A bertura do Setor de Astronomia – CDCC

Apresentação em tema: "A bertura do Setor de Astronomia – CDCC"— Transcrição da apresentação:

1 A bertura do Setor de Astronomia – CDCC
Observatório do CDCC USP - São Carlos A bertura do Setor de Astronomia – CDCC

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3 A Evolução da Cosmologia
Por Leonardo Pratavieira Déo

4 Cosmologia é a ciência que trata da estrutura e
evolução do Universo como um todo. Expõe a maneira como se formou o universo, o que ocorreu no passado e o que poderá ocorrer no futuro.

5 Abordagens da Cosmologia
Antiguidade Idéias de Universo Séc. XX descobertas cosmológicas Teoria do Big-Bang

6 Tales Aristóteles Copérnico Newton Kant Galileu Herschel Slipher Einstein Lemaître Friedmann Hubble Gamow Alpher Herman Penzias Wilson

7 Abordagens da Cosmologia
Mitológica Superstição Religião Filosofia Fé Científica Matemática Física Química Pesquisas Fé (!?) No passado a Cosmologia estava muito ligada à mitologia, ou à religião. Era natural que para explicar a nossa própria origem ou o nosso próprio futuro precisássemos recorrer à divindades. Hoje a Cosmologia se apóia firmemente em resultados científicos, vindos das mais diversas áreas da ciência, como a Física, a Química e a Matemática. Naturalmente que num terreno tão difícil do conhecimento nossas convicções filosóficas desempenham papel importante e muitas vezes se fundem com nossas interpretações científicas dos fatos.

8 Mundo na Antigüidade Estrelas (6000) Lua Marte Mercúrio Júpiter Vênus
Saturno A primeira noção de Cosmologia surgiu ao se olhar para o céu e se deparar com o movimento dos astros. Notou-se que alguns, os planetas e a Lua, não se moviam como outros, as estrelas. O Sol, por sua exuberância ou por gerar temor, passou a ser um astro dominador, um rei, ou um deus. Aqueles astros, planetas, que de alguma forma seguiam o Sol também foram associados à divindades. S l

9 A Terra é um disco chato num Universo infinito de água
Tales ( Grego, séc. VI aC. ) Terra Como já dissemos anteriormente, a astronomia grega se distinguia das demais por procurar por explicações racionais para o que era observado no Universo. Um dos primeiros modelos para o Universo foi o de Tales, sec. VI a.c., que dizia que a Terra era chata imersa num Universo constituido de água. Idéia bastante razoável para alguem que está numa praia e não tem idéia se existe algo mais além do mar. A Terra é um disco chato num Universo infinito de água

10 Sistema Geocêntrico ( Aristóteles, grego, séc. IV a .C. )
Mer Vên Lua Sol Ter Mar No século IV a.c. Aristóteles concebia um Universo cuja forma predominaria no pensamento humano por séculos: a Terra é redonda e está no centro do Universo; os planetas, a Lua e a esfera celeste giram em torno da Terra. Os quatro elementos ar, terra, fogo e água combinados constituiriam todo o Universo. Este é o chamado modelo de Universo Geocêntrico. Júp Sat Esfera das estrelas fixas

11 Sistema Heliocêntrico ( Copérnico, séc. XVI )
Vên Mer Ter Lua Mar Sol A nossa concepção sobre o Universo passou por uma revolução com as idéias de Copérnico, sec. XVI, colocando a Terra, os demais planetas e mesmo as estrelas, a girar em torno do centro do Universo, o Sol. Esse é o modelo heliocêntrico. Júp Sat Esfera das estrelas fixas

12 Observações a olho nu e com telescópios
Galileu Era pós-telescópio Foi fundamental para a aceitação do modelo heliocêntrico as observações feitas com luneta nos anos que se seguiram à criação desse modelo. Galileu foi o primeiro a utilizar esse instrumento de forma sistemática (ele não inventou o telescópio e nem foi o primeiro a utilizá-lo em astronomia). Ele observou as luas de Júpiter, as crateras na Lua, as manchas solares, e talvez sua observação mais importante, as fases do planeta Vênus, indicando que Vênus de fato gira em torno do Sol. Era pré-telescópio 1609

