Rogerio Rosenfeld IFT-UNESP

Transcrição

1 A Origem dos Elementos Químicos Rogerio Rosenfeld IFT-UNESP Convite à Física - IFUSP 14/05/2008

2 60 anos de nucleossíntese

3 Cosmologia no século XVI Peter Apian's Cosmographia (Antwerp, 1539) modelo geocêntrico Modelo heliocêntrico copernicano de Thomas Digges (1576)

4 Elementos do universo (século XV) + quintessência Isidore of Seville, Liber de responsione mundi (Augsburg, 1472).

5 Cosmologia moderna Einstein publica Teoria da Relatividade Geral Einstein aplica sua teoria para o Universo e propõe a existência de uma constante cosmológica Hubble descobre a expansão do Universo Descoberta da expansão acelerada do Universo

6 O que era conhecido em 1940 O universo está em expansão (Hubble 1929) O universo pode ser descrito pelo modelo de Friedmann-Lemaitre Características principais: homogeneidade, isotropia (em relação a qualquer ponto) e expansão. O universo tem uma história

7 A história do Universo Na década de 1940 começou-se a pensar como seria o Universo no passado. A década foi dominada pelo debate entre dois modelos: O modelo do Estado Estacionário O modelo do Big Bang

8 O modelo do Estado Estacionário Até Einstein resistiu inicialmente à idéia de que o Universo pudesse se alterar com o tempo! A possibilidade de um início do Universo era filosoficamente inaceitável para alguns. Idéia: mesmo em expansão, o Universo sempre parece igual. Como: haveria criação contínua de matéria, de modo que a densidade de galáxias não mudaria.

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10 Consequências observacionais do modelo de Estado Estacionário: As propriedades do Universo (densidade de galáxias, temperatura, etc) não mudam, ou seja, são as mesmas hoje que no passado e no futuro.

11 O modelo do Big Bang Foi desenvolvido pelo físico russo George Gamow ( ) 1968) e seus colaboradores (Alpher e Herman).

12 A linha de mundo de Gamow 1904: nasce em Odessa : 29: estudante de Física em Leningrado : visita Copenhagen e Cambridge : 33: professor na Universidade de Leningrado : professor na Universidade George Washington : 68: professor na Universidade de Colorado

13 Alguns pontos de sua carreira 1928 Explicou o decaimento alfa de núcleos atômicos; 1928 Foi um dos pioneiros do modelo de gota líquida para o núcleo atômico; 1936 Descreveu, com Edward Teller, o decaimento beta induzido por spins; 1938 Estudou reações nucleares em estrelas e formação de elementos; Desenvolveu o modelo do Big Bang; 1954 Foi o primeiro a sugerir como funcionava o código genético; Trabalhou com modelos de estrelas; Escreveu muitos livros de divulgação científica.

14 Alguns pontos de sua carreira 1928 Explicou o decaimento alfa de núcleos atômicos; 1928 Foi um dos pioneiros do modelo de gota líquida para o núcleo atômico; 1936 Descreveu, com Edward Teller, o decaimento beta induzido por spins; 1938 Estudou reações nucleares em estrelas e formação de elementos; 1939 Trabalhou com modelos de estrelas; 1948 Desenvolveu o modelo do Big Bang; Nucleossíntese e Radiação Cósmica de Fundo 1954 Foi o primeiro a sugerir como funcionava o código genético; Escreveu muitos livros de divulgação científica.

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17 The Mr. Tompkins Series 1939 Mr. Tompkins in Wonderland Livros de Gamow 1944 Mr. Tompkins Explores the Atom 1953 Mr. Tompkins Learns the Facts of Life 1967 Mr. Tompkins Inside Himself Ganhou prêmio Kalinga da UNESCO em 1956 Other Popular Writing 1940 The Birth and Death of the Sun 1941 Biography of the Earth 1947 One, Two, Three... Infinity: Facts and Speculations of Science 1953 The Moon 1958 Puzzle-Math 1961 Biography of Physics 1962 Gravity 1963 A Planet Called Earth 1964 A Star Called the Sun 1966 Thirty Years that Shook Physics: The Story of Quantum Theory Science Text Books 1931 The Constitution of Atomic Nuclei and Radioactivity My World Line : Fragments by George Gamow 1937 Structure of Atomic Nuclei and Nuclear Transformations 1947 Atomic Energy in Cosmic and Human Life 1949 Theory of Atomic Nucleus and Nuclear Energy Sources, with C.L. Critchfield 1952 The Creation of the Universe 1958 Matter, Earth & Sky, with John M. Cleveland 1960 Physics: Foundations & Frontiers 1961 The Atom and its Nucleus

18 O modelo do Big Bang O Universo está em expansão como previsto pela teoria da relativivade geral de Einstein (Hubble, Friedmann). Isso implica que o Universo começou no passado como sendo uma sopa quente e densa de partículas, como nêutrons, prótons, elétrons e fótons. Gamow explorou as consequências desse ambiente para a formação dos elementos químicos. Primeira aplicação de física microscópica (nuclear) ao macrocosmos (Universo).

