Uma História do Universo

Apresentação em tema: "Uma História do Universo"— Transcrição da apresentação:

1 Uma História do Universo
A Gênese e Desenvovimento da Cosmologia Moderna por Marcelo Byrro Ribeiro (Instituto de Física – UFRJ)

2 Uma História do Universo
A Gênese e Desenvovimento da Cosmologia Moderna por Marcelo Byrro Ribeiro

3 Formato do Curso A gênese do Big Bang primórdios
O nascimento da cosmologia científica A astronomia validando o Big Bang A descoberta da expansão do Universo Os trabalhos de Edwin Hubble A descoberta da radiação cósmica de fundo Resultados e observações recentes Sumário do modelo do Big bang Estruturas cósmicas: galáxias, aglomerados de galáxias e vazios cósmicos O telescópio espacial Hubble Supernovas: explosões estelares A aceleração da expansão A constante cosmológica Matéria escura e energia do vácuo O futuro da cosmologia

4 Por que estudamos a história e evolução do Universo?
Em qualquer cultura, em qualquer época, sempre foram feitas as seguintes perguntas: De onde viemos? Para onde vamos? Qual a origem de tudos que nos cerca?

5 A pergunta sobre a origem de tudo nos leva a outras duas perguntas:
De onde veio esse “todo”? Para onde vai esse todo que nos cerca? Essas perguntas são tão fundamentais que todas as culturas humanas, em qualquer época, procuraram, e ainda procuram, responde-las

6 É a tentativa de responder essa pergunta que gera uma COSMOLOGIA !
Mas, o que é o “todo”? É a tentativa de responder essa pergunta que gera uma COSMOLOGIA !

7 O Universo é o todo A idéia de “universo” de qualquer cosmologia é o todo, a totalidade de tudo que nos cerca Mas, então, outra pergunta se coloca: O que compõe esse todo? A resposta a essa pergunta depende da cultura, da época e da tecnologia disponível

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9 Cada cultura tem a sua própria resposta
Para os índios o universo é feito dos animais e das matas Para os egípcios ele em parte era um lugar árido E, para nós...

10 Vivemos em uma sociedade baseada na ciência e tecnologia
Portanto... Nossa cosmologia será necessariamente baseada na ciência e tecnologia O que nos leva à questão:

11 Qual será essa cosmologia tecnológica e científica?
Essa é a história que pretendo contar Descrever a visão científica moderna da cosmologia, a qual está totalmente interligada aos avanços tecnológicos principalmente na astronomia

12 Mas as idéias e os resultados não são
A física e a matemática por trás dessas idéias é bastante complexa Mas as idéias e os resultados não são

13 Uma história sobre o Universo
Essa é a história que pretendo contar Onde as idéias e resultados são completamente acessíveis para um leigo bem informado Essa é, portanto, uma história sobre o Universo E é dessa história que se trata a cosmologia moderna

14 O mapeamento da Terra: geometria
Primordios O mapeamento da Terra: geometria

15 O começo de nossa história
Toda história tem um início escolhido pelo contador da história Vamos então começar no século XVIII, na Alemanha, Hungria e Rússia E os personagens são alguns dos grandes matemáticos da época: Gauss Bolyai Lobatchevski Riemann

16 Geometria Essa era a preocupação deles
Mas, o que é exatamente a geometria? É uma maneira de pensarmos sobre as propriedades do espaço físico e sobre as figuras nesse espaço físico

17 Euclides Até cerca do ano 1800 a única maneira de pensar em geometria era baseada nos gregos antigos Essa geometria era a escrita por Euclides, nos seus “Elementos”

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19 “Os Elementos” de Euclides
“Os Elementos” é sem dúvida uma compilação do conhecimento geométrico que foi o centro do conhecimento em matemática por anos Segundo historiadores, provavelmente nenhum resultado é realmente dele, mas a organização do material e a exposição foram feitas por ele A “geometria de Euclides” se baseava em um grupo de afirmações auto-evidentes, chamados axiomas, os quais eram advindos da experiência

20 O triângulo euclidiano
A soma dos ângulos internos de um triângulo é 180°

21 Entra em cena Carl Friedrich Gauss (1777-1855)
Um menino prodígio em matemática, que demonstrou seu primeiro teorema aos 7 anos de idade Trabalhou por muitos anos no Observatório de Göttingen e concluiu que a natureza do espaço pode ser não-euclidiana

22 Gauss, o “príncipe da matemática”

23 O triângulo de Gauss A soma dos ângulos internos é maior do que 180°, porque

24 O triângulo e círculo de Gauss longitudes formam triângulos latitudes formam círculos

25 As tres montanhas de Gauss
Gauss decide então realizar um experimento em 1827 para tentar determinar a verdadeira geometria do nosso espaço Com pessoas usando lanternas no topo de tres montanhas alemãs de Hohenhagen, Brocken e Inselsberg, ele tenta medir a soma dos ângulos formados pelo triângulo

26 As tres montanhas de Gauss (2)

27 Os resultados do experimento de Gauss
Soma dos ângulos = 180° 0’ 14,85’’ Mas, o erro era MUITO maior que o excesso ! Gauss percebe que precisava de um triângulo muito maior, de escala possivelmente astronômica

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29 O medo de publicar Temendo o ridículo, Gauss jamais publica em vida nenhum de seus resultados sobre geometrias não-euclidianas

30 Entra em cena um novo ator
Nikolai Ivanovich Lobatchevsky ( ) Matemático russo da Universidade de Kazan Obteve conclusões semelhantes a Gauss

