Para onde Vamos ? O Destino do Universo

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1 Para onde Vamos ? O Destino do Universo
Uma breve história do mapeamento do Universo e da descoberta de suas propriedades Paulo S. Pellegrini GEA/Observatório do Valongo MCT/Observatório Nacional

2 O Universo conhecido em 1600:
Terra, Sol, Lua, Planetas: objetos luminosos que se movimentam em relação a um Fundo de estrelas aparentemente fixas. O Universo conhecido em 1600, como descrito por Copérnico Movimento dos planetas sobre o fundo de estrelas

3 No fundo de estrelas fixas se destaca uma faixa, relativamente estreita, cortando o céu, com aparência nebulosa, denominada Via Láctea.

4 1610 - Galileu Galilei Ao apontar sua luneta para a Via Láctea,
descobre que ela é formada de estrelas

5 1775 – Immanuel Kant Sugere que a Via Láctea seja um sistema de estrelas, achatado como um disco. Esquema mais tarde feito por Herschel Por isso, quando olhamos na direção do plano desse disco, vemos mais estrelas que quando olhamos na direção perpendicular ao plano.

6 Tendo conhecimento da observação de objetos difusos e nebulosos, Kant especula que assim seriam vistos outros sistemas estelares, como o nosso, se estivessem muito distantes

7 1785- William Herschel Tenta, pela primeira vez, determinar
Constrói e utiliza telescópio de diâmetro 1,2m Tenta, pela primeira vez, determinar a forma da Via Láctea, o sistema de estrelas em que vivemos.

8 Herschel assume que as estrelas
têm mesmo brilho e estão distribuídas homogeneamente no espaço. Herschel argumenta que se o Universo de estrelas tem um limite visível, e sua forma é irregular (ou, achatada) deve-se contar mais estrelas em algumas direções que em outras. Campo de 20”x20” na direção da Via Lactea Campo de 20”x20” perpendicular à Via Lactea

9 O Universo conhecido em 1785 (como descrito por Herschel)
Herschel mapeia a Via Láctea realizando contagem sistemática de estrelas em 683 diferentes direções no céu e encontra a seguinte forma para o nosso sistema de estrelas Sol

10 Herschel, também ciente da existência de objetos de aparência
Exemplos de “estrelas nebulosas” Herschel, também ciente da existência de objetos de aparência difusa, encontra e cataloga cerca de 5000 “estrelas nebulosas”. Varia sua opinião se são objetos dentro da Via Láctea ou outros sistemas de estrelas muito distantes, como especulado por Kant

11 1845 – William Parsons Descobre que algumas “nebulosas”
Constrói e utiliza um telescópio de diâmetro 1,80m Descobre que algumas “nebulosas” tem forma espiral.

12 1901 – 1922 Hugo von Seeliger (Obs Yerkes, EUA) , Jacobus Kapteyn (Obs
1901 – Hugo von Seeliger (Obs Yerkes, EUA) , Jacobus Kapteyn (Obs. Leiden, Holanda) Assim como Herschel, realizam contagens estelares em diferentes direções no céu, com técnicas e instrumentos mais modernos. Seeliger Kapteyn coordena um esforço internacional para pesquisar o máximo possível de área do céu. Usam propriedades conhecidas das estrelas mais próximas: distâncias e número relativo por intervalo de brilho Kapteyn

13 Tópico Complementar: Distâncias Astronômicas
• A velocidade de propagação da luz no vácuo é cerca de km/s. • Nesta velocidade, ela percorre uma distância de km em 1 ano. • Por isso, a definição da unidade de distância 1 “ano-luz” = km.

