarto de Hora E T < E LN :: núcleos são então formados. Á medida em que T decresce, os núcleons seriam encontrados preferencialmente em partículas alfa, cuja energia de ligação é de 20 MeV, não fosse o fato de que...

21 4. O Primeiro Bilhão de Anos do Universo Não fosse o fato que a energia de repouso de um nêutron é maior do que a de um próton (t ~ 10 3 s) n p + e + A conversão de nêutrons em prótons causou uma sobra de prótons que sobreviveram como núcleos de H. Somente nêutrons ligados em deutérios e partículas alfa primordiais sobreviveram. ν

22 4. O Primeiro Bilhão de Anos do Universo d) O Primeiro Milhão de Anos Gradualmente, elétrons e núcleons foram formando átomos e moléculas. Á medida em que átomos e moléculas começaram a predominar, o Universo foi ficando transparente à luz. Fótons presentes no Universo e não absorvidos originam então a radiação de fundo de micro-ondas (fótons fósseis, λ~0,1-10cm, T~2,7K [A Penzias e R Wilson (1965)]). Isto porque fótons são muito menos perturbados pela presença de átomos nêutrons do que pela presença de elétrons.

23 4. O Primeiro Bilhão de Anos do Universo e) O Primeiro Bilhão de Anos De forma também gradual, átomos e moléculas uniram-se formando estrelas. Atração gravitacional faz com que uma estrela sofra compressão e aquecimento. Á medida em que a estrela aquece, reações nucleares internas de núcleo-síntese estelar produzem combinações de elementos e a síntese para elementos mais pesados, dando-se assim o processo de evolução estelar.

24 t U : tempo de vida do Universo T: temperatura Big Bang Plasma Quark- Glúon T>10 12 K; t U ~10-6 s Formação de Prótons e Nêutrons T~10 12 K; t U ~10-4 s Formação de Átomos Nêutros T~4000 K t U ~ a Formação de Núcleo Leves T~10 9 K; t U ~3 min Dispersão de Elementos Massivos T~[20-3] K ; t U >10 9 a Formação de Estrelas T~[20-3] K t U ~10 9 a

25 Referências: 1. StevenWeinberg, TheFisrtThreMinutes, AModernViewoftheOriginoftheUniverse, BasicBooksInc. Publishers, New York, StephenHawking, OUniversonumaCascadeNoz, EditoraMandarim, SãoPaulo, 2001.