13 Isaac Newton Em 1671 Isaac Newton apresentou um novo instrumento de observação que no lugar da lente da luneta usava um espelho: é o que chamamos de telescópio (as vezes a palavra telescópio também é usada para se referir a uma luneta). A qualidade era muito superior a do instrumento de Galileu, em particular não apresentava aberração cromática típica das lentes (separação da luz branca em colorida). O telescópio de Newton gerava imagens nove vezes maior do que um refrator quatro vezes mais longo. Os espelhos esféricos construídos naquela época produziam imagens imperfeitas, com aberração esférica. No início esse instrumento não despertou muita atenção, mas com o tempo os astrônomos perceberam seu potencial e até hoje ele é imprescindível.

14 Aberrações cromática e esférica
A luz branca na verdade é uma mistura de diferentes tipos de raios que são refratados em ângulos ligeiramente diferentes, e que cada tipo de raio diferente produz uma cor espectral diferente, gerando assim a aberração cromática. Na aberração esférica os raios de luz não convergem para o mesmo ponto. Os raios luminosos são refratados mais intensamente quanto mais distantes do centro óptico do sistema,ou seja, um raio luminoso que atravessa o centro de uma lente não é refratado, independentemente do poder refrativo desta lente, enquanto os raios mais distantes do seu centro são progressivamente mais refratados.

15 Hoje sabemos que o Universo é muito maior que o Sistema Solar
Hoje sabemos que o Universo é muito maior que o Sistema Solar. Sabemos também que existem bilhões de galáxias, por evidencias como esta foto tirada pelo Telescópio Espacial Hubble (colocado em órbita em 1990), e que a Via Láctea é insignificante comparada com o tamanho do universo.

16 Através de observações com potentes telescópios e muitos cálculos, foi possível mapear a nossa Galáxia, e chegar a conclusão de que é uma galáxia de formato espiral com o diâmetro de aproximadamente 100 mil anos-luz, e o Sol é apenas uma entre 200 bilhões de estrelas nela existentes.

17 O sistema solar é constituído pelo Sol e pelo conjunto dos corpos celestes que se encontram no seu campo gravitacional , e que compreende os planetas, e uma série de outros objetos de menor dimensão entre os quais se contam os planetas anões e os corpos menores do Sistema Solar (asteróides, transnetunianos e cometas). Antes de se ter a noção da dimensão do Universo, acreditava-se que este limitava-se somente ao Sistema Solar com uma “casca de estrelas” que também orbitava o Sol.

18 baseado apenas na filosofia.
Immanuel Kant baseado apenas na filosofia. Universo → uma ordem similar ao Sistema Solar em escala maior envolvendo muito mais objetos. estrelas nebulosas → outros Universos → Universos ilha. A maior contribuição de Kant foi a introdução, no seu modelo do Universo, das pequenas manchas luminosas elípticas que na sua época eram chamadas de "estrelas nebulosas". Ele raciocinou que, se a Via Láctea tinha a forma de um disco de estrelas, não seria viável existirem também outros agregado planos de estrelas espalhados por todo o espaço? Kant também argumentou que se estes agregados, tendo em vista os seus tamanhos, estavam tão distantes da Via Láctea, do mesmo modo como as estrelas individuais estão umas das outras, então eles deveriam aparecer para nós como pequenas manchas luminosas, manchas estas que teriam a forma mais ou menos elíptica dependendo de quanto elas estavam inclinadas em relação à nossa linha de visada. Kant estava convencido da existência de "outros Universos" além da nossa Via Láctea e foi ele quem propôs pela primeira vez, mas baseado apenas em filosofia, que o Universo era formado por vários "Universos ilha“ repletos de estrelas, semelhantes à Via Láctea, a bela faixa de estrelas que vemos atravessada no céu em uma noite escura e que, insistimos, é apenas o plano da nossa Galáxia e não ela toda.

