À Descoberta do Universo: passado e Futuro Marta Daniela Santos

Apresentação em tema: "À Descoberta do Universo: passado e Futuro Marta Daniela Santos"— Transcrição da apresentação:

1 À Descoberta do Universo: passado e Futuro Marta Daniela Santos
Escola Secundária Maria Amália Vaz de Carvalho

2 • Alguns conceitos-chave
• Big Bang — Os Primeiros Instantes: — Inflação — Formação da Matéria Primordial — Radiação Cósmica de Fundo • Geometria do Universo: aberto, fechado ou plano? • Ingredientes na Receita do Universo — Matéria Escura — Energia Escura • O que acontecerá no futuro?

3 Alguns Conceitos-Chave
Interacções Fundamentais da Natureza Interacção Gravítica De longo alcance, apenas tem intensidade apreciável quando, pelo menos, um dos corpos tiver grande massa. Garante a coesão do Sistema Solar. Interacção Electromagnética Explica as reacções químicas, a estabilidade dos seres vivos e a estabilidade da estrutura atómica. Os seus efeitos fazem-se sentir tanto a curta como a longa distância. Mais intensa que a gravítica.

4 Interacção nuclear forte
Explica a estabilidade do núcleo. É de alcance muito curto, e actua de igual modo sobre protões e neutrões, não estando relacionada com a carga eléctrica. Fonte: elaboração própria Interacção nuclear fraca Responsável pelo facto de alguns núcleos se desintegrarem, dando origem a outros. É menos intensa que a electromagnética, mas mais intensa do que a gravítica. O seu alcance é muito curto (mais curto que o da interacção nuclear forte).

5 Radiação — constituída por partículas sem ou quase sem massa que se movem à velocidade da luz, com propriedades tanto de onda como de partícula. Exemplos conhecidos são os fotões e os neutrinos. Matéria Bariónica — é a matéria dita “comum”, toda aquela que nos rodeia na Terra, por exemplo. É constituída por átomos; estes, por sua vez, são constituídos por protões (+) e neutrões (0) no núcleo, em redor dos quais orbitam electrões (-).

6 Big Bang — Os Primeiros Instantes
Embora o termo “Big Bang” dê a ideia de uma explosão colossal, neste contexto não é esse o verdadeito sentido da palavra, já que o próprio espaço “explodiu”. De acordo com as últimas medições, o Universo terá surgido há aproximadamente milhões de anos; inicialmente num estado inimaginavelmente quente e denso, ter-se-á expandido e arrefecido, e a sua evolução originou estruturas cada vez mais complexas.

7 À escala subatómica, é fisicamente impossível saber o que se passa num intervalo de tempo inferior a do segundo (tempo de Planck). Assim, esta é a fronteira do conhecimento humano, e marca também a origem do espaço-tempo, já que as noções de tempo e de espaço não estão claramente separadas por intervalos mais pequenos do que este. É também neste momento que ocorre a separação da gravidade das outras forças fundamentais.

8 Inflação Cósmica Como explicar a uniformidade do Universo? Galáxias em lados opostos do céu começaram a brilhar há milhares de milhões de anos: um observador na Terra ao observá-las verifica que se parecem bastante entre si. No entanto, a luz de qualquer uma delas ainda não chegou à outra... Fonte: Scientific American January 1999 A resposta a este paradoxo pode estar num momento remoto e fulcral na evolução do Universo... A época inflacionária, que terá tido o seu início após o Big Bang.

9 De acordo com a Teoria da Inflação de Alan Guth, a cada 5 x 10-35s a partir de então o Universo duplicou o seu tamanho, tendo a expansão apenas abrandado passados 10-32s sobre o Big Bang. Nessa época calcula-se que o Universo fosse cerca de 1050 vezes maior do que antes da inflação.

