Aula Nº. 4: OS PILARES DA COSMOLOGIA

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1 Aula Nº. 4: OS PILARES DA COSMOLOGIA
Expansão do Universo Nucleossíntese Primordial Radiação de Fundo Cósmica 1

2 Kolb 2

3 RADIAÇÃO DE FUNDO CÓSMICA
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4 A expansão do Universo e a lei de Hubble.
1901, Vesto M. Slipher é contratado para trabalhar no Observatório Lowell. durante mais de 10 anos ele analisou o espectro da luz vinda de estrelas e nebulosas. Percival Lowell 4

5 O espectro da luz 5

6 Lâmpada Lâmpada Gás frio Tela Prisma Tela Prisma Fótons reemitidos
Espectro contínuo Tela Prisma fenda Lâmpada Espectro contínuo + linhas de absorção Fótons reemitidos Tela Prisma fenda Gás frio Lâmpada 6

7 Lâmpada Hidrogênio aquecido Tela Prisma Tela Prisma vermelho verde
Espectro contínuo Tela Prisma Lâmpada vermelho verde violeta linhas de emissão Tela Prisma Hidrogênio aquecido 7

8 Hidrogênio Sódio Hélio Neonio Mercúrio
Espectro de emissão de alguns elementos conhecidos 8

9 A expansão do Universo e a lei de Hubble.
Em 1912 Slipher percebeu que as linhas espectrais de Andrômeda estavam no lugar errado, elas estavam deslocadas para o azul (região de menor comprimento de onda). Como interpretar o resultado de Slipher? V. M. Slipher 9

10 1842 - Efeito Doppler Efeito Doppler Christian Doppler
C = km/seg Válido para v muito menor que c Portanto a interpretação do resultado de Slipher é que Andrômeda está se aproximando de nós. 10

11 Comprimento de onda (Angström) Hidrogênio 
Intensidade relativa Variação de  11

12 Comprimento de onda (Angström)
Hidrogênio  Intensidade relativa Comprimento de onda (Angström) 12

13 A expansão do Universo e a lei de Hubble.
A velocidade de Andrômeda estimada por Slipher foi de, aproximadamente, 300km/seg. Em 1915 ele já tinha 40 medidas de espectro de nebulosas com 15 velocidades estimadas, número que sobe para 25 em 1917. Contrariamente ao que fora observado em Andrômeda a grande maioria apresentava velocidades positivas. Por exemplo, das 41 nebulosas com desvio Doppler medido em 1923, apenas 5 (incluindo Andrômeda) aproximavam-se de nós. V. M. Slipher 13

14 Teoria 14

15 Constante Cosmológica
O Modelo de Einstein e a Constante Cosmológica primeiro modelo cosmológico relativista - modelo de Einstein. características principais: homogêneo, isotrópico, curvatura positiva e estático. constante cosmológica () “The most important fact that we draw from experience is that the relative velocities of the stars are very small as compared with the velocity of light”. A. Einstein Albert Einstein 15

16 Constante Cosmológica
O Modelo de Einstein e a Constante Cosmológica Einstein considerava que seu modelo possuía as seguintes virtudes: Era possível construir um modelo consistente para o universo usando a relatividade geral. Relacionava  com densidade média da matéria; Estava em acordo com o princípio de Mach que relaciona a inércia (propriedade local) com a distribuição de matéria no cosmos. Einstein acreditava ser esse o único modelo admitido pela relatividade geral que era estático e que estava em acordo com o princípio de Mach. 16

17 Efeito de Sitter Em 1917 de Sitter (holandês) obtem novas soluções da Relatividade Geral com constante cosmológica, estacionárias, mas vazias ! Efeito de Sitter: a velocidade de afastamento de objetos aleatoriamente espalhados em um Universo de de Sitter aumenta com a distância. Willem de Sitter 17

18 Modelo de Friedmann-Lemaître
G. Lemaître Aleksander Aleksandrovich Friedmann (russo) obtem soluções expansionistas, sem  e com matéria das equações de Einstein. O modelo de Friedmann é chamado hoje o modelo padrão da cosmologia. Características principais: homogeneidade, isotropia (em relação a qualquer ponto) e expansão. A. A. Friedmann 18

19 Curvatura espacial positiva
Curvatura espacial nula Curvatura espacial negativa 19

20 A lei de Hubble. Lei de Hubble Milton Humason e Hubble
Em 1929 e nos anos subsequentes Hubble sistematicamente estende suas medidas de distância, e usando desvios para o vermelho medidos por Humason, coloca sobre uma base firme a validade da relação que viria a se chamar Lei de Hubble Milton Humason e Hubble 20