19 Na fornalha que era o Universo primitivo ocorreram reações nucleares (semelhantes às que ocorrem no interior do Sol) que fabricaram os núcleos de átomos mais pesados que o hidrogênio (nucleossíntese).

20 Enquanto isso, em São Paulo... Temperatura fixa!

21 Pessoas em São Paulo trabalhando no assunto Ajuste de parâmetros

22 Gamow partiu da hipótese de que o Universo em seus primeiros instantes era feito de um gás de nêutrons. Os nêutrons se desintegravam em prótons e elétrons (e neutrinos). Nêutrons e prótons se combinavam formando núcleos atômicos mais complexos. Gamow chamou essa matéria primordial que formava o Universo de ylem.

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24 Robert Herman, George Gamow, and Ralph Alpher (left to right) with their bottle of YLEM, a fanciful primordial form of matter they concocted. Today we would call it quark soup. Alpher and Herman surreptitiously created this montage and sneaked it into a box of slides Gamow had prepared for a talk. When it appeared on the screen, Gamow, after a moment of shock, was very pleased. (Courtesy of Ralph Alpher.)

25 in absentia Teoria de abg: universo estático ignoram a radiação Trabalho completo

26 Ralph Alpher faleceu em 12/08/2007 "It had vast implications, but unfortunately it got very little attention," said Vera C. Rubin of Carnegie Inst. "It's a very complicated story. He and Bob Herman did something very early and very brilliant. There's really no other word for it. They were kind of forgotten."

27 Nucleossíntese primordial (BBN) em 3 etapas 1) Universo primitivo: nêutrons e prótons em equilíbrio termodinâmico Equilíbrio termodinâmico é possível apenas para altíssimas temperaturas: 1 segundo após o Big Bang! T > K =1 MeV.

28 BBN em 3 etapas 2) Universo se expande e esfria: nêutrons e prótons saem do equilíbrio termodinâmico Distribuição de equilíbrio é congelada em: N N n p exp ( m n T F m p ) 1 7 (T F ~1 MeV) 1 nêutron para cada 7 prótons

29 BBN em 3 etapas 3) Quando a temperatura cai para T > 10 9 K =0.1 MeV nêutrons e prótons podem formar o núcleo atômico mais simples, o deutério (pn). Densidade da radiação na nucleossíntese: R ( nucl ) 3 1g/cm densidade da água! A partir da fusão de dois núcleos de deutério forma-se o núcleo mais estável de hélio (2p2n) 100 segundos após o Big Bang!

30 Previsão aproximada de BBN Em primeira aproximação, todos os nêutrons são usados para formar hélio. 2 nêutrons para cada 14 prótons 1 núcleo de 4 He para cada 12 núcleos de H fração em massa de 4 He no Universo 4 Y 4 He ,25

31 A origem dos elementos Há um conjunto de reações termonucleares que ocorrem durante a BBN que levam à produção de outros elementos: Na realidade mais de 40 processos estão envolvidos na BBN. Elementos mais pesados não são produzidos devido à falta de elementos estáveis de massa 5 e 8.

32 A origem dos elementos O Universo se expande e esfria rapidamente, causando a interrupção das reações termonucleares. Fim da BBN em alguns minutos!

33 Os primeiros minutos do Universo Ned Wright

34 A origem dos elementos A nucleossíntese primordial (BBN) prevê a abundância de elementos leves (hélio, deutério, lítio) a partir da quantidade inicial de prótons e nêutrons no Universo. densidade de prótons e nêutrons = densidade bariônica

35 Nucleossíntese de elementos leves: Apenas 4% do Universo é feito de átomos!

36 Resultados mais recentes de BBN e WMAP WMAP Problema para BBN? E. Vangioni, IAP

37 CONCLUSÕES O modelo do Big Bang, desenvolvido por Gamow e colaboradores no final da década de 1940, é a base da Cosmologia Moderna Modelo Cosmológico Padrão

38 CONCLUSÕES Modelo Cosmológico Padrão é apoiado em três grandes pilares observacionais: Formação dos elementos leves (BBN) Radiação cosmológica de fundo (RCF) Formação de galáxias

39 CONCLUSÕES BBN testa o Modelo Cosmológico Padrão e a Física de Partículas Elementares quando o Universo tinha apenas alguns minutos! (RCF teve sua origem anos após o Big Bang) BBN é um importante vínculo que todo modelo alternativo tem que satisfazer.