31 E também um segundo ator
John Bolyai ( ) Oficial do exército húngaro e matemático nas horas vagas (filho de um matemático) Obteve conclusões semelhantes a Gauss e Lobatchevsky Os trabalhos dos 3 foram independentes

32 A coragem de publicar Ao contrário de Gauss, Bolyai e Lobatchevsky mostram mais coragem e publicam seus resultados Mas, chegam a um resultado diferente do de Gauss

33 O triângulo hiperbólico
Nesse triâmgulo, diferente do de Gauss, a soma dos ângulos internos é menor do que 180°

34 Mas, então, qual é a natureza geométrica do espaço?
Euclidiano? Hiperbólico? Esférico?

35 Entra em cena Georg Bernhard Riemann (1826-1866)
Aluno de Gauss Em 1854 ele apresenta em Göttingen, na presença de Gauss, uma aula-tese absolutamente genial

36 O trabalho de Riemann de 1854
Título: “Sobre as Hipóteses Presentes nos Fundamentos da Geometria

37 As hipóteses de Riemann
O espaço é conhecido apenas em uma pequena parte O espaço é caracterizado por sua CURVATURA

38 A curvatura dos 3 triângulos
Curvatura zero Curvatura positiva Curvatura negativa

39 Curvatura e distâncias podem ser medidas
Riemann apresenta um método para calcular as distâncias e a curvatura, baseados em resultados prévios de Gauss Teorema de Pitágoras:

40 Versão de Riemann

41 Em 3 dimensões

42 E ainda...

43 Então, de acordo com Riemann...
X e Y podem ser medidos D é a distância entre dois pontos nas posições X e Y A curvatura está contida no valor medido de D: a curvatura é intrínseca

44 Com essas hipóteses Riemann cria o que passou a ser conhecido como...
Geometria Riemanniana Baseada fortemente na teoria de Gauss sobre superfíficies Reune as idéias anteriores de Gauss, Lobatchevsky, Bolyai e Euclides

45 Riemann foi absolutamente genial!
As idéias principais de Riemann foram vitais para Albert Einstein e toda a cosmologia do século XX O espaço pode ser determinado pela medida da distância D entre dois pontos próximos A curvatura determina o tipo de espaço, que é medido por meio de D

46 A curvatura é medida localmente

47 Então, em princípio podemos determinar a natureza do espaço

48 Ao final de seu trabalho de 1854, Riemann foi profético
“A astronomia vai decidir qual a geometria se ajusta ao espaço”

49 Qual será o espaço que contém as estrelas?

50 As teorias da relatividade de Albert Einstein: especial (1905) e geral (1916)

51 A importância das teorias de Einstein na cosmologia moderna
Albert Einstein ( ), um dos maiores físicos do século XX, preparou o terreno para a cosmologia moderna ao criar as suas teorias da relatividade Inicialmente ele não se interessava por geometria, mas, gradativamente, aceitou a importância da visão geométrica do espaço E foram os trabalhos de Einstein que trouxeram à luz a abordagem de Riemann, que, até o início do século XX, era considerada uma área obscura da geometria

52 Contribuições de Einstein
Einstein não chegou a Riemann sozinho: outros fizeram contribuições valiosas Mas, foi ele que, apenas um ano após a publicação de sua teoria generalizada da relatividade, efetivamente estabeleceu o problema cosmológico nos moldes que nós seguimos até hoje

53 Cosmologia científica antes de Einstein (pré-relatividade)
Algumas físicos já pensavam sobre o problema cosmológico no século XIX, mas seguiam hipóteses que esbarravam em problemas sérios: O espaço era assumido estático: não haveria mudanças na distribuição da estrelas com o passar do tempo O espaço teria uma geometria Euclidiana: seria infinito e ilimitado

54 Mas,... Se o espaço é infinito e ilimitado e preenchido por um número igualmente infinito de estrelas, então essas estrelas deveriam deixar o céu permanentemente iluminado Como isso não é observado (o céu é escuro à noite), essa contradição ficou conhecida como O Paradoxo de Olbers

55 O Paradoxo de Olbers: por que o céu é escuro à noite?
Ele já era discutido em 1610, na época de Kepler, o grande antecessor de Newton sobre o movimento dos planetas Foi rediscutido no século XVIII por Halley (quem descobriu o cometa que leva seu nome) e Jean Philippe Leys de Cheseaux em 1744 Mas foi Heinrich Wilhelm Mathäus Olbers que em 1826 rediscutiu o assunto e teve seu nome associado a esse problema

56 Monumento a Olbers em Bremen

57 Possíveis explicações para o paradoxo
Muita poeira: radiação a esquentaria Estrelas são finitas: mas, mesmo assim, há estrelas suficientes para fazer todo o céu brilhar Distribuição não uniforme das estrelas (uma na frente das outras): talvez, mas algumas partes seriam escluras e outras claras

58 As explicações anteriores não convencem, exceto...
O universo é muito jovem O universo está em expansão Isso implicaria que: 1) nunca observaríamos todas as estrelas ao mesmo tempo 2) O universo teria uma história Essas conclusões serão tremendamente importantes para toda a cosmologia moderna

59 Einstein 1905: relatividade especial
Conceitos de tempo e espaço dependem de como e onde eles são medidos À medida em que nos aproximamos da velocidade da luz, o tempo se dilata e os comprimentos se contraem