19 Outro Universo Outro Universo Nosso Universo Outro Universo
Esquema de Universos-Ilha proposto por Immanuel Kant, onde além de nosso Universo Estelar poderiam existir outros universos Estelares parecidos com o nosso. Outro Universo

20 final do século XVIII - William Herschel
Na parte final do século XVIII o astrônomo William Herschel construiu um enorme telescópio refletor. Este telescópio permaneceu insuperado por décadas e era capaz de registrar objetos situados a distâncias muito além do alcance dos telescópios existentes naquela época. Com seu novo equipamento William Herschel iniciou o primeiro levantamento sobre a forma e o tamanho do Universo. Usando métodos sistemáticos ao invés de suposições, Herschel atacou o problema realizando contagens de estrelas em 683 regiões do céu. Herschel raciocinou corretamente que deveria registrar um número maior de estrelas nas contagens feitas na direção do centro da nossa Galáxia e um número menor nas contagens feitas na direção de sua borda. No entanto, Herschel encontrou aproximadamente o mesmo valor de densidade estelar (número de estrelas por área) em todas as direções examinadas. Dai ele concluiu que o Sistema Solar deveria estar situado no centro da Galáxia (na época de Herschel os astrônomos ainda não sabiam que o espaço interestelar contém poeira e gás capazes de bloquear a luz emitida por estrelas). A partir dessas contagens Herschel chegou a uma forma grosseira do Universo que confirmava a especulação feita anteriormente por Kant, de que o Universo tinha uma forma alongada. Herschel também se interessou pelas "estrelas nebulosas" mencionadas por Kant e, ao longo de seus levantamentos do céu, descobriu muitas outras. Ao iniciar suas observações nos primeiros anos da década de 1780, os astrônomos conheciam cerca de 100 "objetos nebulosos" no céu do hemisfério norte que haviam sido catalogados pelo astrônomo francês Charles Messier. Em 1786 Herschel publicou um catálogo com cerca de 1000 objetos nebulosos. Três anos mais tarde ele acrescentou mais mil objetos à sua lista e em 1802 publicou uma terceira e última lista de mais 500 objetos nebulosos. Em 1811 Herschel publicou na conceituada revista inglesa Philosophical Transactions of the Royal Society vários desenhos em que mostrava a rica variedade de objetos nebulosos que ele havia registrado.

21 Andrômeda se aproximando de nós Outras galáxias se afastando de nós
Vesto Melvin Slipher Espectroscopia Andrômeda se aproximando de nós Outras galáxias se afastando de nós Em 1912 uma importante descoberta foi feita pelo astrônomo norte-americano Vesto Melvin Slipher. Ele conseguiu obter o espectro da "nebulosa espiral" Andromeda e ficou evidente os deslocamentos Doppler de suas linhas espectrais (em um dos itens desse módulo explicaremos com mais detalhes o que é o deslocamento Doppler). Este resultado assombroso mostrava que a "nebulosa" Andromeda estava se aproximando do Sol a uma velocidade de 300 quilômetros por segundo, a maior velocidade registrada em astronomia até aquela data. Em 1914 Slipher publicou um artigo no qual mostrava deslocamentos Doppler de 14 "nebulosas espirais". Este resultado modificava muita coisa. Uma vez que as chamadas "nebulosas espirais" tinham velocidades radiais tão extraordinariamente grandes muito astrônomos se convenceram que elas não podiam estar dentro da nossa Galáxia. Apesar disso, a descoberta de Slipher não provava que a "teoria dos Universos-Ilha" era correta uma vez que ela não permitia a determinação de distâncias.