40 A radiação cósmica de fundo O modelo do Big Bang tem como hipótese que o Universo evoluiu a partir de um estado extremamente quente e denso. À medida que o Universo se expande com o tempo, ele se resfria e dilui. Portanto, o modelo prevê a existência de um calorzinho hoje que é o resquício das altas temperaturas no passado!

41 1ª previsão da temperatura de radiação cósmica de fundo! Descoberta em 1965 por Penzias e Wilson (prêmio Nobel em 1978). Wilson and Penzias with their historic horned antenna at Crawford Hill, N.J.

42 Radiação Cósmica de Fundo (1990)

43 The Nobel Prize in Physics 2006 "for their discovery of the blackbody form and anisotropy of the cosmic microwave background radiation" Cosmic Background Explorer (COBE) John C. Mather NASA Goddard Space Flight Center Greenbelt, MD, USA George F. Smoot University of California Berkeley, CA, USA b b. 1945

44 The Nobel Prize in Physics 2006 "for their discovery of the blackbody form and anisotropy of the cosmic microwave background radiation" COBE was launched using its own rocket on 18 November The first results were received after nine minutes of observations: COBE had registered a perfect blackbody spectrum. The success of COBE was the outcome of prodigious team work involving more than 1,000 researchers, engineers and other participants. John Mather coordinated the entire process and also had primary responsibility for the experiment that revealed the blackbody form of the microwave background radiation measured by COBE. George Smoot had main responsibility for measuring the small variations in the temperature of the radiation.

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46 Estimativa da temperatura da radiação cósmica de fundo Durante a expansão do Universo, as densidades de matéria e radiação mudam no tempo mas temos que: M R 4 3 constante Densidade de matéria Densidade de radiação [ A densidade da radiação está relacionada com a quarta potência da temperatura]

47 Estimativa da temperatura da radiação de fundo Vamos considerar dois momentos na história do Universo: hoje e na época da nucleossíntese M ( hoje ) R ( hoje) M ( nucl ) R ( nucl )

48 Densidade média da matéria hoje (Hubble): M ( hoje) g/cm 3 Densidade da radiação na nucleossíntese: R ( nucl ) 3 1g/cm densidade da água! Corresponde a uma temperatura de 10 9 K.

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50 Densidade da matéria na nucleossíntese: M ( nucl ) 10 6 g/cm 3

51 Podemos então encontrar a densidade da radiação hoje : R ( hoje) g/cm 3 Corresponde a uma temperatura de 5 K.

52 A origem das galáxias Gamow foi um dos primeiros a pensar em como as galáxias podem ser formadas a partir do ylem inicial. Ele percebeu que o mecanismo de instabilidade gravitacional do sistema só começaria a operar quando a densidade da matéria fosse maior que a densidade de radiação. Ele estimou o tamanho de galáxias usando física fundamental.

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54 A origem das galáxias Muitos avanços nos cálculos e simulações da formação de galáxias realizados desde Em junho de 2005, publicada a Millenium Simulation:

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56 Pilares do Modelo do Big Bang Formação dos elementos leves (nucleossíntese) Radiação cosmológica de fundo Formação de galáxias

57 Debate Estado Estacionário x Big Bang Havia um problema então com o modelo do Big Bang na década de 1940: previa uma idade do universo relativamente pequena. Não havia sido detectada a radiação cosmológica de fundo e não havia simulações de formação de galáxias.

58 Como calcular a idade do Universo Lei de Hubble: V = H d Expansão uniforme: todas as galáxias estava juntas em um instante no passado dado por: t = 1/H

59 Como calcular a idade do Universo Medidas de Hubble usadas por Gamow: 17 H 1,8 10 1/ s Resultando em uma idade do Universo de t = 1/H = 1,8 bilhões de anos

60 Medidas recentes da constante de Hubble t = 1/H = 14 bilhões de anos

61 CONCLUSÕES Big Bang, desenvolvido por Gamow e colaboradores, é a base da Cosmologia Moderna = Modelo Cosmológico Padrão Formação dos elementos leves (nucleossíntese) Radiação cosmológica de fundo Formação de galáxias

62 Modelo cosmológico padrão Geometria Space tells matter how to move (J.A. Wheeler) Matéria/Energia/Pressão Matter tells space how to curve Kolb

63 Expansão do universo