60 Duas pessoas: uma parada e outra em movimento
Se a velocidade da que está em movimento aproxima-se à da luz, então há a contração dos comprimentos, para aquele que está parado Da mesma forma, para aquele que está parado ocorre uma dilatação do tempo medido

61 Visualmente: contração dos comprimentos

62 Visualmente: dilatação do tempo

63 Ainda a dilatação do tempo

64 O tempo é então tão importante quanto o espaço
Ao colocar o tempo no mesmo nível que o espaço, Einstein propõe uma nova maneira de descrever os eventos São os diagramas espaço-temporais

65 Diagramas espaço-temporais
Se pensarmos em cada instante de tempo como sendo uma folha de papel Colocando muitas folhas umas sobre as outras teremos a idéia desses diagramas, onde o tempo estará no eixo vertical

66 Diagramas espaço-temporais (2)

67 Diagramas espaço-temporais (3)

68 Entra em cena Hermann Minkowski (1864-1909)
Matemático de Göttingen, nascido na Rússia Em 1907 Minkowski percebeu que o trabalho de Einstein poderia ser entendido do ponto de vista de uma geometria não-euclidiana Ele então faz a conexão entre Einstein e Riemann ao propor que o espaço-tempo seja visto do ponto de vista geométrico

69 O triângulo de Minkowski
Não obedece a Pitágoras Relacionada grandezas físicas medidas em “locais” diferentes (em movimento ou sem movimento)

70 Profecia de Minkowski “O ponto de vista sobre o espaço e o tempo que eu desejo apresentar aqui nasceu do solo da física experimental, e nele está a sua força. É uma visão radical. A partir de agora espaço por si mesmo e o tempo por si mesmo ficam destinados a desaparecer como meras sombras, e somente um tipo de união dos dois irá preservar uma realidade independente” (80ª Assembléia de Médicos e Cientistas Naturais Alemães, 21 de setembro de 1908)

71 A teoria da relatividade geral de Einstein

72 Do que se trata essa teoria?
Einstein, que foi aluno de Minkowski, assume o ponto de vista geométrico e procura uma teoria que inclua gravidade Partindo de idéias simples ele, com a ajuda do matemático Marcel Grossmann ( ) chegou a uma teoria de grande complexidade matemática

73 Quais idéias Einstein usou?
A principal é de que há uma equivalência entre gravidade e aceleração

74 Uma teoria radicalmente nova: a Teoria Geral da Relatividade
Einstein então chega à seguinte fórmula Geometria do espaço-tempo = matéria

75 O que significa isso? Significa que, ao contrário do que Gauss e Riemann pensavam, a verdadeira natureza geométrica do espaço deve incluir também o tempo Significa também que a própria matéria afeta a geometria do espaço e do tempo

76 Como a matéria afeta a geometria do espaço

77 E para a cosmologia... Significa que temos que, além de verificar qual a distância entre as estrelas, como pensou Riemann, temos também que determinar a distribuição e quantidade de matéria no Universo

78 Einstein então formula o problema cosmológico em 1917
O problema cosmológico torna-se então: Determinação da quantidade de massa no Universo Determinação da distribuição de massa no Universo Determinação da geometria do Universo

79 Sendo que tudo isso deve...
Ser compatível com as equações de Einstein: Geometria do espaço-tempo = matéria

80 Resumindo: em 1917 Einstein unifica várias das idéias de...
Gauss Riemann Minkowski Ele mesmo em 1905 Além de propor uma metodologia e um conjunto de equações que permitem solucionar, o problema cosmológico: conhecer a distribuição de massa e geometria do Universo

81 Os primeiros modelos cosmológicos
1917 a 1929

82 O modelo estático de Einstein
Einstein formulou, já em 1917, o primeiro modelo baseado em suas equações Mas era um modelo com problemas matemáticos, que chegava ao paradoxo de que o Universo deveria ser vazio Einstein tentou contornar matematicamente o problema, mas...

83 ...em 1922 entra em cena outro ator
Alexander Friedmann ( ) matemático russo que propôs, em 1922 e 1924, usando as equações do próprio Einstein, que o universo poderia estar em expansão

84 E um outro ator Georges Lemaître ( ), físico e padre católico belga Ele de certa forma redescobre a possibilidade de expansão proposta por Friedmann, mas vai muito além...

85 Georges Edouard Lemaître
Lemaître percebe que se o universo pode estar se expandindo, então, no passado, ele deveria estar concentrado no que ele chamou de “ovo cósmico”, ou “átomo primordial” Assim, em 1927, Lemaître de fato lança a idéia que depois foi batizada como o modelo do Big Bang

86 Cosmologia na década de 1920
O trabalho de Lemaître foi notável porque cosmologia era uma área tremendamente obscura da física e astronomia na época Se as equações de Einstein já eram algo muito complicado, que nem os físicos entendiam, aplicações delas então... Lemaître

87 Mas, o que é exatamente essa expansão?
Significa que o espaço e o tempo estão inflando, aumentando a distância entre os objetos astronômicos Mas, isso é apenas um resultado matemático, será que isso existe mesmo? Será possível que a astronomia possa dizer algo sobre isso? A resposta é... SIM!

88 A descoberta da espansão do universo

89 Medindo a distância dos objetos distantes

90 Regiões nebulosas Ao olharmos (com telescópios) para o céu vemos estrelas Mas também vemos algo mais: regiões nebulosas O que elas são? Estão tão distantes quantos as estrelas?

