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Uma História do Universo
A Gênese e Desenvovimento da Cosmologia Moderna
por
Marcelo Byrro Ribeiro(Instituto de Física – UFRJ)
Uma História do Universo
A Gênese e Desenvovimento da Cosmologia Moderna
por
Marcelo Byrro Ribeiro
Formato do Curso A gênese do Big Bang primórdios O nascimento da
cosmologia científica A astronomia validando o
Big Bang A descoberta da expansão
do Universo Os trabalhos de Edwin
Hubble A descoberta da radiação
cósmica de fundo Resultados e observações
recentes
Sumário do modelo do Big bang
Estruturas cósmicas: galáxias, aglomerados de galáxias e vazios cósmicos
O telescópio espacial Hubble
Supernovas: explosões estelares
A aceleração da expansão A constante cosmológica Matéria escura e energia do
vácuo O futuro da cosmologia
Por que estudamos a história e evolução do Universo?
Em qualquer cultura, em qualquer época, sempre foram feitas as seguintes perguntas:
1) De onde viemos?
2) Para onde vamos?
3) Qual a origem de tudos que nos cerca?
A pergunta sobre a origem de tudo nos leva a outras duas perguntas:
4) De onde veio esse “todo”?
5) Para onde vai esse todo que nos cerca?
Essas perguntas são tão fundamentais que todas as culturas humanas, em qualquer época, procuraram, e ainda procuram, responde-las
Mas, o que é o “todo”?
É a tentativa de responder essa pergunta que gera uma COSMOLOGIA !
O Universo é o todo
A idéia de “universo” de qualquer cosmologia é o todo, a totalidade de tudo que nos cerca
Mas, então, outra pergunta se coloca:
O que compõe esse todo?
• A resposta a essa pergunta depende da cultura, da época e da tecnologia disponível
Cada cultura tem a sua própria resposta
Para os índios o universo é feito dos animais e das matas
Para os egípcios ele em parte era um lugar árido
E, para nós...
Vivemos em uma sociedade baseada na ciência e tecnologia
Portanto...
Nossa cosmologia será necessariamente baseada na ciência e tecnologia
O que nos leva à questão:
Qual será essa cosmologia tecnológica e científica?
Essa é a história que pretendo contar
Descrever a visão científica moderna da cosmologia, a qual está totalmente interligada aos avanços tecnológicos principalmente na astronomia
A física e a matemática por trás dessas idéias é bastante complexa
Mas as idéias e os resultados não são
Uma história sobre o Universo
Essa é a história que pretendo contar Onde as idéias e resultados são
completamente acessíveis para um leigo bem informado
Essa é, portanto, uma história sobre o Universo
E é dessa história que se trata a cosmologia moderna
Primordios
O mapeamento da Terra: geometria
O começo de nossa história Toda história tem um início escolhido pelo
contador da história Vamos então começar no século XVIII, na
Alemanha, Hungria e Rússia E os personagens são alguns dos grandes
matemáticos da época:GaussBolyai
LobatchevskiRiemann
Geometria
Essa era a preocupação deles Mas, o que é exatamente a geometria?
É uma maneira de pensarmos sobre as propriedades do espaço físico e
sobre as figuras nesse espaço físico
Euclides
Até cerca do ano 1800 a única maneira de pensar em geometria era baseada nos gregos antigos
Essa geometria era a escrita por Euclides, nos seus “Elementos”
“Os Elementos” de Euclides
“Os Elementos” é sem dúvida uma compilação do conhecimento geométrico que foi o centro do conhecimento em matemática por 2.000 anos
Segundo historiadores, provavelmente nenhum resultado é realmente dele, mas a organização do material e a exposição foram feitas por ele
A “geometria de Euclides” se baseava em um grupo de afirmações auto-evidentes, chamados axiomas, os quais eram advindos da experiência
O triângulo euclidiano
A soma dos ângulos internos de um triângulo é 180°
Entra em cena Carl Friedrich Gauss (1777-1855)
Um menino prodígio em matemática, que demonstrou seu primeiro teorema aos 7 anos de idade
Trabalhou por muitos anos no Observatório de Göttingen e concluiu que a natureza do espaço pode ser não-euclidiana
Gauss, o “príncipe da matemática”
O triângulo de Gauss
A soma dos ângulos internos é maior do que 180°, porque
o
o
b
a
90
90 a bequador
c
polo norte
ocba 180 que domaior
O triângulo e círculo de Gausslongitudes formam triângulos
latitudes formam círculos
As tres montanhas de Gauss