10 Na origem desta expansão terá estado a instabilidade da união entre as forças nuclear forte e electrofraca, devido às temperaturas suficientemente baixas que foram atingidas. O excesso de energia que esta união encerrava libertou-se sob a forma de uma força de insuflação que fez expandir o Universo. Fonte: elaboração própria A completa separação destas forças terá marcado o fim da inflação. Durante este período, quantidades colossais de matéria dotada de energia positiva terão sido criadas, em oposição ao respectivo aumento da energia gravitacional negativa, resultando num saldo energético nulo.

11 Formação da matéria primordial
Findo o período inflacionário, o Universo vai-se dilatando e arrefecendo, e a energia por unidade de volume vai diminuindo. Temos agora de ter em conta dois aspectos: Matéria e energia podem converter-se uma na outra, através da célebre equação E=mc2 Desde que suficiente, a energia pode “materializar-se” em partículas, sempre aos pares e equivalentes: uma de matéria e outra de anti-matéria (princípio de simetria).

12 Por outro lado, cada vez que uma partícula encontra a sua anti-partícula “aniquilam-se”, transformando-se em energia. Enquanto houver energia disponível, as reacções de materialização e aniquilação dão-se continuamente no meio de um “caldo” altamente energético onde aparecem e desaparecem matéria e anti-matéria.

13 Porém, à medida que a expansão avança, a temperatura vai baixando e, portanto, a densidade de energia vai diminuindo, impossibilitando a materialização de partículas cuja massa corresponde a energias mais elevadas. Surge-nos agora um dilema: Deveria ter sido dada origem a iguais quantidades de matéria e anti-matéria (princípio da simetria): a matéria existe; onde está a anti-matéria?

14 Um mecanismo qualquer, até agora desconhecido, permitiu o aparecimento de maior quantidade de matéria do que de anti-matéria, pois se existissem em iguais quantidades aniquilar-se-iam totalmente, e não estaríamos aqui para nos interrogarmos sobre esta questão... Seja como for, o balanço final traduziu-se num excesso de algumas partículas de matéria, mergulhadas num banho de fotões. Aos 10-6s: o abaixamento da densidade de energia permitiu que se formassem os protões e os neutrões. Porém, as temperaturas ainda muito elevadas não permitiam a constituição de núcleos atómicos estáveis.

15 • Aos 3min: ficam finalmente reunidas as condições para que protões e neutrões se associem e formem os primeiros núcleos: nucleossíntese cosmológica. Como a temperatura continuava a baixar rapidamente, a nucleossíntese só pôde continuar até aos 15min.

16 Formaram-se apenas os núcleos de:
Deutério (1 protão e 1 neutrão) Trítio (1 protão e 2 neutrões) Hélio (2 protões) Hélio-3 (2 protões e 1 neutrão) Lítio (3 protões e 4 neutrões) Os núcleos de hidrogénio haviam já sido “criados”, pois consistem apenas num protão.

17 As medições efectuadas indicam que o Universo é composto por 75% de hidrogénio, 24% de hélio e 1% dos restantes elementos, o que está de acordo com o modelo do Big Bang. Temos assim mais uma evidência experimental a favor deste modelo. A partir deste momento, o Universo deixou de ter capacidade para criar novos elementos, ficando reduzido essencialmente a H e He, ainda hoje os principais constituintes do Universo.

18 Quando o Universo tinha anos formaram-se por fim átomos estáveis: os electrões ficaram “aprisionados” nos átomos, desacoplando-se dos fotões e deixando-os livres: o Universo, que até aí era opaco (porque os fotões estavam acoplados aos electrões), tornou-se transparente.

19 Todos os restantes elementos químicos que conhecemos foram formados (e continuam a sê-lo) muito depois, no núcleo das estrelas, onde as temperaturas atingidas possibilitam novamente a ocorrência de reacções nucleares: somos poeira das estrelas...