91 Mais regiões nebulosas

92 A natureza das “nebulosas”
Intriga as pessoas há MUITO tempo Muitos achavam que elas estavam tão próximas quanto as estrelas Mas outros, seguindo a idéia propostas em 1755 pelo grande filósofo alemão Immanuel Kant ( ), achavam que elas estavam muito distantes e formavam universos-ilha completos, com suas próprias estrelas Mas, como medir a distância das nebulosas?

93 Entra em cena Henrietta Swan Leavitt (1868-1921)
Trabalhando no Observátório de Harvard, ela cerca de 2400 estrelas de brilho variável Algumas dessas estralas são chamadas Cefeidas

94 Estrelas variáveis e Cefeidas

95 Observação de Cefeidas

96 Cefeidas na galáxia M100

97 Mas, por que as Cefeidas são importantes?
Porque Henrietta Leavitt descobriu que elas variam de forma previsível E sabendo a relação período-luminosidade podemos determinar a distância dessas estrelas Essa importantíssima descoberta abriu o caminho para medir a distância das nebulosas

98 Entra em cena Edwin Powell Hubble (1889-1953)
Talvez um dos maiores astrônomos do século XX Fez enormes contribuições ao que chamamos hoje de astronomia extra-galáctica Para a cosmologia, suas descobertas foram revolucionárias

99 Hubble e as nebulosas Em 1923 Hubble aponta o então novo telescópio de Monte Palomar, na California, para a “nebulosa” Andrômeda E observa entrelas variáveis

100 A fotografia de Hubble: 5-6/10/1923
Na foto ao lado (original), Hubble descobriu estrelas variáveis (notas do próprio Hubble) Assim ele determinou que Andrômeda está a 2,5 milhões de anos-luz distante

101 Kant estava certo: galáxias (nebulosas) são universos-ilha

102 Galáxias estão MUITO longe
Têm seus próprios conjuntos de: Estrelas Planetas Gases Poeira Andrômeda na época de Hubble Andrômeda vista hoje

103 A desvio espectral das galáxias
Em 1903 Vesto Melvin Slipher ( ), trabalhando no Observatório de Lowell, Arizona, descobriu que as galáxias espirais estão em rotação Além disso, ele descobriu que elas se movem 3 vezes mais rápidas do que qualquer outro objeto conhecido na época

104 A contribuição de Slipher para a cosmologia
Já em 1925, independente de Hubble, Slipher sabia que as galáxias eram objetos externos porque a medida de suas velocidades radiais eram grandes demais para serem objetos próximos Slipher chegou a essa conclusão medindo o espectro das galáxias

105 O espectro galáctico Ao conduzirmos a luz por um prisma podemos decompor a luz como nas cores do arco-íris Isso é feito rotineiramente pelos astrônomos E desse jeito podemos saber qual a composição das estrelas

106 O espectro pode conter linhas de emissão ou absorção

107 O espectro pode então ser representado por um gráfico

108 Slipher descobriu um desvio nas “linhas” espectrais das galáxias
Esse desvio pode ser na direção do azul ou do vermelho, que são os extremos do espectro E implicam em velocidade de aproximação ou de afastamento

109 Desvio espectral galáctico (efeito Doppler)

110 O espectro das galáxias SÃO desviados!
Duas linhas de absorção, cálcio e hidrogêneo, na galáxia NGC2775 Ambas as linhas estão deslocadas na direção do extremo vermelho do espectro

111 Todas as galáxias têm espectros deslocados
O mesmo acontece na galáxia NGC2276, com a linha β (beta) do hidrogêneo É uma linha de emissão e está desviada para o vermelho

112 Velocidade e distância
Em 1923, devido aos trabalhos de Slipher e Hubble, já era claro que: As galáxias são objetos externos à nossa própria galáxia As galáxias tem grandes velocidades de aproximação e afastamento Mas, a seguinte questão pairava no ar: Haveria alguma relação entre a velocidade de recessão e a distância das galáxias?

113 Em cena Willem de Sitter (1872-1934)
Astrônomo holandês, que trabalhou no Observatório de Groningen Em 1916 e1917 de Sitter publicou uma série de artigos contendo as conseqüências astronômicas das equações de Einstein da Teoria da Relatividade Geral

114 O “efeito de Sitter” Por meio de cálculos laboriosos, de Sitter mostrou que as equações de Einstein poderiam implicar que a velocidade de afastamento de objetos aleatoriamente espalhados no Universo aumentaria com a distância Mas o modelo de de Sitter dizia que não haveria matéria no Universo

115 Porém, o modelo de Friedmann tinha matéria!
Friedmann, já no trabalho de 1922, mostrou que poderia haver uma relação entre velocidade e distância se o Universo estivesse em expansão Assim, os trabalhos de Friedmann e de Sitter mostravam teoricamente a possibilidade da expansão do Universo Mas, o que dizia então a astronomia sobre esse assunto?