22 Galáxias muito mais vermelhas do que deveriam ser!
Por quê?

23 Propagação de ondas fApa. = fEmis. fApa. = fEmis. Emissor em repouso
Efeito Dopler-Fizeau: Suponha que uma fonte sonora esteja emitindo um som com certa freqüência. Observadores em repouso com relação à fonte ouvirão exatamente a mesma freqüência. Emissor em repouso

24 Efeito Doppler fA < fE fA > fE Som mais grave Som mais agudo
1 2 Som mais grave Som mais agudo 3 1 3 fA < fE fA > fE 2 4 Se a fonte se aproximar do ouvinte o som será mais agudo, ou seja, houve um deslocamento para freqüências maiores; para aqueles em que a fonte se afasta o som será mais grave, ou seja, um deslocamento para freqüências menores. Parados num acostamento de estrada observamos facilmente esse efeito no ronco dos carros que passam por nós: quando se aproximam o ronco é agudo e quando se afastam o ronco é grave. Esse efeito é característico de uma onda, seja ela sonora ou luminosa, de forma que acontece também com a luz. Assim, se a fonte luminosa e o observador se aproximam a freqüência da luz é deslocada para o azul (luz de mais alta freqüência) enquanto se o observador e a fonte se afastam a luz se desloca para o vermelho (luz de menor freqüência). Desloc. Luz mais avermelhada Luz mais azulada

25 Efeito Doppler “Red-Shift” Prisma Espectro do astro observado Espectro
Então, como observamos que para a grande maiorias das galáxias o deslocamento do espectro é na direção da luz vermelha, concluímos que elas estão se afastando de nós. Como esse deslocamento em freqüência é proporcional à velocidade relativa da fonte e do observador, sua medida através do espectro releva a velocidade da galáxia em relação a nós. “Red-Shift” Espectro de astro em repouso

26 Andrômeda → deslocamento para o azul → aproximando do Sol → 300 km/s
Conclusões de Slipher Andrômeda → deslocamento para o azul → aproximando do Sol → 300 km/s 41 galáxias → deslocamento espectral para o vermelho → se afastando de nós mais fraca a galáxia → mais distante → maior era o deslocamento para o vermelho de seu espectro Slipher descobriu que as linhas espectrais das estrelas na galáxia de Andrômeda mostravam um enorme deslocamento para o azul, indicando que esta galáxia está se aproximando do Sol, a uma velocidade de 300 km/s. Iniciou também um trabalho sistemático que levou duas décadas, demonstrando que das 41 galáxias que ele estudou, a maioria apresentava deslocamento espectral para o vermelho, indicando que as galáxias estavam se afastando de nós. Descobriu que quanto mais fraca a galáxia e, portanto mais distante, maior era o deslocamento para o vermelho de seu espectro (redshifht).

27 1916– Teoria da Relatividade Geral
Difere da teoria da gravitação de Newton em poucas partes em um milhão na Terra, em grandes dimensões e grandes massas, como o Universo, ela resulta bastante diferente Gravitação é a ação das massas nas propriedades do espaço e do tempo Universo estático constante cosmológica Em 1905 Albert Einstein ( ) havia proposto a teoria da relatividade especial. Esta teoria propunha que a velocidade da luz no vácuo é constante, independente da velocidade da fonte, que a massa depende da velocidade, que há dilatação do tempo durante movimento em alta velocidade, que massa e energia são equivalentes e que nenhuma informação ou matéria pode se mover mais rápido do que a luz. A teoria é especial somente porque estava restrita ao caso em que os campos gravitacionais fossem pequenos, ou desprezíveis. Embora a teoria de relatividade geral, proposta por Einstein em 1916, só difira da teoria da gravitação de Isaac Newton ( ) em poucas partes em um milhão na Terra, em grandes dimensões e grandes massas, como o Universo, ela resulta bastante diferente. A teoria da relatividade geral é universal no sentido de ser válida mesmo nos casos em que os campos gravitacionais não são negligíveis. Trata-se na verdade da teoria da gravidade, descrevendo a gravitação como a ação das massas nas propriedades do espaço e do tempo, que afetam o movimento dos corpos e outras propriedades físicas. Enquanto na teoria de Newton o espaço é rígido, descrito pela geometria Euclidiana [Euclides de Alexandria (c a.C.)], na relatividade geral o espaço-tempo é distorcido pela presença da matéria que ele contém. Um ano depois de propor a relatividade geral, em 1917, Einstein publicou seu artigo histórico sobre cosmologia, Considerações Cosmológicas sobre a Teoria da Relatividade, construindo um modelo esférico do Universo. Como as equações da Relatividade Geral não levavam diretamente a um Universo estático de raio finito, mesma dificuldade encontrada com a teoria de Newton, Einstein modificou suas equações, introduzindo a famosa constante cosmológica, para obter um Universo estático, já que ele não tinha nenhuma razão para supor que o Universo estivesse se expandindo ou contraindo. A constante cosmológica age como uma força repulsiva que previne o colapso do Universo pela atração gravitacional. O holandês Willem de Sitter ( ) demonstrou em 1917 que a constante cosmológica permite um Universo em expansão mesmo se ele não contivesse qualquer matéria e, portanto, ela é também chamada de energia do vácuo. As observações mostram que o Universo é homogêneo em escalas de 10 a 100 milhões de anos luz e maiores. Para escalas menores, podemos ver estrelas, galáxias e aglomerados de galáxias, mas em larga escala os elementos de volume são homogêneos. A hipótese que o Universo seja homogêneo e isotrópico é chamada de Princípio Cosmológico.

