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Transcrição

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2 O início de tudo E o que seria necessário para inventar o Universo? - Simples, um Big Bang. E o que seria um Big Bang? - O Big Bang (Grande expansão) é uma expressão utilizada pelos astrônomos para descrever o evento primordial que deu início ao Universo. É entendido atualmente que o Universo está em expansão acelerada (Hubble, 1929), dessa forma, em um passado finito, todos os constituintes presentes no Universo estavam aglomerados em um ponto infinitamente denso e infinitamente quente. O Big Bang não criou apenas a radiação e a matéria, mas criou o próprio espaço e tempo em si.

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4 O início de tudo

5 Estruturas do Universo

6 Estruturas do Universo

7 A evolução do Cosmos Georges Lemaître ( ), cosmólogo belga, foi o primeiro a propor um modelo específico para o Big Bang. Ele estimou que toda matéria estaria concentrada no que ele chamou de átomo primordial. Independente de Lamaître, o matemático russo Alexander Friedmann ( ) havia descoberto uma família de soluções das equações da Relatividade Geral que descreviam o Universo em expansão. Dessa forma, Lemaître e Friedmann são considerados os pais da Cosmologia

8 As soluções da Relatividade As soluções para as equações da relatividade previam 3 condições para o Universo, quando a constante cosmológica for nula, chamada de parâmetro de densidade (Ω = ρ ρ C ) Condições: Se Ω = 1, o Universo é plano, associado a geometria Euclidiana, E 3 Se Ω > 1, o Universo tem curvatura positiva, se fecha sobre si mesmo e é condicionado a uma esfera, S 3 Se Ω < 1, o Universo tem curvatura negativa, é aberto na forma de uma cela e é condicionado a uma hipérbole, H 3

9 A geometria do Universo

10 A geometria do Universo Tendo essas condições determinadas, a resolução do parâmetro de densidade chegou no valor de E o que esse valor quer dizer? Ω = 1,00 ± 0,02 - O Universo, aparentemente, tem geometria plana; - Isso significa que, com o tempo, a sua expansão deveria desacelerar. Ou seja, em um tempo infinito, a velocidade de expansão seria nula. 27 kg - A densidade crítica do Universo é da ordem ρ C = 9,47.10 m 3

11 A geometria do Universo Então, já sabemos qual é a geometria do Universo, certo? De certa forma, não. Em 1929, Edwin Powell Hubble, fazendo observações de galáxias mais distantes, concluiu que essas galáxias estavam se afastando de nós mais rápido do que as galáxias mais próximas. Ou seja, as velocidades de afastamento são proporcionais as distâncias das galáxias Com base nessas informações, foi formulada a Lei de Hubble-Lemaître. v = H 0. d Onde H 0 = 68,0 ± 4,2 km s Mpc (Parâmetro de Hubble) Mpc = 10 6 Parsec; 1 Parsec = 3,26 anos luz 1 ano luz = ,8 km (9,5 Pm)

12 A radiação cósmica de fundo de micro-ondas Outra evidência bastante importante para sustentar a teoria do Big Bang e do Universo em expansão é a chamada Radiação Cósmica de Fundo de micro-ondas (Cosmic microwave background radiation), uma radiação primordial, que aconteceu apenas a mil anos após o Big Bang Ela foi teorizada por Geroge Gamov, Ralph Alpher e Robert Herman em 1948 e descoberta por Arno Penzias e Robert Woodrow Wilson em E o engraçado dessa história é que Penzias e Wilson descobriram isso sem querer.

13 A radiação cósmica de fundo de micro-ondas Penzias e Wilson com seu radio telescópio

14 A radiação cósmica de fundo de micro-ondas Radiação detectada por Penzias e Wilson, 1965 Radiação detectada pelo COBE (Cosmic Background Explorer), 1992 Radiação detectada pelo WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe), 2003

15 O resultado das descobertas Com as descobertas de Hubble e Penzias e Wilson, a teoria do Big Bang ganhou força. Porém, a condição de um Universo plano em uma expansão cada vez mais lenta não se sustentou. Essa condição só era possível se a Constante Cosmológica possuísse valor nulo. A Constante Cosmológica (Λ) foi proposta por Albert Einstein. Outras descobertas sobre a expansão acelerada do Universo retomaram o interesse por essa constante.

16 A constante cosmológica A Constante Cosmológica foi um artifício utilizado por Albert Einstein para conciliar sua equação da relatividade geral com a condição do Universo Estacionário. Hoje, essa constante está associada ao que conhecemos (ou não ainda) como energia escura. Essa energia escura exerce uma pressão negativa sobre as galáxias, fazendo com que as mesmas se afastem. Essa energia escura é, segundo os cientistas e a astronomia moderna, o ente físico responsável pela expansão acelerada do Universo.

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18 O Universo e o seu Futuro Daqui a 1 milhão de anos, Betelgeuse, a estrela Alpha Orions, vai explodir em uma Supernova, emitindo mil vezes mais luz que o sol.

19 O Universo e o seu Futuro Daqui a 4 bilhões de anos nosso Sol começara a queimar elementos cada vez mais pesados e dessa forma irá expandir. Essa expansão marca o fim do Sistema Solar

20 O Universo e o seu Futuro Em 5 bilhões de anos, ocorrerá a colisão entre a Via Láctea (nossa galáxia) e a galáxia de Andrômeda. Nessa fusão, nascerá a galáxia de Milkdromeda.

21 O Universo e o seu Futuro Em 100 bilhões de anos, devido a expansão acelerada do Universo, todas as galáxias do Superaglomerado de Virgem se afastam tanto que sua luz fica impossível de se detectar.

22 O Universo e o seu Futuro Em 1 trilhão de anos, daremos adeus definitivamente Radiação Cósmica de Fundo de Microondas. A partir daqui, qualquer evidência de radiação do Universo primordial estará perdida para sempre.

23 O Universo e o seu Futuro Em 10 trilhões de anos, as únicas estruturas remanescentes no Universo serão os Buracos Negros. Estes, também, um dia terão seu fim, devido a radiação Hawking. O Universo agora, é um lugar apenas deles.

24 O Universo e o seu Futuro Em 100 trilhões de anos, a expansão do Universo o esfriará tanto, que chegará extremamente próximo do zero absoluto. Nessa etapa, os últimos buracos negros se evaporam e o Universo é apenas um mar de fótons, todos a mesma temperatura. Agora, o Universo teve o seu fim.

25 O Futuro do Universo A quantidade de matéria presente no Universo será o fator crucial para determinar o seu tempo de existência. Atualmente, a condição mais provável para o Universo é uma contínua expansão acelerada, sem que nada possa interromper essa condição. Então, o Universo, terá uma morte fria, determinada pelas leis da Termodinâmica, onde a sua entropia atingirá o valor máximo e ele permanecerá, para sempre, na obscuridade total.

26 Perspectivas Desde o Big Bang até a evaporação do último buraco negro, a vida, como nós conhecemos, só é possível em 0, % do tempo total de vida do Universo. Então, perceba, o quão especial é esse momento e o quão sortudos somos em viver nessa época.