14 Tópico Complementar: Distâncias Astronômicas
Distâncias anos-luz km Sol - Terra 0, (8 minutos- luz) Sol – Plutão (Sistema Solar) 0, (5,5 horas-luz) Sol – Estrela mais próxima 4, Diâmetro da Galáxia (estimado por Kapteyn)

15 Modelo de Kapteyn para a nossa Galáxia
O Universo conhecido, no início do século XX Sistema de estrelas achatado, e mais denso no centro, com dimensões aproximadas: diâmetro  anos-luz e espessura  anos-luz Sol situado próximo do centro

16 Tópico Complementar: Distâncias Astronômicas
Diluição do Brilho com a Distância Para uma estrela situada em diferentes distâncias D medimos um brilho aparente Bap igual seu brilho intrínseco Bin dividido (diluído) pela distância ao quadrado Bin Bap = D 2

17 Diluição do Brilho com a Distância
Um telescópio colhe menos luz de uma fonte situada a uma distância maior

18 Tópico Complementar: Distâncias Astronômicas
1908 – Henrietta Leavitt (Obs. Harvard, EUA) Descobre relação entre: o tempo de variação (Período) e o Brilho intrínseco de uma classe de estrelas com variação regular denominadas Cefeidas

19 Tópico Complementar: Distâncias Astronômicas
Etapas para medir distâncias usando estrelas Cefeidas: 1 - Identificar uma estrela deste tipo 2 - Medir o período de variação de sua luz e seu brilho aparente Bap 3 - Usar a relação Período – Brilho intrínseco para obter o brilho intrínseco Bin 4 - Usar a fórmula Bap = Bin/D2 para obter a distância D

20 1920: Curtis x Shapley Diferentes propostas Para o tamanho da Via
Lactea e natureza das nebulosidades Harlow Shapley Heber Curtis Mapeamento usando Cefeidas em aglomerados de estrelas  anos-luz  Sol Centro da Galáxia Via Láctea como estimada por Kapteyn: x anos-luz Sol aproximadamente no centro. Nebulosidades são galáxias como a Via Láctea Nebulosidades são objetos pequenos dentro da Via Láctea

21 1923 – Edwin Hubble (Obs. Mount Wilson, EUA)
Encontra uma estrela Cefeida numa das maiores nebulosidades, na constelação de Andrômeda ... e calcula a distância da nebulosa como anos-luz ! Muito além do maior diâmetro estimado para a nossa Galáxia

22 O Universo conhecido em 1923 – 1929
Hubble determina distância para cerca de 20 nebulosas, mostrando que são sistemas de estrelas, como a nossa Galáxia, a milhões de anos-luz de distância. Para diferenciar das pequenas nuvens de gás, dentro da Via Láctea, esses objetos distantes passam a ser chamados de galáxias

23 | | Alguns Conceitos Importantes Sobre a Luz
A luz é uma perturbação do campo eletromagnético,que se propaga pelo espaço, e que pode ser parcialmente representada por uma onda | |  Uma característica importante de uma onda é a distância entre 2 máximos ou mínimos da sua variação. Essa distância é chamada comprimento de onda () Uma feixe de radiação pode conter desde apenas um comprimento de onda até uma infinidade de valores de .

24 Ao atravessar alguns materiais, a radiação pode ser “espalhada” nos seus infinitos comprimentos de onda e vemos o seu espectro

25 Quando observamos a luz de uma estrela, espalhada nos seus comprimentos de onda (o espectro da estrela), vemos um contínuo de cores e linhas escuras onde há “ausência” de radiação

26 No interior das estrelas, é produzido um espectro contínuo de cores
Nas atmosferas das estrelas, os vários átomos absorvem a radiação vinda do centro, retirando do espectro alguns comprimentos de onda Estrela Cada átomo absorve um conjunto de comprimentos de onda característico

27    Efeito que acontece com a radiação
Espectro de uma fonte de luz estacionária que emite e absorve radiação numa variedade de comprimentos de onda (ex. um estrela) comprimentos de onda  Espectro se desloca para o vermelho A mesma fonte de luz se afastando  Espectro de desloca para o azul A mesma fonte de luz se aproximando