20 Radiação Cósmica de Fundo
Ao aquecer um pedaço de ferro, este adquire várias cores, dependendo da temperatura atingida .Verifica-se que, depois de muito aquecido, vai arrefecendo até à temperatura ambiente, mas apresentando sempre um espectro contínuo, em que o comprimento de onda da radiação mais intensa é inversamente proporcional à temperatura absoluta. A este fenómeno dá-se o nome de “radiação do corpo negro”: qualquer corpo que tenha sido uniformemente aquecido emite sempre uma radiação cujo espectro permite determinar a temperatura actual desse corpo.

21 Então, se o Universo foi submetido como um todo a temperaturas elevadíssimas há muitos anos atrás, nos nossos dias deve estar a emitir uma “radiação de fundo” correspondente à sua temperatura actual. De facto após o Big Bang, e à medida que o Universo foi ficando menos denso, a interacção da matéria e da radiação tornou-se menos eficaz. Como vimos, anos após o Big Bang o Universo tornou-se transparente, com a formação de átomos estáveis.

22 Assim, a radiação cósmica de fundo é estabelecida nesta altura, e em 1956 Penzias e Wilson detectaram finalmente a “música do Universo”, a radiação indicativa de que todo o Universo tinha estado, tempos atrás, homogeneamente sujeito a elevadas temperaturas (a análise deste espectro indica uma temperatura actual para o Universo de 2,7K). Fonte: Microsoft Encarta Encyclopedia 2000

23 Na RCF pode residir também a prova fulcral de que realmente se verificou um período inflacionário: ondas gravitacionais primordiais poderão ter deixado aí a sua impressão. Fonte: Scientific American January 2001 Na realidade, o vácuo a que nos referimos normalmente como sendo a completa ausência de matéria não é completamente vazio, ou seja, é um “falso vácuo”...

24 Como vimos anteriormente, pares de partículas e anti-partículas são criadas a partir do nada, orbitando-se mutuamente, para logo de seguida, em intervalos de tempo curtíssimos, se desintegrarem numa explosão de energia. Fonte: elaboração própria. Uma destas partículas é o gravitão, “intermediário” da interacção gravítica. Pares de gravitões estão constantemente a aparecer e desaparecer. Porém, durante a inflação, estes gravitões terão sido separados muito antes de desaparecerem; tornaram-se partículas reais.

25 Ainda mais: a expansão extremamente rápida do Universo terá “esticado” o comprimento de onda destas partículas de uma escala microscópica a macroscópica. Assim, a inflação terá gerado um espectro de ondas gravitacionais primordiais que reflectem as condições do Universo nos primeiros momentos após o Big Bang; se realmente forem detectadas, serão a relíquia observável mais antiga no Universo. Fonte: Scientific American January 1999

26 Geometria do Universo: aberto, fechado ou plano?
Se o Universo tivesse um “lado de fora” e pudéssemos vê-lo em perspectiva, seria tudo muito mais fácil. Porém, tal é impossível... A nossa experiência do dia-a-dia indica-nos que o espaço é plano em escalas pequenas: linhas paralelas nunca se encontram; a soma dos ângulos internos de um triângulo é 180º; o perímetro de uma circunferência é 2πr...

27 Porém, tal como estaríamos a incorrer num erro ao concluir que a Terra é plana só porque uma pequena área assim o parece, também é errado concluir que o espaço é plano em larga escala só através destas observações. Existem outras duas possibilidades para a sua geometria consistentes com a homogeneidade e isotropia do espaço, que são a da geometria esférica ou “fechada” e a geometria hiperbólica ou “aberta”.

28 Linhas paralelas acabam por se encontrar Linhas paralelas divergem
Universo Esférico Universo Hiperbólico Linhas paralelas acabam por se encontrar Linhas paralelas divergem Soma dos ângulos internos de um triângulo é >180º Soma dos ângulos internos de um triângulo é < 180º O perímetro de uma circunferência é menor que 2πr. O perímetro de uma circunferência é maior que 2πr. Espaço finito. Espaço infinito. Universo plano Universo Esférico Universo Hiperbólico (imagem alterada)

29 Estas três geometrias têm efeitos bastante diferentes em perspectiva, o que distorce qualquer efeito que possa aparecer na radiação cósmica de fundo do Big Bang. Os estudos até agora efectuados indicam que o Universo é, de facto, plano.