28 Possibilidade do universo em expansão.
Alexander Friedmann Descobriu toda uma família de soluções das equações da teoria da relatividade geral. Possibilidade do universo em expansão. Em 1922 Friedmann publicou um artigo onde considerou espaços com curvatura constante e positiva, Friedmann obteve pela primeira vez soluções expansionistas (com e sem constante cosmológica) das equações de Einstein. Friedmann descobriu toda uma família de soluções das equações da teoria da relatividade geral, descrendo um Universo em expansão. As soluções possíveis das equações da relatividade geral incluem expansão eterna ou recolapso.

29 Edwin Powell Hubble Em 1923, Edwin Powell Hubble, usando o recém instalado telescópio conseguiu identificar as estrelas individuais na galáxia de Andrômeda e, medindo sua distância, demonstrou conclusivamente que nossa galáxia não é a única no Universo. Em 1929 Hubble, observando o deslocamento para o vermelho nas linhas espectrais das galáxias, e medindo suas distâncias, descobre que as galáxias estavam se afastando com velocidades proporcionais à sua distância, isto é, quanto mais distante a galáxia, maior sua velocidade de afastamento. Isso constituiu a primeira evidência para a expansão do Universo, já predita por Alexander Friedmann.

30 nossa galáxia não é a única no Universo.
Conclusões de Hubble nossa galáxia não é a única no Universo. quanto mais distante a galáxia, maior sua velocidade de afastamento. primeira evidência para a expansão do Universo. Hubble determinou distâncias de algumas nebulosas espirais e constatou que essas nebulosas estavam muito distantes e que quanto maior a distância, maior era a velocidade de afastamento. A velocidade de afastamento  = H × distância, onde H é um número hoje conhecido como constante de Hubble. Essa relação é chamada de Lei de Hubble. Utilizando a Lei de Hubble, e assumindo que a constante cosmológica é nula, ou seja, que a energia do vácuo (repulsão) é nula, a atração gravitacional deve diminuir a expansão, o que implica que no passado a expansão era mais rápida. A idade do Universo pode ser calculada, no limite superior, assumindo que a quantidade de matéria é pequena e que, portanto, não reduziu a velocidade de expansão significativamente. Podemos então estimar a idade máxima do Universo, calculando o tempo que as galáxias distantes, movendo-se à mesma velocidade de hoje, levaram para chegar aonde estão. Levando-se em conta a desaceleração causada pela atração gravitacional, a idade do universo está entre 9 e 15 bilhões de anos. Por outro lado, calculando-se a idade das estrelas mais velhas conhecidas, as estrelas dos cúmulos globulares e as anãs brancas, obtém-se entre 12 e 15 bilhões de anos, ainda consistente com esta idade. Mas se a constante cosmológica não for nula, o Universo está acelerando e sua idade é maior do que H-1.