116 A expansão do Universo Motivado pelas medidas de Slipher e o “efeito de Sitter”, em 1922 o alemão Carl Wilhelm Wirtz ( ) foi o primeiro astrônomo a buscar uma relação entre a distância e a velocidade de galáxias O astrônomo sueco Knut Lundmark ( ) também investigou o assunto em 1920, mas sem chegar a resultados conclusivos Em 1928, o americano H. Robertson usando as velocidades obtidas por Slipher e dados de distância de galáxias já publicados por Hubble, encontra uma relação aproximadamente linear entre velocidade e distância

117 Em 1929 Hubble retoma o trabalho de Slipher
Hubble mede sistematicamente o desvio espectral das galáxias e compara com suas medidas de distância Obteve então uma relação linear que coincidia com as previsões de de Sitter, Friedmann, Lemaître e Robertson Velocidade é proporcional a distância

118 A lei de Hubble Constante de Hubble

119 Sumário da cosmologia em 1930
Havia uma forte base astronômica para os modelos baseados na teoria da relatividade geral de Einstein A expansão do Universo estava bem estabelecida pela astronomia O que parecia algo completamente obscuro, cálculos baseados na teoria de Einstein, encontrou forte base empírica graças à astronomia

120 Desenvolvimentos teóricos na década de 1930
Em 1932 Einstein e de Sitter publicam um trabalho onde é proposto o modelo de Einstein-de Sitter É uma solução bem simples das equações de Einstein para um universo em espansão Eles argumentam nesse artigo que deve haver grandes quantidades de matéria escura, a qual não emite luz e ainda não tinha sido detectada No entanto, a natureza dessa matéria escura era um mistério

121 Visualizando a expansão do universo

122 Visualizando a expansão do universo (2)

123 A dinâmica do modelo As soluções das equações de Einstein implicam em 3 tipos de dinâmica que dependem da massa total do universo: Modelo aberto: o universo se expande para sempre Modelo plano: a expansão também é eterna, mas com somente a massa necessária para tal Modelo fechado: após um período a expansão pára e o universo inicia um processo de contração

124 A dinâmica do modelo de forma gráfica

125 A dinâmica do modelo de forma gráfica (2)

126 A geometria relacionada com a dinâmica do modelo
A massa total do universo define, portanto, a geometria do universo Essa é uma conclusão inevitável do uso das equações de Einstein em cosmologia

127 Outra contribuição de Hubble: a classificação das galáxias
Após Hubble torna-se claro que as galáxias são os “tijolos” a partir dos quais o universo é construído Assim, conhecer a natureza das galáxias torna-se importante Devido a sua diversidade, Hubble propõe um classificação que basicamente permanece até hoje

128 Diagrama de forquilha de Hubble
S0 Sa Sb Sc Sd SBa SBb SBc SBd SB0

129 A Formação dos Elementos Químicos Leves
Nucleo-síntese

130 Entra em cena George Antonovich Gamow (1904-1968)
Físico russo; emigrou para os EUA em 1934 Trabalhou no projeto Manhattan que criou a bomba atômica Lecionou na Universidade George Washington, onde orientou o doutorado de...

131 ...Ralph Asher Alpher (1921-) Aluno de doutorado de Gamow
Com seu orientador, começou a trabalhar na hipótese de que os elementos possam ter tido origem no átomo primordial hipotetizado por Lemaître (tese de doutorado de 1948) Aos dois junta-se...

132 Robert Herman (1914-1997) Também aluno de Gamow
Os tres então elaboram sobre trabalhos anteriores de Gamow e concluem que o átomo primordial de Lemaître e a expansão de Friedmann poderiam estar relacionado ao universo ter passado por um estado quente Em 1948 Gamow, Alpher e Herman publicam um artigo intitulado...

133 “A Origem dos Elementos Químicos”
Nesse artigo de 1/4/1948, Gamow, Alpher e Herman previram que Os elementos químicos leves poderiam ter sido formados nos estágios iniciais do universo Que a abundância do hélio seria de 25% Que algum tipo de radiação devida a esse processo poderia ainda existir Previram também a abundância do deutério e do lítio

134 O universo inicial QUENTE de Gamow, Alpher e Herman

135 Mas,... Após um certo furor inicial o trabalho de Gamow, Alpher e Herman cai em esquecimento Sendo retomado por...

136 Robert Henry Dicke ( ) Trabalhando na Universidade de Princeton, por volta de 1955 Dicke se interessa pela teoria da relatividade geral de Einstein Examinando o trabalho de Gamow, Alpher e Herman, ele percebe que a “bola de fogo” inicial talvez pudesse ser detectada por meio de uma radiação fóssil

137 O trabalho de Dicke Junto com seus alunos, P.J.E. Peebles e D.T. Wilkinson, ele tenta persuadir outras pessoas e grupos de pesquisa a procurarem detectar essa radiação Como não foi bem sucedido, Dicke decide então montar a sua própria antena, pois ele sabia que essa “radiação fóssil” estaria na região das microondas Em 1965, quando a antena estava construída pela metade, ele soube que dois outros pesquisadores haviam descoberto algo, por acidente, ao qual eles não sabiam qual seria a origem

138 A descoberta da radiação cósmica de fundo
Em 1965 Arno Penzias e Robert Wilson trabalhavam na construção de uma antena de microondas para detecção radioastronômica Quando a antena foi ativada ele começaram a receber um sinal de baixa intensidade que eles imaginaram ser estática

139 Penzias e Wilson Eles passaram algumas semanas acreditando ser um problema técnico Até mesmo o excremento dos pombos na antena foi considerado uma possível causa Mas, como após quatro estações a “estática” não desaparecia eles acabaram se convencendo de que o sinal era legítimo Ao perceberem que o sinal vinha de todas as direções, eles então concluiram que o sinal tinha uma origem externa ao planeta Terra