Gauss decide então realizar um experimento em 1827 para tentar determinar a verdadeira geometria do nosso espaço
Com pessoas usando lanternas no topo de tres montanhas alemãs de Hohenhagen, Brocken e Inselsberg, ele tenta medir a soma dos ângulos formados pelo triângulo
As tres montanhas de Gauss (2)
a
b
c
Hohenhagen
Brocken
Inselsberg
197 km
69 km
85 km
Os resultados do experimento de Gauss
Soma dos ângulos = 180° 0’ 14,85’’ Mas, o erro era MUITO maior que o
excesso ! Gauss percebe que precisava de um
triângulo muito maior, de escala possivelmente astronômica
O medo de publicar
Temendo o ridículo, Gauss jamais publica em vida nenhum de seus resultados sobre geometrias não-
euclidianas
Entra em cena um novo ator
Nikolai Ivanovich Lobatchevsky (1793-1856)
Matemático russo da Universidade de Kazan
Obteve conclusões semelhantes a Gauss
E também um segundo ator
John Bolyai (1802-1860) Oficial do exército
húngaro e matemático nas horas vagas (filho de um matemático)
Obteve conclusões semelhantes a Gauss e Lobatchevsky
Os trabalhos dos 3 foram independentes
A coragem de publicar
Ao contrário de Gauss, Bolyai e Lobatchevsky mostram mais coragem e publicam seus resultados
Mas, chegam a um resultado diferente do de Gauss
O triângulo hiperbólico
Nesse triâmgulo, diferente do de
Gauss, a soma dos ângulos internos é menor do que 180°
Mas, então, qual é a natureza geométrica do espaço?
Euclidiano? Esférico?Hiperbólico?
Entra em cena Georg Bernhard Riemann (1826-1866)
Aluno de Gauss Em 1854 ele
apresenta em Göttingen, na presença de Gauss, uma aula-tese absolutamente genial
O trabalho de Riemann de 1854
Título:
“Sobre as Hipóteses Presentes nos Fundamentos da Geometria
As hipóteses de Riemann
O espaço é conhecido apenas em uma pequena parte
O espaço é caracterizado por sua CURVATURA
A curvatura dos 3 triângulos
Curvatura zero Curvatura positiva Curvatura negativa
Curvatura e distâncias podem ser medidas
Riemann apresenta um método para calcular as distâncias e a curvatura, baseados em resultados prévios de Gauss
Teorema de Pitágoras:
a
bc
a + b = c2 22
Versão de Riemann
Y
X
distancia D
D = X + Y
^
2 2 2
Em 3 dimensões
E ainda...
Então, de acordo com Riemann...
1) X e Y podem ser medidos
2) D é a distância entre dois pontos nas posições X e Y
3) A curvatura está contida no valor medido de D: a curvatura é intrínseca
Com essas hipóteses Riemann cria o que passou a ser conhecido como...
Geometria Riemanniana
Baseada fortemente na teoria de Gauss sobre superfíficies
Reune as idéias anteriores de Gauss, Lobatchevsky, Bolyai e Euclides
Riemann foi absolutamente genial!
As idéias principais de Riemann foram vitais para Albert Einstein e toda a
cosmologia do século XX1) O espaço pode ser determinado pela
medida da distância D entre dois pontos próximos
2) A curvatura determina o tipo de espaço, que é medido por meio de D
A curvatura é medida localmente
Então, em princípio podemos determinar a natureza do espaço
Ao final de seu trabalho de 1854, Riemann foi profético
“A astronomia vai decidir qual a geometria se ajusta ao espaço”
Qual será o espaço que contém as estrelas?
As teorias da relatividade de Albert Einstein: especial (1905) e geral
(1916)
A importância das teorias de Einstein na cosmologia moderna
Albert Einstein (1879-1955), um dos maiores físicos do século XX, preparou o terreno para a cosmologia moderna ao criar as suas teorias da relatividade
Inicialmente ele não se interessava por geometria, mas, gradativamente, aceitou a importância da visão geométrica do espaço
E foram os trabalhos de Einstein que trouxeram à luz a abordagem de Riemann, que, até o início do século XX, era considerada uma área obscura da geometria
Contribuições de Einstein
Einstein não chegou a Riemann sozinho: outros fizeram contribuições valiosas
Mas, foi ele que, apenas um ano após a publicação de sua teoria generalizada da relatividade, efetivamente estabeleceu o problema cosmológico nos moldes que nós seguimos até hoje
Cosmologia científica antes de Einstein (pré-relatividade)
Algumas físicos já pensavam sobre o problema cosmológico no século XIX, mas seguiam hipóteses que esbarravam em problemas sérios:
1) O espaço era assumido estático: não haveria mudanças na distribuição da estrelas com o passar do tempo
2) O espaço teria uma geometria Euclidiana: seria infinito e ilimitado
Mas,...
