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CICLO DE PALESTRAS DE ASTRONOMIA E ASTROFÍSICA Ruth Bruno.

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Apresentação em tema: "CICLO DE PALESTRAS DE ASTRONOMIA E ASTROFÍSICA Ruth Bruno."— Transcrição da apresentação:

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2 CICLO DE PALESTRAS DE ASTRONOMIA E ASTROFÍSICA Ruth Bruno

3 Cosmologia

4 O Princípio Cosmológico O Universo é homogêneo e isotrópico (a) Homogêneo: todos os pontos têm a mesma composição e propriedades. (b) Isotrópico: todos os observadores têm a mesma impressão do Universo, qualquer que seja a direção na qual eles estão olhando. (a) (b)

5 Homogeneidade e Isotropia em Cosmologia As estrelas e galáxias à nossa volta são muito semelhantes e se comportam da mesma maneira que as estrelas e galáxias nas regiões remotas do Universo. As estrelas e galáxias em qualquer lugar estão distribuídas no espaço na mesma maneira em que elas estão na nossa vizinhança. Os observadores em outras galáxias vêem as mesmas propriedades do Universo que as que nós vemos. O Universo não tem bordas. O Universo não tem um centro. physics.uoregon.edu

6 O paradoxo de Olbers Por que o céu noturno é escuro?

7 Sendo o Universo homogêneo e isotrópico, infinito em extensão e invariável no tempo, o céu noturno não deveria ser imensamente brilhante? O céu deveria ser tão brilhante quanto a superfície do Sol, pois a linha de visada interceptaria uma estrela em qualquer direção que se olhasse! Qual é o paradoxo? physics.uoregon.edu

8 Resolvendo o paradoxo 3- O número de estrelas é infinito mas elas não estão distribuídas uniformemente, umas podendo estar na frente das outras, cobrindo a sua luz. Pode ser. Nesse caso o céu pareceria escuro, exceto em pequenas áreas. 1- A poeira interestelar absorve a luz das estrelas. Sim, mas não o suficiente. Além disso, a poeira aquecida brilharia tanto quanto as estrelas. 2- O universo tem um número finito de estrelas. É verdade, mas o número é tão grande que para o propósito de iluminar o céu, poderia ser considerado infinito. O céu noturno é escuro porque...

9 5- O Universo tem uma idade finita e a luz das estrelas distantes não teve tempo de chegar até nós. Esta é provavelmente a resposta mais correta. Além disso, indica que a escuridão da noite é uma prova de que o Universo teve um início. O céu noturno é escuro porque A expansão do Universo degrada a lua das estrelas. Correto! Ajuda, mas não resolve o problema.

10 O Universo em expansão Vivemos em um Universo em expansão background.uchicago.edu/.../expansion.gif

11 Redshift Slipher  observou as linhas de emissão e absorção do espectro de galáxias e notou que quase todas as linhas estavam deslocadas para maiores comprimentos de onda (redshift). cse.ssl.berkeley.edu/.../pics/bt2lf0615_a.jpg

12 Hubble interpretou as observações de Slipher como deslocamentos Doppler e conclui que quase todas as galáxias estão se afastando da Via Láctea. A Recessão odin.physastro.mnsu.edu

13 Redshift e o Efeito Doppler Onde: o = comprimento de onda da luz emitida pela fonte em repouso 1 = comprimento de onda da luz emitida pela fonte em movimento r = velocidade com que o objeto se afasta do observador Comparando com: Hubble concluiu que:

14 Lei de Hubble Combinado as medidas de velocidade feitas por Slipher com as suas próprias medidas de distância dessas galáxias, Hubble chegou à importante conclusão: A velocidade com que uma galáxia se move, afastando-se de nós, é proporcional à sua distância. imagine.gsfc.nasa.gov

15 Interpretação da Lei de Hubble A lei de Hubble é a mesma, não importando quem faz as medidas. Um observador localizado na galáxia 3 mede as distâncias e velocidades dadas na primeira linha. As duas últimas linhas são os pontos de vista de observadores situados nas galáxias 2 e 1, respectivamente. physics.uoregon.edu

16 Olhando o passado redshift e distância  quantidades equivalentes (costuma-se usar o redshift para especificar a distância de objetos longínquos). vantagem  o redshift é uma quantidade diretamente observada, enquanto que a distância é calculada a partir do redshift, usando-se a constante de Hubble, cujo valor é impreciso. z = v/c aplica-se apenas para velocidades não relativísticas. Se z > 1, as velocidades são relativísticas. A partir do valor de z pode-se estimar a velocidade do objeto, sua distância atual e o tempo em que um objeto emitiu a radiação que vemos hoje (look-back time). Exemplos: z = 0,50 (v/c = 0,385; r = 4785 x 10 6 a.l.; t = 3961 x 10 6 a.) z = 1,00 (v/c = 0,600; r = 7638 x 10 6 a.l.; t = 5619 x 106 a.)