140 Penzias e Wilson procuram Dicke em Princeton
Penzias e Wilson começaram então a procurar uma explicação teórica para esse sinal A antena estava instalada próximo da Universidade de Princeton, onde Dicke trabalhava Dicke imeditamente percebeu tratar-se da radiação fóssil que ele havia teorizado, a seguir o trabalho de Gamow, Alpher e Herman, e para o qual estava construindo uma antena semelhante Dicke então decide mostrar a Penzias e Wilson o trabalho teórico que havia feito sobre a radiação proveniente do Big Bang, embora ele tenha dito aos seus colegas “fomos vencidos”

141 O achado e a explicação tornam-se públicos
Penzias e Wilson publicaram seus resultados em 1965 na revista The Astrophysical Journal da Sociedade Americana de Astronomia E no mesmo volume um outro artigo de Dicke com seus alunos Peebles, Wilkison e Roll apresentava a explicação dessa radiação Tratava-se da radiação fóssil da era do Big Bang

142 Mas, o fenômeno não era novo...
Muitos pesquisadores já haviam esbarrado com esse fenômeno antes Mas, até o trabalho de Dicke ninguém havia reconhecido a importância e o significado desse fenômeno Isso porque até 1965 cosmologia era considerado um assunto ao qual nenhum físico de respeito deveria dedicar seu tempo Tudo isso mudou em 1965 com a descoberta completamente acidental por Penzias e Wilson desse “fóssil do Big Bang”

143 A injustiça Em 1978 Penzias e Wilson ganharam o Prêmio Nobel de Física pela descoberta da radiação cósmica de fundo No entanto, Dicke não foi premiado Isso ainda é considerado por muitos como uma das maiores injustiças do Nobel (mas, não a única) Alpher e Herman não foram sequer mencionados! Um mês depois do anúncio do Nobel, Alpher teve um ataque cardíaco

144 A antena de Penzias e Wilson

145 E a radiação é completamente uniforme

146 Mas, contém algumas flutuações

147 E um diferencial devido ao movimento da Terra

148 A origem do termo “Big Bang”
Na décade de 1950 havia dois modelos cosmológicos A primeira era chamada de “Modelo do Estado Estacionário”, de Hermann Bondi, Thomas Gold and Fred Hoyle, que dizia que o universo era homogêneo no espaço e no tempo, e sempre esteve e estará dessa forma A teoria rival era a de Friedmann e Lemaître, que advogava a existência da expansão a partir de um “ovo cósmico”

149 O big bang Na época muito poucos físicos, entre eles Gamow, aceitavam essa noção, pois era radical e implicava em um universo mais quente no passado e onde as galáxias estariam muito mais próximas Em um programa de rádio em 1955, Fred Hoyle referiu-se pejorativamente a esse modelo dizendo que implicava em uma “grande explosão” (big bang) No entanto, o termo “pegou” e desde então ele é conhecido como o modelo cosmológico do big bang

150 O modelo cosmológico padrão
Big Bang O modelo cosmológico padrão

151 A aceitação do modelo Com a descoberta da radiação cósmica de fundo em 1965, a cosmologia tornou-se então uma área respeitável da física O modelo do big bang foi amplamente aceito e passou a chamar-se de o modelo padrão A partir daí começou-se a estudar sistematicamente os seus dois aspectos principais

152 Aspectos do modelo padrão
Teórico: procura-se estudar os aspectos matemáticos do modelo, como fizeram Friedmann, Lemaître, Einstein, de Sitter, Robertson, Walker, Gamow, Alpher e Herman Astronômico: procura seguir a linha inaugurada por Hubble, por meio de levantamentos cada vez mais detalhados da distribuição da galáxias e da linha de Dicke, com estudos detalhados da radiação de fundo

153 As principais linhas de investigação recentes
O modelo de expansão inflacionária (1980) As estruturas cósmicas (1986) O detalhamento da radiação cósmica de fundo por meio de satélites artificias e balões (1990) Supernovas e a descoberta da aceleração da expansão (1997)

154 O modelo de expansão com fase inflacionária
Inflação O modelo de expansão com fase inflacionária

155 O modelo teórico de inflação
Vários estudos teóricos ocorridos na década de 1970 culminaram com a proposta feita em 1980 de que em uma fase extremamente inicial o universe pode ter passado por um período de expansão MUITO rápida, chamada de inflação o modelo inflacionário, como passou a ser conhecido procura explicar:

156 Explicações do modelo inflacionário
Em sua fase inicial o universo teria existido com todas as suas quatro forças (gravitacional, nuclear forte, nuclear fraca, eletromagnética) unificadas Prevê que o deve existir grande quantidade de matéria não observada, ou matéria escura, no universo Essa matéria escura teria composição bem distinta da matéria ordinária e não emitiria luz

157 A história do universo após a inflação

158 E a idade do universo

159 A fase de inflação

160 Cosmologia e especulação teórica
Críticos do modelo inflacionário dizem que ele é altamente especulativo e que não temos evidências astronômicas para sustentá-lo Mas, as idéias de Einstein, Friedmann e Lemaître também eram bastante especulativas quando foram publicadas por eles, em 1917, 1922 e 1929 Se tivéssemos abandonado-as por serem especulativas jamais teríamos feito progresso em cosmologia Conclusão: especular é essencial em cosmologia

161 A distribuição irregular das galáxias e matéria escura
Estruturas Cósmicas A distribuição irregular das galáxias e matéria escura

162 Mapeando as galáxias A adoção do uso extenso de computação nos telescópios tornou possível obter grandes quantidades de espectros das galáxias Pode-se então continuar o trabalho do Hubble em grande escala Hubble precisava de uma noite inteira para medir um espectro Hoje podem-se obter dezenas em apenas uma noite E o astrônomo sai com os dados em alguns CDs Ou os deixa no computador do telescópio e traz depois para seu computador pela Internet

163 Mapa tridimensional das galáxias
Em 1986 Valerie de Lapparent, Margaret Geller e John Huchra publicaram a primeira “fatia do céu” Ficou claro então que a distribuição das galáxias é totalmente irregular

164 Ao se extender para o hemisfério sul (com a participação do Brasil)

165 Foi encontrada também uma “Grande Muralha”

166 E muitos “vazios cósmicos”

167 O telescópio espacial Hubble
Lançado em 1990 Não foi o primeiro telescópio em órbita Mas, foi o primeiro de grande porte Uma das câmeras apresentou defeito, que foi consertado em órbita em1993 Para cosmologia, havia uma câmera especial...