31 1927 - padre e cosmólogo Georges Lemaître
primeiro a propor um modelo específico para o Big Bang. átomo primordial. A teoria do Big Bang leva em conta que se as galáxias estão se afastando umas das outras, como observado por Edwin Hubble em 1929, então no passado elas deveriam estar cada vez mais próximas, e num passado remoto, cerca de 13,7 bilhões de anos atrás, deveriam estar todas num mesmo ponto, muito quente, uma singularidade espaço-tempo, que se expandiu no Big Bang. O Big Bang, ou Grande Explosão, criou não somente a matéria e a radiação, mas também o próprio espaço e o tempo. Este é o início do Universo que podemos conhecer. O padre e cosmólogo belga Georges-Henri Édouard Lemaître ( ) foi provavelmente o primeiro a propor um modelo específico para o Big Bang, em Ele imaginou que toda a matéria estivesse concentrada no que ele chamou de átomo primordial e que este átomo se partiu em incontáveis pedaços, cada um se fragmentando cada vez mais, até formar os átomos presentes no Universo, numa enorme fissão nuclear. Sabemos que este modelo não pode ser correto, pois não obedece às leis da relatividade e estrutura da matéria (quântica), mas ele inspirou os modelos modernos.

32 “Big-bang” Universo em expansão Átomo primordial Big-bang
Em cosmologia, o Big Bang é a teoria científica que o universo emergiu de um estado extremamente denso e quente (átomo primordial) há cerca de 13,7 bilhões de anos. A teoria baseia-se em diversas observações que indicam que o universo está em expansão de acordo com um modelo Friedmann-Robertson-Walker baseado na teoria da Relatividade Geral, dentre as quais a mais tradicional e importante é relação entre os redshifts e distâncias de objetos longínquos, conhecida como Lei de Hubble, e na aplicação do princípio cosmológico.

33 Previram que a radiação de fundo do Universo seria de 5 K
George Gamow Ralph Asher Alpher e Robert Herman Em 1940, George Antonovich Gamow, que fora estudante de Friedmann, sugeriu um modelo de fusão nuclear, ou seja, partículas fundamentais que se aglomeraram em elementos mais pesados, por fusão no Big Bang. (Suas idéias estão corretas, exceto que as condições iniciais do Universo não eram apropriadas para fundir o carbono e elementos mais pesados, formando somente H e He em abundância significativa. Os elementos mais pesados foram produzidos mais tarde no interior das estrelas.). Em 1948, juntamente com Ralph Alpher e Robert Herman, esses resultados foram publicados e concluiu-se que a existia uma radiação do fundo do universo, que por sua vez é o sinal eletromagnético proveniente das regiões mais distantes do Universo (a 13,7 bilhões de anos-luz). Essa radiação consite na radiação remanescente do estado quente que o Universo se encontrava quando se formou (na verdade quando ele ficou transparente, 380 mil anos depois do Big Bang). A previsão dessa radiação do fundo do Universo foi de 5 K. Previram que a radiação de fundo do Universo seria de 5 K

34 1964 - Arno A. Penzias e Robert W. Wilson
Em 1964, a descoberta acidental da radiação de microondas do fundo do universo, uma radiação que vinha de todas as direções, pelos rádio-astrônomos Arno Allan Penzias e Robert Woodrow Wilson, dos Bell Laboratories, com sua antena corneta de Holmdel, que transmitiria mensagens entre a Terra e satélites de comunicação, reforçou a teoria do Big Bang, ou a Grande Explosão. Penzias e Wilson, que receberam o prêmio Nobel em 1978, publicaram seus resultados do excesso de emissão observado no Astrophysical Journal em 1965, e no mesmo volume Robert Henry Dicke ( ), Philip James Edward Peebles (1935-), Peter G. Roll, e David T. Wilkinson ( ), que estavam construindo uma antena para procurar por esta emissão, publicaram a interpretação do excesso como a detecção da radiação remanescente do Big Bang. A radiação do fundo do universo é o sinal eletromagnético proveniente das regiões mais distantes do Universo (a 13,7 bilhões de anos-luz) e que havia sido predita desde 1948 por Ralph Asher Alpher (1921-) e Robert Herman ( ), associados de George Gamow ( ), como a radiação remanescente do estado quente que o Universo se encontrava quando se formou (na verdade quando ele ficou transparente, 380 mil anos depois do Big Bang).