17 O Big Bang A Lei de Hubble implica que, em algum tempo no passado, todas as galáxias e tudo o mais no Universo – matéria e radiação – estava confinado num único ponto naquele instante. Houve então uma grande explosão e o Universo que vemos hoje seria uma conseqüência dessa detonação primordial. Supondo que as velocidades das galáxias permaneçam constantes no tempo, a idade do Universo pode ser assim estimada: Para o valor atual de H, obtém-se t H = 13,6 bilhões de anos!

18 Do Big Bang até hoje

19 Onde foi o Big Bang? O Big Bang não foi uma explosão em um universo vazio. O Big Bang envolveu o universo inteiro – não apenas a matéria e a radiação nele contida, mas o próprio universo. As galáxias não se afastam umas das outras em um universo em repouso. O universo é que está em expansão. Para entender melhor...

20 O Big Bang aconteceu em todos os lugares Clareando ainda mais as idéias... As moedas grudadas na superfície do balão se afastam umas das outras à medida que o balão é inflado. Similarmente as galáxias se afastam umas das outras à medida que o universo expande. physics.uoregon.edu

21 Antes do Big Bang O Big Bang representa o começo do universo inteiro – massa, energia, espaço e tempo tiveram origem naquele instante. Como o tempo não existia, a noção do “antes” não faz qualquer sentido. Esta não é, entretanto, a visão de todos os cosmologistas. Para alguns deles a própria teoria se encarregará de explicar a singularidade e então poderemos responder a questão do que aconteceu antes.

22 O Redshift Cosmológico Com a nova visão do universo em expansão, a explicação do redshift observado para as galáxias, com base no efeito Doppler, está incorreta. Isto porque as galáxias não estão, de fato, se movendo em relação ao universo. À medida que o universo expande, os fótons da radiação tem seus comprimentos de onda aumentados, dando origem ao redshift cosmológico.

23 Repensando o redshift de galáxias Apesar de ser comum referir-se ao redshift cosmológico em termos da velocidade de recessão, devemos ter em mente que, rigorosamente falando, isto não é correto. Embora seja verdade que a distância entre as galáxias esteja aumentando como um resultado da expansão do universo, e que podemos usar as equações do efeito Doppler para medir o redshift das galáxias, estes redshifts não são devidos aos deslocamentos Doppler.

24 Evidências observacionais a favor do Big Bang Radiação de microondas de fundo: Em 1964, Penzias e Wilson, estudando a emissão de ondas rádio, provenientes da Via Láctea, detectaram uma radiação cósmica de 3K, extremamente isotrópica. Segundo estudos teóricos, a existência dessa radiação, um eco do Big Bang, já era prevista. Suas propriedades atuais deveriam resgatar as características originais do universo primordial, muito denso e quente (radiação de um corpo negro). A figura ao lado mostra a variação esperada nas curvas de corpo negro, em função do tempo, devido à diminuição na temperatura da radiação (lei de Wien) physics.uoregon.edu

25 Espectro de Corpo Negro da Radiação Cósmica de Fundo hyperphysics.phy-astr.gsu.edu

26 Portanto, as observações da radiação cósmica de fundo nos permite estudar as condições do Universo por volta da época correspondente ao redshift de 1500, quando a temperatura caiu para cerca de 4500 K Ecos do Big Bang Quando os átomos se formaram, o Universo se tornou virtualmente transparente à radiação. Livro Astronomy Today

27 A evolução do Universo No momento atual, o Universo está em expansão. A expansão continuará para sempre? A resposta está na densidade do universo. Curva A: expansão para sempre (Universo aberto) Curva C: expansão cessará dando lugar à contração (Universo fechado). Curva B: expansão para sempre, numa razão sempre decrescente ( Universo plano)

28 A Geometria do Espaço De acordo com a Relatividade Geral, a matéria altera a natureza do espaço-tempo. A matéria molda a geometria do espaço. Quanto mais massa, maior a distorção. O grau de distorção –curvatura – deve ser o mesmo em qualquer lugar e corresponde, portanto, às possibilidades previstas para o destino do Universo. physics.uoregon.edu aether.lbl.gov/www/science/geometry.gif