168 Câmera de grande exposição do Hubble (deep field camera)

169 O Hubble sobre as nuvens

170 Imagens do Hubble confirmam que há “galáxias de todos os tipos, em todos os lugares”

171 E com uma enorme variedade de formas

172 O telescópio Hubble viu em detalhes o aglomerado de galáxias de Fornax

173 E o aglomerado de Virgem

174 Além de detalhes de grupos de galáxias

175 E ainda mais uma previsão da teoria de Einstein: lentes gravitacionais

176 Mapeamento do cosmos O mapeamento das galáxias tomou grande impulso com os grandes telescópios computadorizados E de novas tecnologias, como as câmeras CCD, hoje populares nas câmeras digitais e o telescópio espacial ajudou muito, mas não substituiu os telescópios em terra Pois ele ainda é muito caro para ser operado Hoje o mapeamento das galáxias é uma área de pesquisa de grande dinamismo

177 Variações na Radiação Cósmica de Fundo
A era espacial na cosmologia

178 A radiação cósmica de fundo não é uniforme
A teoria diz que para que a galáxias possam ter se formado, pequenas variações devem ter ocorrido no passado remoto E essa variações podem ter deixado marcas fósseis na radiação cósmica de fundo A medida dessas variações devem nos informar sobre o processo que gerou a formação das galáxias A busca por essas variações é uma área MUITO ativa de pesquisa em vários paises

179 O envolvimento do Brasil
Em 1982 o INPE (Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais) lançou um balão para medidas da radiação de fundo

180 Resultados do balão do INPE

181 Satélites “cosmológicos”
Relikt 1: 1983 (ex-URSS) COBE: 1989 (NASA) WMAP: 2001 (NASA) Planck: 2007 (ESA)

182 Resultados do RELIKT (1983)

183 Satélite COBE (Cosmic Background Explorer)
Lançado em 1989 Foi por muito tempo o satélite mais famoso dedicado a analisar a radiação cósmica de fundo

184 Variação na radiação conforme medida pelo COBE (1992)

185 Satélite WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe)
Lançado em 30/06/2001 Em homenagem a um dos alunos de Dicke que publicou com ele o famoso artigo de 1965 que explicava o que Penzias e Wilson haviam encontrado

186 David T. Wilkinson ( ) Além da publicação de 1965, Wilkinson participou ativamente do satélite COBE Era o cientista chefe do satélite MAP que, após seu falecimento, ocorrido 2 meses após o lançamento em junho de 2002, foi rebatizado de WMAP

187 Variação na radiação conforme medida peo WMAP

188 COBE WMAP CÉU EM MICROONDAS aumento de contraste 400 vezes
em mais ~20 vezes

189 Aumento do refinamento observacional da radiação de fundo

190 Muitas experiências com a radiação de fundo
Além dos satélites, muitos outros balões foram lançados (também no Brasil) para estudos da radiação de fundo Outros balões estão em fases variadas de planejamento e lançamento O Brasil participa ativamente nessa área com um grupo de pesquisa no INPE

191 Supernovas e a detecção da aceleração da expansão do universo
A Expansão Acelerada Supernovas e a detecção da aceleração da expansão do universo

192 Usando as estrelas para medir distâncias cosmológicas
Hubble usou as estrelas variáveis cefeidas de 1924 a 1929 para determinar a distância das galáxias A partir da década de 1990 já havia tecnologia suficiente para usar outro tipo de estrelas para medir distâncias As,...

193 Supernovas Supernovas são estrelas que explodem
Como existe mais de uma maneira de uma estrela explodir, existe mais de um tipo de supernova As importantes para a cosmologia são as chamadas de tipo Ia

194 Mas, por que as estrelas explodem?
As estrelas são formadas de poeira e gás que se aglomeram por atração gravitacional Após atingir um certo valor crítico de massa, as estrelas começam a brilhar devido a reações nucleares em seu interior

195 A vida do sol

196 Mas, o sol é uma estrela pequena
Estrelas com massa muito superior à do sol são instáveis Sabemos que quando a massa é 10 vezes a do sol, a estrela brilha MUITO mais intensamente Mas, por isso mesmo elas são instáveis E podem explodir Assim estrelas grandes vivem rápido e morrem cedo

197 A vida das estrelas Estrelas começam sua vida produzindo energia transformando hidrogênio em hélio Quando não há mais hélio, elas transformam o carbono em oxigênio Quando o oxigênio acaba se a estrela é pequena ela se apaga Mas, se for grande ela então passa a transformar silício em ferro

198 Estrelas de ferro Qunado o ferro termina, a única opção é transformar ferro em cobalto e níquel Porém,... Essa última etapa faz com que o centro da estrela fique mais fria Com o interior mais frio, a estrela então colapsa sobre si mesma a parte interna forma uma estrela de nêutrons E a parte externa é ejetada formando uma...