28 A Lei Descoberta por Hubble (1929)
Vesto Slipher (Observatório Lowell, EUA), em 1914, foi o primeiro a indicar que todas as 14 galáxias, por ele observadas, apresentavam o espectro deslocado para o vermelho Edwin Hubble (Obs. Mount Wilson, EUA), medindo distâncias com estrelas Cefeidas e deslocamentos dos espectros para o vermelho, encontra uma importante propriedade do Universo

29 A Lei Descoberta por Hubble
Quanto mais distante está uma galáxia, mais deslocado está seu espectro para o lado vermelho Como o deslocamento do espectro para o vermelho é maior quanto maior for a velocidade com que a fonte está se afastando, este resultado significa que ... quanto mais distante está uma galáxia, maior é a velocidade com que ela se afasta da nossa Galáxia

30   A Lei Descoberta por Hubble V = H  D Um estimador de distâncias 
velocidade de afastamento (km/s), medida pelo deslocamento do espectro distância (anos-luz) de uma galáxia qualquer à nossa Galáxia  20 km/s/Manos-luz km/s km/s km/s km/s          anos-luz anos-luz Nossa Galáxia anos-luz anos-luz

31 O Universo Conhecido no Final do Século XX
Mapeando as Galáxias com a Lei de Hubble Praticamente todas as galáxias, em alguma escala de tamanho, podem ser consideradas como parte de um sistema:  pares  grupos  aglomerados  superaglomerados  grandes estruturas

32 Pares de Galáxias Sistemas de 2 galáxias ligadas pela atração
gravitacional

33 Grupos de Galáxias São sistemas contendo entre 3 e 50 galáxias

34 O Grupo Local : onde está situada a nossa Galáxia
Andrômeda M33 Nossa Galáxia Galáxias Elípticas anãs Galáxias Irregulares anãs < anos-luz >

35 Aglomerados de Galáxias
Aglomerados de galáxias têm dimensões da ordem de de anos-luz < anos-luz >

36 Aglomerados de Galáxias
e alguns chegam a conter mais de 1000 galáxias

37 Superaglomerados de Galáxias

38 A Observação do Universo Distante
Direção livre de poeira A presença de poeira ao longo do disco da nossa Galáxia bloqueia a visão na direção do plano do disco Direção oculta pela poeira Direção oculta pela poeira Nossa Galáxia Sol A observação óptica de galáxias distantes só pode ser feita em direções perpendiculares ao plano do disco da nossa Galáxia Direção livre de poeira

39 As Grandes Estruturas do Universo
As galáxias e suas associações se agrupam em estruturas com formas de filamentos e “paredes”, que circundam grandes regiões vazias de material luminoso  nossa Galáxia aglomerados filamento vazio Parede vista de frente < anos-luz >

40 dimensão característica de 200.000.000 anos-luz e espessura 15.000.000
Parede vista de perfil As grandes paredes de galáxias têm uma dimensão característica de anos-luz e espessura anos-luz  nossa Galáxia Parede vista de perfil

41 Imagem mais profunda do Universo, na faixa de luz visível . Galáxias mais distantes na figura estão a cerca de 10 bilhões de anos-luz

42      A Expansão do Universo
Nossa Galáxia não ocupa um lugar preferencial no Universo A lei de expansão vale para qualquer local do Universo km/s km/s km/s km/s          anos-luz anos-luz anos-luz anos-luz Nossa Galáxia km/s km/s km/s km/s          Uma galáxia qualquer anos-luz anos-luz anos-luz anos-luz

43 Uma representação da expansão

44 Uma representação da expansão

45 Uma representação da expansão

46 Uma representação da expansão

47 Uma representação da expansão

48 Uma representação da expansão

49 Como era o Universo em seus momentos iniciais ?
Pode-se inferir uma resposta rodando o “filme” da expansão ao contrário e usando o conhecimento da Física da matéria