Se o espaço é infinito e ilimitado e preenchido por um número igualmente infinito de estrelas, então essas estrelas deveriam deixar o céu permanentemente iluminado
Como isso não é observado (o céu é escuro à noite), essa contradição ficou conhecida como
O Paradoxo de Olbers
O Paradoxo de Olbers: por que o céu é escuro à noite?
Ele já era discutido em 1610, na época de Kepler, o grande antecessor de Newton sobre o movimento dos planetas
Foi rediscutido no século XVIII por Halley (quem descobriu o cometa que leva seu nome) e Jean Philippe Leys de Cheseaux em 1744
Mas foi Heinrich Wilhelm Mathäus Olbers que em 1826 rediscutiu o assunto e teve seu nome associado a esse problema
Monumento a Olbers em Bremen
Possíveis explicações para o paradoxo
Muita poeira: radiação a esquentaria
Estrelas são finitas: mas, mesmo assim, há estrelas suficientes para fazer todo o céu brilhar
Distribuição não uniforme das estrelas (uma na frente das outras): talvez, mas algumas partes seriam escluras e outras claras
As explicações anteriores não convencem, exceto...
O universo é muito jovem O universo está em expansãoIsso implicaria que:1) nunca observaríamos todas as estrelas
ao mesmo tempo2) O universo teria uma história
Essas conclusões serão tremendamente importantes para toda a cosmologia
moderna
Einstein 1905: relatividade especial
Conceitos de tempo e espaço dependem de como e onde eles são medidos
À medida em que nos aproximamos da velocidade da luz, o tempo se dilata e os comprimentos se contraem
Duas pessoas: uma parada e outra em movimento
Se a velocidade da que está em movimento aproxima-se à da luz, então há a contração dos comprimentos, para aquele que está parado
Da mesma forma, para aquele que está parado ocorre uma dilatação do tempo medido
Visualmente: contração dos comprimentos
Visualmente: dilatação do tempo
Ainda a dilatação do tempo
O tempo é então tão importante quanto o espaço
Ao colocar o tempo no mesmo nível que o espaço, Einstein propõe uma nova maneira de descrever os eventos
São os diagramas espaço-temporais
Diagramas espaço-temporais
Se pensarmos em cada instante de tempo como sendo uma folha de papel
Colocando muitas folhas umas sobre as outras teremos a idéia desses diagramas, onde o tempo estará no eixo vertical
Diagramas espaço-temporais (2)
Diagramas espaço-temporais (3)
Entra em cena Hermann Minkowski (1864-1909)
Matemático de Göttingen, nascido na Rússia
Em 1907 Minkowski percebeu que o trabalho de Einstein poderia ser entendido do ponto de vista de uma geometria não-euclidiana
Ele então faz a conexão entre Einstein e Riemann ao propor que o espaço-tempo seja visto do ponto de vista geométrico
O triângulo de Minkowski
Não obedece a Pitágoras
Relacionada grandezas físicas medidas em “locais” diferentes (em movimento ou sem movimento)
Profecia de Minkowski
“O ponto de vista sobre o espaço e o tempo que eu desejo apresentar aqui nasceu do solo da física
experimental, e nele está a sua força. É uma visão radical. A partir de agora espaço por si mesmo e o
tempo por si mesmo ficam destinados a desaparecer como meras sombras, e somente um tipo de união dos dois irá preservar uma realidade independente”
(80ª Assembléia de Médicos e Cientistas Naturais Alemães, 21 de setembro de 1908)
A teoria da relatividade geral de Einstein
Do que se trata essa teoria? Einstein, que foi aluno
de Minkowski, assume o ponto de vista geométrico e procura uma teoria que inclua gravidade
Partindo de idéias simples ele, com a ajuda do matemático Marcel Grossmann (1878-1936) chegou a uma teoria de grande complexidade matemática
Quais idéias Einstein usou?
A principal é de que há uma equivalência entre gravidade e aceleração
Uma teoria radicalmente nova: a Teoria Geral da Relatividade
Einstein então chega à seguinte fórmula
Geometria do espaço-tempo
= matéria
O que significa isso?
Significa que, ao contrário do que Gauss e Riemann pensavam, a verdadeira natureza geométrica do espaço deve incluir também o tempo
Significa também que a própria matéria afeta a geometria do espaço e do tempo
Como a matéria afeta a geometria do espaço
E para a cosmologia...
Significa que temos que, além de verificar qual a distância entre as estrelas, como pensou Riemann, temos também que determinar a distribuição e quantidade de matéria no Universo
Einstein então formula o problema cosmológico em 1917
O problema cosmológico torna-se então: Determinação da quantidade de massa
no Universo Determinação da distribuição de massa
no Universo Determinação da geometria do
Universo
Sendo que tudo isso deve...