21 A lei de Hubble. distance (Mpc) [Hubble (1929)]
[Hubble & Humason (1931)] 10 20 30 5000 10000 15000 20000 distance (Mpc) [Hubble (1929)] 21

22 Kolb 22

23 A lei de Hubble 23

24 Onde está o centro do Big-Bang?
24

25 A lei de Hubble Não há centro do Universo 25

26 Para “onde” estão as galáxias se expandindo?

27 As galáxias estão se expandindo para o espaço vazio?
Sim Não 27

28 O que quer dizer “distância” para as distâncias das galáxias?
As diversas definições de distância não coincidem em relatividade geral Desse modo é preferível usar o redshift Por exemplo, distância usada na lei de Hubble é a distância - luminosidade = Energia / unidade de tempo DL  x (1 + z), x é a “distância co-movente” do objeto 28

29 Mais Distante = Maior Redshift
z=0 z=z1 z=z2 z=z3 z=z3 z=0 z=z2 z=z1 29

30 A Máquina do Tempo Em uma observação astronômica, sempre estamos olhando o passado Quando observamos Andrômeda (M31), vemos algo que ocorreu 2 milhões de anos atrás Porém, compare isso com a Idade do Universo  ~ 13 bilhões de anos. No caso de quasares (objetos bem distantes), estamos olhando para um passado com mais de 2 bilhões de anos  Cosmologia e evolução de galáxias 30

31 Cosmology “Double Helix” – Space and Time
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32 Descoberta da Radiação de Fundo Cósmica (1965)
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33 Curva de corpo negro da radiação cósmica, 2,725 K
Erro das medidas Curva de corpo negro da radiação cósmica, 2,725 K

34 RADIAÇÃO DE FUNDO CÓSMICA
“3 º Kelvin” Mapa do satélite COBE Flutuações de centésimos de milésimos de grau: 0, ºK 34

35 Medida do eco do Big Bang dá Nobel a dupla dos EUA
São Paulo, quarta-feira, 04 de outubro de 2006 Medida do eco do Big Bang dá Nobel a dupla dos EUA Larry Downing/Reuters John Mather, da Nasa, explica seu experimento a jornalistas John Mather e George Smoot produziram a 1ª imagem da infância do Universo Medição pioneira foi feita com o satélite Cobe, lançado em 1989, e ajudou a explicar como o cosmo evoluiu e como a matéria se distribui 35

36 CLAUDIO ANGELO EDITOR DE CIÊNCIA
Dois cientistas norte-americanos ganharam ontem o Prêmio Nobel de Física por algo aparentemente trivial: eles fizeram a foto de um bebê. Um feito na verdade impressionante, quando o bebê em questão é o Universo e a imagem, uma confirmação da teoria do Big Bang -a explosão primordial que deu origem a tudo. John C. Mather, pesquisador do Centro Goddard de Vôo Espacial, da Nasa (agência espacial dos EUA) e George Smoot, professor da Universidade da Califórnia em Berkeley, dividirão a bolada de 10 milhões de coroas suecas (R$ 2,9 milhões) concedido pela Real Academia de Ciências da Suécia "por sua descoberta da forma de corpo negro e da anisotropia da radiação cósmica de fundo". Em bom português, o que eles fizeram foi mapear um tipo de emissão em microondas considerado o "eco" do Big Bang, a chamada radiação cósmica de fundo. Mather determinou o formato dessa radiação, que banha todo o Universo. Smoot descobriu que ela se distribui de maneira irregular pelo cosmo, com diferenças de centésimos de milésimo de grau Celsius na temperatura. Foi essa irregularidade (a tal anisotropia) que determinou que a matéria no Universo esteja concentrada em galáxias, planetas e seres humanos, como você. Sem esses grumos cósmicos, a matéria estaria espalhada de maneira uniforme por aí - o que seria péssimo para os interesses dos seres vivos. 36

37 As observações da dupla foram feitas com o auxílio do satélite Cobe, da Nasa, lançado em 1989, e seus resultados foram anunciados em Os dados mostram como era o Universo na primeira infância, cerca de 380 mil anos após o Big Bang. Se o cosmo fosse uma pessoa de meia-idade, a imagem do Cobe mostraria o momento em que ele tinha apenas dez horas de vida. "A descoberta inaugurou a era de ouro da cosmologia", disse Michael Turner, astrônomo da Universidade de Chicago. "Com eles, a cosmologia deixou de ser uma ciência puramente especulativa", disse Ivone Albuquerque, física da USP que trabalhou com Smoot. Na época do anúncio dos resultados do Cobe, o físico pop-star britânico Stephen Hawking foi mais longe: "É a maior descoberta do século, senão de todos os tempos" 37