50 Rodando o filme ao contrário ...

51 Rodando o filme ao contrário ...

52 Rodando o filme ao contrário ...

53 Rodando o filme ao contrário ...

54 Rodando o filme ao contrário ...

55 Rodando o filme ao contrário ...

56 Rodando o filme ao contrário ...

57 Rodando o filme ao contrário ...

58 Rodando o filme ao contrário ...

59 Toda a matéria e radiação do Universo contidas num pequeno volume
Rodando o filme ao contrário ... O Universo numa pequeníssima fração de segundo, logo após a seu surgimento Toda a matéria e radiação do Universo contidas num pequeno volume

60 O Conceito da “Grande Explosão”
George Gamow (1948) (Univ. George Washington, EUA): A expansão pode ser descrita como conseqüência de uma “Grande Explosão” (Big Bang) a partir de condições físicas extremas: altíssima densidade altíssima temperatura Nestas condições, toda a matéria está na forma de seus constituintes mais elementares. A matéria, que conhecemos, se forma a medida que o Universo se expande, fica menos denso e mais frio.

61 Evolução do Universo após a “Grande Explosão”
Até 1000 anos (temperatura > 60000K) Radiação domina o Universo: - não deixa elétrons se associarem a núcleos e formar átomos destrói condensações de matéria eventualmente causadas pela gravitação - Universo bastante homogêneo Expansão faz o Universo esfriar e se tornar menos denso Após 1 milhão de anos (temperatura < 3000 K): Matéria domina o Universo: elétrons e núcleos se combinam para produzir os átomos de Hidrogênio e Hélio matéria se agrupa sob efeito da gravitação radiação que permeia o Universo segue esfriando, quase sem interagir com a matéria

62 Uma Confirmação da Teoria da “Grande Explosão”
Com o aperfeiçoamento da teoria da “Grande Explosão”, previa-se que, a radiação que permeia o Universo, com o seu esfriamento, teria atualmente (cerca de 15 bilhões de anos após o início) uma temperatura de cerca de 3 K que deveria ser percebida no espectro eletromagnético na faixa de microondas Arno Penzias e Robert Wilson (Bell Laboratories, EUA) utilizando uma radio-antena, para outras finalidades, detectaram em 1965 um “ruído” constante, proveniente de todas as direções do espaço, na faixa de microondas. Ao medirem a temperatura da radiação como 3 K, perceberam que estavam detectando o remanescente previsto da “Grande Explosão” Penzias Wilson

63 Universo Primordial  Universo Atual
Matéria no Universo atual: distribuição heterogênea, galáxias, aglomerados, vazios Universo inicial: muito próximo da homogeneidade Matéria e radiação fortemente acoplados Radiação no Universo atual: remanescente da Grande Explosão, reflete condições no momento em que matéria e radiação desacoplam - exibe grande homogeneidade, - mostra pequenas irregularidades

64 A Radiação Cósmica em Microondas
Mapa da radiação cósmica em microondas (T=3 K), em todo o céu, mostrando marcas de pequenas variações (T=0,0002 K) na temperatura, já existentes quando o Universo tinha cerca de 1000 anos (desacoplamento matéria-radiação) Como radiação e matéria estavam acopladas até essa época, as mesmas variações na radiação estavam presentes na matéria Regiões de maior temperatura e mais densas Regiões mais frias e menos densas

65 A Formação das Galáxias
Irregularidades na distribuição primordial de matéria e radiação constituem centros de atração gravitacional As galáxias se formam nos locais onde o efeito da gravitação suplanta a força de expansão do Universo e condensa nuvens primordiais de Hidrogênio Agrupamentos de galáxias se formam posteriormente pela atração gravitacional entre as galáxias, também suplantando a força de expansão do Universo

66 A Formação das Galáxias
Na verdade, pequenas irregularidades primordiais estão presentes (como visto na radiação de fundo) Universo inicial muito próximo da homogeneidade Matéria e radiação