35 A RCFM (Radiação Cosmológica de Fundo em Microondas) é uma forte evidência de que o Universo, em uma época qualquer no passado, era muito mais denso e quente do que é hoje. A RCFM, formada cerca de 380 mil anos após a criação, foi-se resfriando por causa da expansão e hoje a temperatura medida é de 2,726 graus K. Essa temperatura corresponde à faixa de microondas no espectro eletromagnético e vem de todas as regiões do céu. A potência dessa emissão é distribuída num grande intervalo de freqüências, ao invés de estar concentrada numa única freqüência, como acontece com um transmissor de rádio normal. O espectro da RCFM pode ser entendido como um conjunto de medidas da intensidade da RCFM em diferentes freqüências. O melhor resultado até a presente data foi obtido pelo satélite COBE. A RCFM deve ter um espectro bem peculiar, conhecido entre os físicos como espectro de corpo negro, cuja forma bem definida depende somente da temperatura do corpo emissor. Essa é a primeira característica marcante da RCFM: possuir um espectro de corpo negro a temperatura de 2,726 K. O pico dessa curva fica na faixa de microondas; o espectro de corpo negro do Sol, cuja temperatura é de 6000 K, possui o pico numa freqüência correspondente à luz visível. A explicação mais simples para a forma de corpo negro do espectro da RCFM é que o Universo todo se encontrava a uma mesma temperatura durante os primeiros instantes de sua história. A segunda característica importante da RCFM é a existência de pequenas variações, em cada ponto do céu, na temperatura de 2,726 K. Essas variações são também chamadas de anisotropias. Apesar de pequenas, acredita-se que elas estão relacionadas às sementes das estruturas complexas que vemos no céu atualmente. Para os cientistas seria muito difícil explicar como o universo passou do “plasma primordial” para o estado extremamente complexo que vemos no céu, caso não se detectasse as anisotropias, ou seja, se a distribuição da RCFM fosse exatamente 2,726 K em todo o céu. Em 1992, o satélite COBE, lançado pela NASA com o propósito de estudar as características da RCFM detectou, de maneira conclusiva, que a distribuição de temperatura da RCFM apresenta anisotropias da ordem de Após o resultado do COBE, diversos experimentos vêm confirmando a existência de flutuações na RCFM. Em 2003, um outro satélite da NASA o WMAP publicou resultados que mostravam, em detalhes, exatamente o mesmo tipo de estrutura medida em 1992. Manchas azuis (mais frias), verdes (no mapa superior correspondem à T=2,726 K e nos mapas central e inferior, a T = 0 K) e vermelhas (mais quentes) correspondem às flutuações de temperatura no Universo Jovem.

36 Final da Apresentação

37 Bibliografica Livros Introdução a Astronomia e Astrofísica – INPE
Introdução a Astronomia e Astrofísica – INPE O que é Cosmologia? – Mário Novello Dicionário Enciclopédico de Astronomia e Astroáutica – Ronaldo Rogério de Freitas Mourão Sites autores Prof. Dr. Roberto Boczko (IAG-USP) Prof. Valter Luiíz Líbero (IFSC e Setor de Astronomia do CDCC) Jorge Hönel (Setor de Astronomia do CDCC)

38 autores Prof. Kepler de Souza Oliveira Filho e Profa Maria de Fátima Oliveira Saraiva Artigo 100 anos de cosmologia e desafios para o século xxi. I. Waga, RBEF, março de 2005