29 Propriedades geométricas

30 Geometria do Espaço e o destino do Universo (a)Universo aberto: expansão para sempre (b)Universo plano : expansão crítica (c)Universo fechado: cessa a expansão, começa a contração heasarc.gsfc.nasa.gov/

31 A Idade do Universo Idade estimada a partir da constante de Hubble, admitindo que a velocidade de expansão das galáxias é constante – valor superestimado pois a gravidade vem desacelerando a expansão ao longo dos anos. Como o Universo contém alguma massa, qualquer que seja o modelo sua trajetória no gráfico estará abaixo da linha de velocidade constante physics.uoregon.edu

32 Densidade do Universo Densidade de matéria do Universo  distingue os diferentes modelos de evolução do Universo Densidade crítica  densidade de massa que, ignorando a constante cosmológica, é exatamente a densidade capaz de interromper a expansão do Universo.  c  kg/m 3 ( cerca de 6 átomos de H por m 3 ) Parâmetro de densidade: onde  o é a densidade de matéria atual

33 O Parâmetro de Densidade e o Futuro do Universo map.gsfc.nasa.gov/

34 A Constante Cosmológica  e a Expansão Acelerada do Universo Einstein inseriu um fator em suas equações a fim de que sua Teoria Geral da Relatividade ficasse de acordo com sua suposição de um Universo Estacionário – esta constante atua como uma força repulsiva, se opondo à gravidade e permitindo que as galáxias permaneçam estacionárias, apesar de suas atrações gravitacionais mútuas. Apesar do reconhecido erro, a força repulsiva representada por  é exatamente o que se precisa para descrever um Universo que está expandindo aceleradamente.

35 Evidência da Expansão Acelerada do Universo Medidas do brilho de supernovas do tipo I, em galáxias muito distantes, comparadas com o brilho esperado baseado nos redshifts destas galáxias, revelaram a possibilidade de um Universo em expansão acelerada! msowww.anu.edu.au

36 Como é que as supernovas podem indicar que o Universo está em expansão acelerada? As distâncias em um Universo em expansão acelerada são maiores do que em um Universo que desacelera ou expande-se com velocidade constante. Assim, se o Universo estiver em expansão acelerada, supernovas distantes parecerão menos luminosas do que pareceriam se a expansão do Universo estivesse desacelerando-se.

37 Sabendo-se que no passado a velocidade da galáxia era v e, concluímos que, se o Universo está em expansão acelerada, a velocidade dessa galáxia hoje será maior do que seria se o Universo estivesse desacelerando ou em expansão com velocidade constante. Portanto, considerando um valor fixo para a constante de Hubble (H 0 ), concluímos da Lei de Hubble que velocidades maiores implicam em distâncias maiores. O que medimos de uma supernova é o seu desvio para o vermelho e a sua luminosidade aparente. Estatisticamente as supernovas distantes são menos brilhosas do que se esperaria em um Universo expandindo-se, por exemplo, com velocidade constante

38 Como a Constante Cosmológica afeta o destino do Universo? Agora o destino do Universo não é controlado apenas por  o A massa necessária para interromper a expansão será, neste caso, maior que a densidade crítica.  o  1  a evolução é similar (ocorre o colapso) ou pode até evitar que ocorra o colapso.  o  1  o universo pode expandir cada vez mais rápido. Livro Astronomy Today

39 physics.uoregon.edu

40 Em cosmologia, a energia escura é uma forma hipotética de energia que estaria permeada no espaço, tendo uma forte pressão negativa. De acordo com a Teoria da Relatividade, o efeito de tal pressão negativa seria semelhante, qualitativamente, a uma força que age em larga escala em oposição à gravidade. A Energia Escura Tal efeito hipotético é frequentemente utilizado para tentar explicar as observações que apontam para um universo em aceleração bem como para explicar a porção significativa de massa em falta no universo.

41 São propostas atualmente duas formas possíveis para a energia escura: a constante cosmológica e a quintessência (um campo dinâmico cuja densidade energética poderia variar no tempo e no espaço). Possíveis Candidatos à Energia Escura A Constante Cosmológica

42 Problemas no Modelo Cosmológico Padrão 1- O Problema do Horizonte: A isotropia da radiação de microondas de fundo indica que as regiões A e B no Universo eram muito similares uma da outra quando a radiação que observamos partiram destas regiões. Mas não houve tempo, desde o Big Bang, para uma ter interagido fisicamente com a outra. Por que então elas devem parecer tanto? physics.uoregon.edu

43 2- O Problema do Achatamento: Se o Universo se desviar, mesmo que ligeiramente do caso crítico, este desvio crescerá rapidamente no tempo. Para que o universo seja tão próximo do modelo crítico como ele é hoje, no passado ele deve ter diferido do modelo crítico por uma pequeníssima quantidade. physics.uoregon.edu

44 O Modelo Inflacionário Durante o período de inflação, no final da época GUT (Grand Unified Theories), o Universo expandiu enormemente num período muito curto de tempo. Depois disso, ele reassumiu sua expansão “normal”, mas então o Universo era vezes maior do que antes. Época GUT: – s; T = – K; forças forte, fraca e eletromagnética unificadas. Época Hadrônica: – s; T = – K; partículas leves e pesadas em equilíbrio térmico

45 A Inflação resolve os Problemas do Modelo Padrão O Problema do Horizonte é resolvido considerando-se uma pequena região do Universo primordial, cujas partes já tiveram tempo de interagir uma com a outra e que portanto já se tornaram homogêneas, e expandindo esta região até um tamanho enorme. Hoje A e B estão entrando em nosso campo de visão. Suas propriedades são similares porque elas tiveram propriedades similares antes da época da inflação. physics.uoregon.edu/

46 A inflação resolve o Problema do Achatamento, considerando uma superfície curva, aqui representada pela superfície de um balão em expansão. Inflando o balão até um tamanho enorme, a formiga sobre a sua superfície verá o balão como uma superfície virtualmente plana. physics.uoregon.edu/

47 Mais um ingrediente na receita do Universo ???

48 Matéria Escura : Evidências Observacionais Esta curva pode ser usada para calcular a massa da Galáxia contida em qualquer dado raio. A curva pontilhada é a curva de rotação que se esperaria se a galáxia terminasse abruptamente no raio de 15 kpc, o limite da estrutura espiral e da distribuição de aglomerado globular. O fato da curva não cair como se esperava, indica que deve haver mais matéria além desse raio. Curva de rotação da Via Láctea

49 Curva de rotação da galáxia de Andrômeda (M31)

50 A gravidade das três galáxias que aparecem nesta foto é suficiente para manter estável essa imensa nuvem de gás quente? A força gravitacional extra, necessária para manter a nuvem, é atribuída à matéria escura. Diâmetro da nuvem: 1,3 milhões de a.l. Distância da nuvem: 150 milhões de a.l.

51 Quantidade de matéria e energia escura Estima-se que aproximadamente 95% da massa do Universo seja constituída de matéria e energia escura. planetquest.jpl.nasa.gov/images/darkMatterPie

52 Quem será a vencedora deste espetacular concurso ??? Superinteressante

53 Candidatos para a matéria escura !! 1- MACHOS (Massive Compact Halo Objects) anãs marrons, anãs brancas, estrelas de nêutrons e buracos negros. 2- WIMPS (Weakly Interacting Massive Particles) Partículas como axions, neutrinos massivos e fotinos. Superinteressante

54 Detectando Matéria Escura Lentes gravitacionais produzidas por um objeto escuro como uma anã marrom podem temporariamente causar a amplificação do brilho de uma estrela de fundo, servindo como um possível meio de detectar matéria escura estelar.

55 O Universo Primordial Á medida que o Universo expandiu, o número de partículas de matéria e fótons por unidade de volume decresceram. Contudo, os fótons tiveram suas energias reduzidas devido ao redshift cosmológico, reduzindo sua massa equivalente, e portanto, sua densidade. Como resultado, a densidade da radiação caiu mais rápido do que a densidade de matéria. Traçando as curvas a partir das densidades hoje observadas, vemos que a radiação deve ter dominado a matéria nos primeiros tempos physics.uoregon.edu/

56 Temperatura e Densidade nas diferentes Eras de Evolução do Universo physics.uoregon.edu/

57 Estágios no desenvolvimento do Universo abyss.uoregon.edu

58 Qual é o nosso papel nesse Universo? ww.if.ufrgs.br

59 Referências 1- Chaisson, Eric; McMillan Steve, Astronomy Today, 1996, Prentice Hall, New Jersey 2- Hester Jeff et al, 21 st Century Astronomy, 2002, Norton & Company, London 3- Oliveira Filho, Kepler de Souza, Oliveira Saraiva, Maria de Fátima, Astronomia e Astrofísica, 2004, Editora Livraria da Física http://en.wikipedia.org/wiki/stellar_evolution http://www.tqnyc.org/NYC040808/homepage.html 11-http://hyperphysics.phy-astro.gsu.edu/hbase/hframe.html


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