67 A Formação das Galáxias
Evolução das irregularidades sob efeito da gravitação Região mais densa Região menos densa

68 A Formação das Galáxias
Evolução das irregularidades sob efeito da gravitação Região mais densa Região menos densa

69 A Formação das Galáxias
Evolução das irregularidades sob efeito da gravitação Região mais densa Região menos densa

70 A Formação das Galáxias
Evolução das irregularidades sob efeito da gravitação Região mais densa Região menos densa

71 A Formação das Galáxias
Evolução das irregularidades sob efeito da gravitação Região mais densa Região menos densa

72 A Formação das Galáxias
Evolução das irregularidades sob efeito da gravitação Região mais densa Região menos densa

73 A Matéria Escura no Universo
Evidências Observacionais Fritz Zwicky (Caltech, EUA), estudando os movimentos caóticos de galáxias em aglomerados mostrou que movimentos observados só podem ser causados por uma quantidade de matéria cerca de 10 vezes maior que a visível na forma de galáxias Fritz Zwicky

74 A Matéria Escura no Universo
Evidências observacionais Vera Rubin (Carnegie Inst., EUA), estudando o movimento de rotação de galáxias espirais (como a nossa) mostra que nas partes externas, movimento só pode ser explicado se existe um halo de material escuro, com cerca de 10 vezes mais massa que a galáxia Vera Rubin

75 A Matéria Escura Os candidatos Poeira
Pode ser detectado: frio  pela radiação devida a uma mudança de estado eletrônico. quente  pela radiação térmica (óptico até raios-X) Gás (Hidrogênio) que não formou estrelas. Pode ser detectada: fria  obscurece material mais distante quente  pela radiação térmica (radio ou microondas) Poeira Medidas indicam que gás e poeira (contidos nas galáxias ou, fora delas), não representam fração significativa Estrelas pouco luminosas ou sem luminosidade, planetas, planetóides, asteróides, etc Conhecimento da nossa vizinhança mostra que, mesmo contabilizando todos os tipos de objetos pouco luminosos ou sem luminosidade, massa total é pequena

76 Problemas Para a Matéria Comum
Métodos analíticos e numéricos mostram que, se o Universo fosse constituído apenas da matéria que conhecemos, as irregularidades observadas na radiação cósmica não seriam suficientes para criar as estruturas que vemos hoje em dia. É necessário que matéria invisível e com propriedades diferentes da matéria que conhecemos, tenha participado da formação das estruturas que vemos hoje em dia. Isso existe ?

77 A Matéria Escura Os melhores candidatos
Algumas partículas elementares previstas pela Física (axions, neutrinos, neutralinos, etc) têm as seguintes propriedades: - Não absorvem, nem emitem radiação (são invisíveis) - Só interagem por gravitação (causam alteração dos movimentos de outros corpos) - Não formam outras partículas mais complexas

78 A Matéria Escura Sua importância para o Universo
Quantidade: Medidas indicam que existe 10 vezes mais matéria escura que a matéria que observamos Suposta natureza: Partículas elementares que só interagem gravitacionalmente Localização: Envolvendo galáxias e suas aglomerações Suposta atuação: Condensações de matéria escura não foram destruídas na Era da Radiação (pois tal matéria não interage com a radiação) e devem ter sido as “sementes” para a formação das galáxias, aglomerados e grandes estruturas no Universo, atraindo para seus centros, a matéria que observamos

79 A Matéria Escura Simulação: Clique abaixo para ver o filme
Simulações numéricas para representar a formação de galáxias e aglomerados, partindo de matéria escura, reproduzem muito bem as estruturas observadas no Universo Simulação: Clique abaixo para ver o filme

80 A Formação de Estruturas no Universo
Evolução das irregularidades de matéria escura sob efeito da gravitação, formando estruturas em grande escala Observado Simulação: Clique abaixo para ver o filme

81 A Gravitação e o Espaço no Universo
Albert Einstein (1916) elabora a Teoria da Relatividade Geral A gravitação (causada pela existência de massa) “deforma” o espaço na sua vizinhança Albert Einstein

82 Uma Constatação da Teoria da Relatividade Geral
Galáxias situadas atrás de aglomerados tem suas imagens deformadas pelo campo gravitacional intenso, causado pela grande quantidade de massa (muitas galáxias) do aglomerado.