38 Satélite COBE 38

39 Satélite WMAP 39

40 Resultados do WMAP 40

41 Satélite Planck 41

42 Órbita do Satélite Planck
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43 WMAP Anisotropy MAP 1 2 3 1  curvatura do Universo; 2  densidade bariônica; 3  densidade da matéria escura 43

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45 A Receita do Universo 45

46 O Universo é peso pesado?
Equações da Relatividade Geral Suposições: Universo homogêneo Universo isotrópico Densidade crítica: c = 3H02/8G c = 2.3x10-30 g/cm3 (1.4 átomos de H por m3) para H0= 70 km/s/Mpc Parâmetro de densidade:  = /c  < espaço hiperbólico (expansão)  = espaço plano (estatico)  > espaço esférico (Big Crunch) 46

47 Do que é feito o Universo? Falta alguma coisa: Matéria Escura
Matéria luminosa: Estrelas Gás Evidências da matéria escura: Curvas de rotação de galáxias Dispersão de velocidades em aglomerados de galáxias Lentes gravitacionais Halos quentes em raios-X 47

48 Curvas de Rotação de Galáxias
Galáxias espirais: Lei de Kepler: GM/r2=v2/r Ao se englobar a massa visível, a velocidade decresceria Mas a curva de rotação é plana! alo Escuro Massa escura = 10 × massa luminosa 48

49 Aglomerados de Galáxias
Primeira Evidência (Zwicky 1933) Teorema do Virial 2KE+PE=0 onde KE=1/2M<V2> PE=GM<1/R> Massa escura = 60 × massa luminosa 49

50 Lentes Gravitacionais
Aglomerados de galáxias e galáxias como lentes Um efeito da Relatividade Geral Medida mais direta da massa Telescópios cósmicos 50

51 Pesando o Universo: determinação de 
Determinações globais: Expansão do universo Nucleo-síntese primordial Procedimentos: Objetos individuais (espirais, aglomerados…) Propriedades globais do Universo Radiação de fundo cósmica Componentes de   tot =  b+ dm+ = mat+  Inflação  tot = 1 51

52 Pesando o Universo com a Nucleossíntese Primordial
Durante o Big Bang são produzidos uns poucos elementos leves D, 3He, 4He, 7Li A proporcão destes elementos permite que se determine a densidade de bárions no Universo O valor obtido é  b=0.05 Se  mat=0.3, então o restante  dm=0.25 é matéria escura não-bariônica 52

53 Qual a natureza da Matéria Escura?
A contribuição bariônica é diminuta Matéria escura fracamente interagente Matéria escura quente (m < 100 eV) Matéria escura fria (m > 1 GeV) Matéria escura quente: neutrinos não podem ser dominantes estruturas de grande escala Matéria escura fria: WIMPs (weakling interacting massive particles) candidatos de SUSY (supersymmetric theories) 53

54 Astronomia Subterrânea: Detecção Direta dos WIMPs
IGEX (International GErmanium eXperiment) CMDS (Cryogenic Dark Matter Search) EDELWEISS (Expérience pour DEtecter Les Wimps En Site Souterrain) CRESST (Cryogenic Rare Event Search with Superconducting Thermometer) ROSEBUD (Rare Objects Search w. Bolometers UnDerground) DAMA (DArk MAtter) UKDMC (United Kingdon Dark Matter Collaboration) 54

55 GRAN SASSO: DAMA

56 Bouldy Mine: UKDMC

57 Mont Fréjus: EDELWEISS
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58 Do que é feito o Universo
Do que é feito o Universo? Continua faltando alguma coisa: Energia Escura Matéria Bariônica (Estrelas, Gás, Raios cósmicos) Radiação Escura (quente, fria) Sempre Atrativa mat Evidências da energia escura: Expansão do Universo (Supernovas Ia) Lentes Gravitacionais Radiação de Fundo Cósmica Aglomerados de galáxias (Raios-X) Força repulsiva universal  Constante Cosmológica 58

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61 Supernovae 61

62 H= 70,6 ± 3,1 (Hubble –microlensing, 2009)
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64 Surprise, Surprise! 1998 64

65 QUESTÕES SOBRE AS AULAS 3 E 4
Em que corpos do Sistema Solar pode haver vida além da Terra? O que é a lei de Hubble e o que ela expressa em termos físicos’ O que é a radiação cósmica de fundo? Que tipo de informação ela carrega? O que está se expandindo em nosso universo?