199

200 Mas, estrelas pequenas também explodem! “O limite de Chandrasekhar”
Em 1931 o físico indiano Subrahmanyan Chandrasekhar ( ) mostrou que estrelas como o sol, se tiverem massa superior a 1,4 massas do sol, elas também podem explodir E essas explosões formam as supernovas tipo Ia Chandrasekhar ganhou o Prêmio Nobel de Física em 1983 por essa descoberta

201 Observada pelo telescópio espacial Hubble
Supernova SN1994A Observada pelo telescópio espacial Hubble

202 Cosmologia por supernovas
A primeira supernova Ia distante foi descoberta em 1988 Mas, foi somente a partir de 1994 que supernovas tipo Ia distantes foram descobertas em grande número E somente em 1996 a primeira amostra dessas explosões foi completada e divulgada por um grupo no CTIO (Cerro Tololo Inter-American Observatory) no Chile E elas permitem medir a distância com precisão de 7%

203 Foi então aberta a temporada de caça às supernovas
As supernovas são detectadas por subtração de imagens Comparam-se as imagens obtidas em dias diferentes para tentar observar alguma variação de brilho

204 Mas, isso é impossível sem computadores que processam as imagens
Voce pode encontrar uma supernova nas imagens ao lado?

205 Onde está a supernova?

206 Imagens de supernovas distantes obtidas pelo telescópio Hubble

207 Supernovas observadas de observatórios terrestres

208 Comparando

209 A mudança da luz em 15 dias de uma supernova na galáxia Centauro-A

210 Após alguns dias o brilho vai desaparecendo
Imagem feita com o telescópio espacial Hubble da SN1997cj

211 Outra seqüência da SN1997cj

212 A surpresa Os astrônomos então calcularam as distâncias dessas galáxias usando suas supernovas E descobriram que a expansão está se acelerando!

213 Gráfico da aceleração

214 Mas, por que a expansão está acelerando?
Uma explicação possível é de que deve existir algo repelindo as galáxias Uma força de repulsão agindo em escala cosmológica E, desde 1917 sabemos que existe um candidato óbvio É a...

215 A constante cosmológica
Em 1917, quando Einstein propôs o primeiro modelo cosmológico, ele pensava que o universo não se expandia Mas, as equações não funcionaram Ele então colocou um termo adicional, chamado de constante cosmológica

216 A equação original da Teoria Geral da Relatividade de Einstein
Geometria do espaço-tempo = matéria

217 Com a modificação Ela tornou-se Geometria do espaço-tempo = matéria +
Constante Cosmoló-gica Geometria do espaço-tempo = matéria +

218 Mas, se existe essa constante...
A teoria diz que deve existir grande quantidade de matéria e energia escura Então, os vazios entre as galáxias estaria preenchido com essa matéria e energia escura

219 Porém, esses resultados são muito recentes (1998)
Ainda é muito cedo para chegarmos a qualquer conclusão definitiva sobre essa matéria escura

220 Epílogo O futuro da cosmologia

221 Para onde vai a cosmologia moderna?
Muitas questões permanecem em aberto. Por exemplo: Houve mesmo um período inflacionário? Se sim, como podemos verifica-lo? Se as galáxias se formaram em uma época não tão remota na história do universo, será que poderemos observar com nossos telescópios a época em que não existiam galáxias? O que existia então? Será que no início do universo todas as forças realmente se unificam? Se sim, poderíamos então reproduzir algo desse tipo em laboratório? Até que nível de refinamento podemos observar as estruturas galácticas e as variações na radiação cósmica de fundo? Essas são questões típicas dos que trabalham na área

222 150 anos de indagações acerca da natureza do universo
É freqüente considerar-se o ano de 1917 como o do nascimento da cosmologia moderna, pois foi quando Einstein formulou o primeiro modelo cosmológico relativístico Mas, como vimos antes, talvez devêssemos recuar esse início para 1854, que foi quando Riemann formulou as bases da geometria que leva o seu nome E foi a geometria Riemanniana que de fato criou as bases para criarmos a cosmologia moderna

223 O que conseguimos nesses 150 anos?
Criamos uma concepção completamente nova do mundo, que unifica matéria, espaço e tempo Essa concepção começou com idéias puramente especulativas acerca do tudo que nos cerca até chegarmos a resultados com fortes bases astronômicas Os resultados mais importantes são a expansão do Universo e a radiação cósmica de fundo Cosmologia deixou então de ser algo meramente especultativo, passando a ser uma séria área de pesquisa com sólidas bases empíricas

224 E a nossa cultura em geral ganhou porque:
Para outras culturas os mitos de criação do mundo sempre existiram devido à necessidade humana de indagar sobre questões como “de onde viemos?” “para onde vamos?” “de onde veio tudo que nos cerca?”

225 Cosmologia, de alguma forma, estará sempre presente entre nós
Algum tipo de resposta a essas questões trouxe a essas culturas alguma tranqüilidade, algum tipo de satisfação psicológica, pois eles encontraram respostas a estas indagações Mas, porque as respostas não são completamente satisfatórias, a indagação não termina, sempre havendo espaço para que essas perguntas seja refeitas, de formas diferentes E essa é a meta da cosmologia moderna: indagar sobre essas questões no contexto da ciência e tecnologia dos séculos XX e XXI FIM