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

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

2 Kolb

3 RADIAÇÃO DE FUNDO CÓSMICA

4 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

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

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

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

9 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). V. M. Slipher

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

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

12 Comprimento de onda (Angström) Hidrogênio Intensidade relativa

13 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 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

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15 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

16 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.

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

18 A. A. Friedmann 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. Modelo de Friedmann- Lemaître

19 Curvatura espacial nula Curvatura espacial positiva Curvatura espacial negativa

20 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

21 [Hubble (1929)] [Hubble & Humason (1931)] distance (Mpc)

22 Kolb

23 A lei de Hubble

24 Onde está o centro do Big- Bang?

25 A lei de Hubble Não há centro do Universo

26 Para onde estão as galáxias se expandindo?

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

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 D L x (1 + z), x é a distância co-movente do objeto

29 Mais Distante = Maior Redshift z=0 z=z 1 z=z 2 z=z 3 z=0 z=z 1 z=z 2 z=z 3

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

31 Cosmology Double Helix – Space and Time

32 Descoberta da Radiação de Fundo C ósmica (1965)

33 Curva de corpo negro da radiação cósmica, 2,725 K Erro das medidas

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

35 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

36 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. CLAUDIO ANGELO EDITOR DE CIÊNCIA

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"

38 Satélite COBE

39 Satélite WMAP

40 Resultados do WMAP

41 Satélite Planck

42 Órbita do Satélite Planck

43 WMAP Anisotropy MAP curvatura do Universo; 2 densidade bariônica; 3 densidade da matéria escura

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45 A Receita do Universo

46 Equações da Relatividade Geral Suposições: –Universo homogêneo –Universo isotrópico Densidade crítica: c = 3H 0 2 /8 G c = 2.3x g/cm 3 (1.4 átomos de H por m 3 ) para H 0 = 70 km/s/Mpc Parâmetro de densidade: = / c < 1 espaço hiperbólico (expansão) = 1 espaço plano (estatico) > 1 espaço esférico (Big Crunch) O Universo é peso pesado?

47 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 Matéria Escura Do que é feito o Universo? Falta alguma coisa: Matéria Escura

48 Curvas de Rotação de Galáxias Galáxias espirais: Lei de Kepler: GM/r 2 =v 2 /r Ao se englobar a massa visível, a velocidade decresceria Mas a curva de rotação é plana! alo Escuro Massa escura = 10 × massa luminosa

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

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

51 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 Pesando o Universo: determinação de

52 Pesando o Universo com a Nucleossíntese Primordial Durante o Big Bang são produzidos uns poucos elementos leves D, 3 He, 4 He, 7 Li 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

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)

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)

55 GRAN SASSO: DAMA

56 Bouldy Mine: UKDMC

57 Mont Fréjus: EDELWEISS

58 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 Energia Escura Do que é feito o Universo? Continua faltando alguma coisa: Energia Escura

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61 Supernovae

62 H= 70,6 ± 3,1 (Hubble –microlensing, 2009)

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64 Surprise, Surprise! 1998

65 QUESTÕES SOBRE AS AULAS 3 E 4 1)Em que corpos do Sistema Solar pode haver vida além da Terra? 1)O que é a lei de Hubble e o que ela expressa em termos físicos 1)O que é a radiação cósmica de fundo? Que tipo de informação ela carrega? 1)O que está se expandindo em nosso universo?


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