83 A Gravitação e o Espaço no Universo
Representação da deformação do espaço pela presença de massa Quanto mais massa estiver concentrada, mais curvado e “fechado” é o espaço em sua volta

84 A Gravitação e o Espaço no Universo
O Universo contendo toda a matéria e a radiação A curvatura do espaço pela presença de matéria O Universo pode ser descrito como se toda sua matéria curvasse e “fechasse” o espaço completamente em sua volta. Todo o espaço a que temos acesso está “fechado” em nossa volta

85 A Gravitação e o Espaço no Universo
Estamos restritos ao volume do Universo como uma formiga colocada dentro de um balão sendo inflado, estaria restrita ao volume deste balão

86 A Gravitação e o Espaço no Universo
Conceito correto sobre a expansão do Universo : Não são as galáxias que estão se expandindo num espaço vazio. É o próprio espaço que está se expandindo como conseqüência de uma “explosão” inicial.

87 Idade do Universo Melhor estimativa de idade para Universo:
Pode ser calculada de 3 maneiras distintas : Pela idade e transformação dos elementos químicos (através do conhecimento da Física Nuclear), lembrando que eles foram formados nos interiores das estrelas: bilhões de anos (adicionar  1bilhão) Pela idade das estrelas mais velhas, através do conhecimento da evolução estelar : bilhões de anos (adicionar  1bilhão) Pela escolha de um modelo para o Universo baseado em dados observacionais: - quantidade total de matéria - taxa de expansão = constante H da lei de Hubble ( D = H×V ) Exemplo: Modelo padrão, expansão desacelerando  12 – 15 bilhões de anos Melhor estimativa de idade para Universo: 12 – 15 bilhões de anos

88 Tamanho do Universo Até onde podemos ver:
distância percorrida pela luz durante a idade do Universo = bilhões de anos-luz Universo total é maior que o Universo visível . A distâncias muito grandes, a expansão (do espaço) se processa numa velocidade maior que a da luz. Quão maior é o Universo total ? Desconhecido: estimativas teóricas dependem do modelos que assumimos para o Universo. Pode ser desde um pouco maior que o limite visível, até infinito

89 A Evolução do Universo A evolução do Universo depende da competição entre: a força da “Grande Explosão”, que causa a expansão a força de atração gravitacional (de toda a sua matéria), que tende a frear a expansão

90 A Evolução do Universo Se a força da “Grande Explosão” for maior que a força gravitacional, a expansão continuará indefinidamente. Neste caso, o evento “criação do Universo” foi único

91 A Evolução do Universo Se a quantidade de matéria existente no Universo for grande o suficiente para causar uma força de atração gravitacional maior que a da “Grande Explosão”, todo o Universo se contrairá, até ser tão denso que produzirá uma nova “explosão”. expansão será freada até parar, Este processo seria repetitivo e o Universo pode ter sempre existido, sem início ou fim.

92 A Evolução do Universo Número de galáxias no Universo  100 bilhões
Densidade de matéria visível é  g/cm3 (0, g/cm3) Densidade necessária para parar a expansão  g/cm3 (0, g/cm3) Resultados observacionais na década de 90 indicam que, mesmo contabilizando a matéria escura, a quantidade total de massa no Universo parece ser bem inferior (30%) à necessária para reverter a expansão. Modelo mais aceito atualmente: Universo em expansão eterna.

93 A Evolução do Universo Resultados observacionais na década de 90 indicavam que expansão do Universo estaria desacelerando. Com o passar do tempo, teríamos acesso ao resto do Universo que ainda não vemos Entretanto, resultados recentes indicam que a expansão pode estar sendo acelerada ! A expansão é impulsionada por uma força cósmica . Neste caso, com o passar do tempo perdemos gradativamente acesso ao Universo mais distante

94 Onde nossa curiosidade
nos levará ?