30 Ingredientes na Receita do Universo

31 Matéria Escura Tem este nome porque a sua massa não se encontra principalmente em bariões (neutrões e protões) que constituem todos os elementos conhecidos, mas numa outra partícula ou estrutura elementar, talvez inteiramente nova.

32 Podemos medir as massas das galáxias medindo as velocidades das estrelas em órbita dentro delas. A velocidade das estrelas e o tamanho das suas órbitas dão-nos a massa das galáxias. Mas, quando pesamos as galáxias desta forma, verificamos que elas são cerca de 10 vezes mais pesadas do que a soma das massas de todas as estrelas que as compõem (caso contrário as estrelas, com as suas altas velocidades, simplesmente afastar-se-iam, e as galáxias desapareceriam igualmente).

33 A matéria escura também revela a sua presença gravitacional de outras formas. A gravidade encurva os raios de luz e, assim, a concentração de matéria escura pode ser detectada e medida pela sua influência sobre a luz de objectos que estão por detrás dela.

34 Energia Escura Em 1929, Edwin Hubble constatou que todas as galáxias se estão a afastar (ou melhor, o espaço entre elas está a expandir-se). Desde então a dúvida tem sido se a gravidade resultante de toda a matéria do Universo será suficiente para travar esta expansão, facto que condiciona o seu destino último.

35 Agora, observações de supernovas em galáxias a diferentes distâncias indicam-nos que a expansão afinal está a acelerar. Como explicar este facto? Um Universo composto apenas de matéria dita “normal” não pode comportar-se desta forma, já que a gravidade é sempre atractiva... Porém, Einstein previu que a expansão pode acelerar se uma forma de energia “exótica”, “energia de vácuo”, preencher todo o espaço (a famosa “constante cosmológica”).

36 Ao contrário das formas comuns de massa e energia, a energia de vácuo adiciona gravidade repulsiva e pode conduzir o Universo a uma expansão cada vez mais rápida. Admitindo esta possibilidade extraordinária, as observações ficam explicadas. Assim, a energia escura será esta “energia de vácuo”, que está a provocar a espansão acelerada do Universo. Porém, ainda está por descobrir do que se trata realmente...

37 O que acontecerá no futuro?
As últimas observações indicam-nos que a expansão está a acelerar. Mas onde é que ela nos levará? Não sabemos se a “constante cosmológica” é de facto constante; se não o for, o futuro do Universo dependerá da forma como esta variar.

38 E pode existir um precedente para estas variações — a expansão inflaccionária no Universo primordial. Talvez o Universo esteja a entrar numa nova era de inflação, que eventualmente terá um fim. Fonte: Scientific American January 1999 (imagem alterada) 3

39 Bibliografia HAWKING, Stephen, “O Universo numa Casca de Noz”, Gradiva Editora, 1ª edição, Julho de 2002. GRIBBIN, John, “À Procura do Big Bang — Cosmologia e Física Quântica”, Editorial Presença, 1ª edição, Liboa, 1988. HOGAN, Craig J., “O Pequeno Livro do Big Bang — Uma Cartilha Cósmica”, Editora Replicação, 1ª edição, Março 2001. DAVIES, Paul, “The Last Three Minutes — Speculating About the Fate of the Cosmos”, colecção Science Masters, Editora Phoenix, 2001. MOCHÉ, Dinah, L., “Astronomia”, Gradiva Editora, 1ª edição, Julho de 2002, Lisboa. SILVA, Maria Helena Dias, SANTOS, Maria da Piedade Martins, SILVA, José Dias, “Velhos Rumos Caminhos Outros – Química A 10º ano”, Plátano Editora, 1ª edição, Maio 2003, Lisboa. Microsoft Encarta Encyclopedia 2000.

40 Revista Scientific American, January 2001 (edição americana)
Os vídeos apresentados ao longo deste trabalho foram retirados do site: