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A Expansão Cosmológica: uma Visão Observacional Ronaldo E. de Souza IAG/USP.

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Apresentação em tema: "A Expansão Cosmológica: uma Visão Observacional Ronaldo E. de Souza IAG/USP."— Transcrição da apresentação:

1 A Expansão Cosmológica: uma Visão Observacional Ronaldo E. de Souza IAG/USP

2 A Humanidade e o Mito da Criação Como surgiu o Universo?Quais são as pistas que revelam esta origem? Se ainda não te fizeram estas perguntas, prepare-se!

3 Porque o Universo Parece Imutável? Rio de Janeiro, 12 Set 2005 TL=19:38:00 TS:00:00:00 Rio de Janeiro, 12 Set 1600 TL=19:17:40 TS=23:40:00

4 Escala de Distâncias: Paralaxe Um objeto cujo ângulo paraláctico é igual a 1 segundo de arco está a uma distância definida como 1 parcec, cerca de 10 5 UA. 1pc = cm = anos-luz

5 Medir Paralaxe é Simples... Karl Friedrish Bessel foi o primeiro astrônomo a medir a paralaxe de uma estrela em 1838 utilizando uma luneta construída por Joseph Fraunhöfer.... pelo menos em princípio!

6 A Vizinhança Solar Ainda hoje, mesmo contando com as observações do satélite Hipparcos, as medidas diretas de distância são de difícil obtenção. Com estes dados, disponíveis para cerca de 120 mil estrelas, podemos estimar distâncias de até algumas centenas de pc. O satélite Gaia, com lançamento previsto para 2012, deverá medir as distâncias de estrelas até cerca de 30 Kpc.

7 Distâncias de Luminosidade Utilizando o decaimento do fluxo observado com o inverso do quadrado da distância, de fontes com luminosidade intrínseca conhecida. A magnitude absoluta é definida como sendo a magnitude que uma estrela teria se estivesse a uma distância padrão de 10 pc. Por exemplo: Sol Antares m ap = m ap = 1.0 M abs = M abs = -4.7

8 Cefeidas A escala de tempo para restaurar perturbações do equilíbrio é determinada pelo Teorema do Virial. As estrelas cefeidas emitem aproximadamente como corpos negros à temperatura constante. E para satisfazer a relação massa- luminosidade resulta que a luminosidade intrínseca depende do período de variabilidade. -

9 Calibração Experimental Relação Período-Luminosidade das Cefeidas

10 Estrelas Cefeidas em Galáxias A identificação das estrelas cefeidas em galáxias próximas foi um dos projetos chaves, utilizados por Lyman Spitzer Jr., para justificar, perante o senado americano, a construção e o lançamento do Hubble Space Telescope

11 A Informação Espectroscópica Dependendo das condições físicas locais podemos observar linhas de emissão ou de absorção cujas intensidades dependem das variáveis termodinâmicas destes ambientes. Os comprimentos de ondas destas linhas dependem apenas das características dos estados quânticos envolvidos.

12 Linhas Espectrais Dependendo da energia da transição as linhas espectrais de um dado elemento podem cair na região óptica ( série de Balmer), no ultravioleta (série de Lyman), no infravermelho próximo ( série de Paschen),... A identificação das linhas de uma dada série identificam inequivocamente o elemento correspondente. As razões entre as intensidades dependem das variáveis termodinâmicas locais.

13 O Redshift A interpretação dada inicialmente por Hubble e outros é que o redshift se devia ao efeito Doppler causado pelo movimento da fonte. Esta interpretação, que se revelou incorreta, era a mesma dada ao redshit observado nas estrelas próximas. definição operacional aprox. Efeito Doppler

14 A Lei de Hubble As galáxias próximas se afastam de nós com velocidades crescentes com a sua distância

15 A Constante de Hubble Existem duas estimativas diretas da constante de Hubble cujos valores são ligeiramente discordantes. Segundo o grupo das Cefeidas, baseado em dados do telescópio espacial Hubble, H0 = ( ) km/s/Mpc. Por outro lado segundo o grupo de estudo das supernovas H0= ( ) km/s/Mpc. Como as incertezas quotadas representam um nível de confiança de 95% estas duas estimativas são ligeiramente discordantes. É comum indicar a constante de Hubble na forma, H0 = 100 h km/s/Mpc sendo h ~ 0.65 – 0.75 segundo as estimativas atuais. Edwin Hubble

16 Idade de Hubble Problemas: - Qual é o papel da gravidade neste processo de expansão? - Como a gravitação afeta a estrutura do espaço-tempo? - Seria justo admitir que estamos em uma posição tão privilegiada? - Será que as galáxias sempre existiram na forma que observamos hoje?

17 Princípio Cosmológico Na versão de Milne, o princípio cosmológico estabelece que o Universo deve ser necessariamente homogêneo e isotrópico quando examinado por um observador típico. Os diversos observadores terão, em um dado instante, a mesma interpretação da descrição física do Universo. Em particular a densidade e a taxa de expansão, medida em um certo instante, deve ser a mesma para todos estes observadores. L gal ~ 2.0 x L sun n gal ~ gal/Mpc³ r Hor ~ ct H ~3000 Mpc A. Milne

18 Cosmologia Newtoniana Problema: Um Universo newtoniano finito não obedece ao Princípio cosmológico já que observadores próximos à fronteira teriam uma percepção muito distinta dos outros. Por outro lado, em um Universo newtoniano uniforme e infinito a aceleração sobre uma dada galáxia seria idênticamente nula por argumentos de simetria. Mas, pela equação de Poisson tal Universo deveria ser vazio! Contudo, ainda assim, é possível usar a aproximação newtoniana utilizando-se o teorema de Birkoff, demonstrável na teoria da relatividade geral, segundo o qual somente a massa interior a uma dada camada é que afeta a equação de movimento desta mesma camada.

19 Equação de Expansão r dr M(r) v(r) Conservação de massa conservação de energia lei de Hubble densidade crítica m

20 Parâmetro de Escala parâmetro de escala R=1 hoje em t=t 0 raio atual de uma região abritrária do Universo Eq. Cons. Massa constante de curvatura. k=+1 Modelo Fechado k=0 Modelo Crítico k=-1 Modelo Aberto Eq. expansão (2) Curvatura Eq. expansão (3)

21 Densidade no Universo Como evoluiu a densidade média de matéria do Universo? R=1 Hoje dens~ g/cm³ R~1000 Desacopl. Matéria x Radiação dens~ g/cm³ R~10 10 Nucleossíntese Primordial dens~20 g/cm³

22 Equação de Friedmann Lei de Hubble generalizada Parâmetro de Hubble generalizado Eq. Friedmann (1) Eq. Friedmann (2) A. Friedmann G. Lemâitre e A. Einstein W. de Sitter

23 Parâmetro de Densidade Evolução da densidade crítica parâmetro de densidade atual eq. de Friedmann (3)

24 Soluções da eq. de Friedmann Solução modelo Einstein & de Sitter ( k=0) Par. escala normalizado escala de tempo normalizada

25 A Idade do Universo Modelo bariônicoBárions + DM Modelo Plano: Bárions + DM (+ Energ. Escura)

26 Falhas do Modelo Newtoniano Para entender a estrutura do Universo não basta considerar que a velocidade máxima permitida é igual à velocidade da luz. Galáxia hoje Quasar hoje Quasar na época em que o fóton que observamos hoje foi emitido Neste modelo a visão que um observador situado no Quasar teria do Universo seria incompatível com a nossa!

27 A Solução Teológica de Santo Agostinho Santo Agostinho (354, 430)... Como, então, devo responder aqueles que perguntam, O que Deus estava fazendo antes de criar o céu e a Terra?".... Certamente eu não diria, como muitos, que Ele preparava o inferno!.... Antes não existia o tempo porque ele fez tudo e fez também o tempo concomitantemente..... Livro XI: Confessions, Cap XII, XIII e XIV.

28 A Curvatura do Espaço Na teoria da relatidade geral a distribuição de matéria-energia determina as propriedades geométricas do espaço-tempo. k=+ 1 k=0 k=-1

29 Universo em uma Dimensão Espacial em pequenas escalas não se percebe o efeito da curvatura mas em grandes escalas este efeito é palpável. O Universo foi criado com uma constante de curvatura (k= -1, 0, +1) que se manteve constante

30 Título do Slide Galáxia hojeQuasar hoje Quasar no passado Galáxia no passado fóton emitido fóton recebido hoje

31 O Redshift Cosmológico O redshift cosmológico é uma consequência da taxa de expansão do espaço e não devido ao efeito Doppler!

32 Coordenadas Comóveis

33 Distâncias Comóveis Lei de Hubble

34 A Radiação Cósmica de Fundo História térmica do Universo. Formação dos elementos leves. Abundância dos bárions. Parâmetros cosmológicos. Formação das galáxias e aglomerados de galáxias.

35 Arno Penzias & Robert Wilson Antena projetada em 1960, pelos laboratórios Bell, para testes de comunicação de baixo ruído com o satélite echo. Sistema direcional de baixo ruído (< 0.05 K).

36 Descobrindo a CMBR 0.1 dB = 6.6 K T céu =3 K O excesso de ruído que é observado não pode ser explicado seja pela antena, pelo detector ou por contaminação de fontes terrestres. Portanto, o ruído é real e a sua origem é cósmica.

37 A Missão COBE A temperatura do fundo de radiação, T 0 = K, e segue a curva de um corpo negro, indicado uma origem térmica.

38 Lei de Wien A emissão de corpo negro decorre de um equilíbrio termodinâmico entre matéria e radiação e o seu pico de intensidade ocorre no comprimento de onda, Quanto maior a temperatura mais para o azul se desloca o pico da emissão.

39 Origem da radiação de fundo Em algum momento da evolução do Universo a matéria e a radiação estavam em equilíbrio termodinâmico, confirmando as idéias de Gamow no final dos anos 40. Posteriormente a radiação desacoplou-se da matéria preservando o espectro de corpo negro que observamos hoje como um registro fóssil da era da radiação. Em que momento ocorreu esta transição e quais foram as conseqüências deste estado de equilíbrio termodinâmico inicial? G. GamowF. Hoyle O Big Bang

40 Radiação x Matéria A densidade no campo de radiação hoje é cerca de 1/1000 da densidade de matéria. Mas quanto mais voltamos no passado (z>>1) maior era a importância relativa da densidade do campo de radiação. Por volta de z~1000 a densidade no campo de radiação era aproximadamente equivalente à densidade da matéria.

41 Efeito da Radiação na Expansão Cosmológica A contribuição da densidade do campo de radiação afeta a evolução do fator de escala na equação de Friedmann. Quando t ~ 0 (z >> 1000) o termo de radiação se torna dominante determinando o comportamento da evolução do parâmetro de escala. A temperatura do fundo de radiação afeta fortemente a estrutura da matéria cósmica

42 Eras Térmicas Os elementos químicos complexos não existiam no Universo primordial!, G

43 Criação de Matéria no Vácuo Flutuações de energia em escalas de tempo que não desobedeçam ao princípio de incerteza são permitidas sem que isto afete a nossa percepção do estado fundamental do vácuo. Por exemplo a formação do Méson pi exigiria densidades da ordem de g/cm 3 presentes quando a idade do Universo era da ordem de s.

44 Unificação das Forças da Natureza Limite de Planck GUT Unif. Eletrofraca

45 Inflação A transição GUT ocorre numa escala de densidade de energia ou ainda, Durante a transição a densidade deenergia se mantem constante e pela primeira lei da termodinâmica, a pressão se torna negativa provocando uma expansão acelerada do fator de escala.

46 Matéria Bariônica n gal ~ gal/Mpc³ L gal ~ 2.0 x L sun M/L ~ 5.0 M sun /L sun 0b ~0.04 Os levantamentos de galáxias próximas indicam que a densidade de matária bariônica (estrelas) no Universo local estão na faixa: O acordo dos cálculos detalhados com as medidas empíricas de abundâncias dos elementos leves é um dos pilares da Cosmologia moderna.

47 Matéria Escura As observações das massas de aglomerados de galáxias baseadas no Teorema do Virial GM/R = 2 indicam que b / m =13% %. Considerando-se que a distribuição de massa dos aglomeradod é representativa do Universo como um todo temos, 0m = ob /( b / m ) ~ Mas se T =1 qual forma de matéria/energia contribui para o restante?

48 O Universo Acelerado Recentemente os dados de distâncias baseadas nas supernovas Ia indicam que o modelo de Universo mais provável deve ter T =1 0m =0.3 em consistência com os resultados mais recentes do WMAP.

49 A Constante Cosmológica Na teoria da relatividade geral é possível adicionar uma constante à equação de Friedmann representando uma fonte de pressão associada ao vácuo. Esta constante cosmológica foi introduzida por Einstein para preservar a crença que ele tinha em um Universo estático. Desta forma a condição de um universo plano (curvatura nula), é

50 A Idade do Universo A presença da constante cosmológica afeta a taxa de expansão e em consequência a estimativa de idade do Universo Se considerarmos 0m ~0.3 obtemos t 0 = 14 bilhões de anos em perfeito acordo com as determinações de idade baseadas nos aglomerados globulares. A constante cosmológica tem o grave inconveniente de ser um termo constante introduzido com a finalidade de justificar o modelo plano e que afeta a evolução do Universo para z<1-2. Porque razão esta constante tem este valor? Por este motivo tem sido propostas alternativas como a energia escura, quitessência,....

51 O Paradigma Atual

52 FIM


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