Ser compatível com as equações de Einstein:
= Geometria do
espaço-tempomatéria
Resumindo: em 1917 Einstein unifica várias das idéias de...
1. Gauss2. Riemann3. Minkowski4. Ele mesmo em 1905
Além de propor uma metodologia e um conjunto de equações que permitem solucionar,
o problema cosmológico:
conhecer a distribuição de massa e geometria do Universo
Os primeiros modelos cosmológicos
1917 a 1929
O modelo estático de Einstein
Einstein formulou, já em 1917, o primeiro modelo baseado em suas equações
Mas era um modelo com problemas matemáticos, que chegava ao paradoxo de que o Universo deveria ser vazio
Einstein tentou contornar matematicamente o problema, mas...
...em 1922 entra em cena outro ator
Alexander Friedmann (1888-1925)
matemático russo que propôs, em 1922 e 1924, usando as equações do próprio Einstein, que o universo poderia estar em expansão
E um outro ator
Georges Lemaître (1894-1966), físico e padre católico belga
Ele de certa forma redescobre a possibilidade de expansão proposta por Friedmann, mas vai muito além...
Georges Edouard Lemaître
Lemaître percebe que se o universo pode estar se expandindo, então, no passado, ele deveria estar concentrado no que ele chamou de “ovo cósmico”, ou “átomo primordial”
Assim, em 1927, Lemaître de fato lança a idéia que depois foi batizada como o modelo do
Big Bang
Cosmologia na década de 1920 O trabalho de Lemaître
foi notável porque cosmologia era uma área tremendamente obscura da física e astronomia na época
Se as equações de Einstein já eram algo muito complicado, que nem os físicos entendiam, aplicações delas então...Lemaître
Mas, o que é exatamente essa expansão?
Significa que o espaço e o tempo estão inflando, aumentando a distância entre os objetos astronômicos
Mas, isso é apenas um resultado matemático, será que isso existe mesmo?
Será possível que a astronomia possa dizer algo sobre isso?
A resposta é... SIM!
A descoberta da espansão do universo
Medindo a distância dos objetos distantes
Regiões nebulosas
Ao olharmos (com telescópios) para o céu vemos estrelas
Mas também vemos algo mais: regiões nebulosas
O que elas são? Estão tão distantes
quantos as estrelas?
Mais regiões nebulosas
A natureza das “nebulosas”
Intriga as pessoas há MUITO tempo Muitos achavam que elas estavam tão
próximas quanto as estrelas Mas outros, seguindo a idéia propostas em
1755 pelo grande filósofo alemão Immanuel Kant (1724-1804), achavam que elas estavam muito distantes e formavam universos-ilha completos, com suas próprias estrelas
Mas, como medir a distância das nebulosas?
Entra em cena Henrietta Swan Leavitt (1868-1921)
Trabalhando no Observátório de Harvard, ela cerca de 2400 estrelas de brilho variável
Algumas dessas estralas são chamadas Cefeidas
Estrelas variáveis e Cefeidas
Observação de Cefeidas
Cefeidas na galáxia M100
Mas, por que as Cefeidas são importantes?
Porque Henrietta Leavitt descobriu que elas variam de forma previsível
E sabendo a relação período-luminosidade podemos determinar a distância dessas estrelas
Essa importantíssima descoberta abriu o caminho para medir a distância das nebulosas
Entra em cenaEdwin Powell Hubble
(1889-1953)
Talvez um dos maiores astrônomos do século XX
Fez enormes contribuições ao que chamamos hoje de astronomia extra-galáctica
Para a cosmologia, suas descobertas foram revolucionárias
Hubble e as nebulosas
Em 1923 Hubble aponta o então novo telescópio de Monte Palomar, na California, para a “nebulosa” Andrômeda
E observa entrelas variáveis
A fotografia de Hubble: 5-6/10/1923
Na foto ao lado (original), Hubble descobriu estrelas variáveis (notas do próprio Hubble)
Assim ele determinou que Andrômeda está a 2,5 milhões de anos-luz distante
Kant estava certo: galáxias (nebulosas) são universos-ilha
Galáxias estão MUITO longe
Têm seus próprios conjuntos de:
Estrelas Planetas Gases Poeira
Andrômeda na época de Hubble
Andrômeda vista hoje
A desvio espectral das galáxias
Em 1903 Vesto Melvin Slipher (1875-1969), trabalhando no Observatório de Lowell, Arizona, descobriu que as galáxias espirais estão em rotação
Além disso, ele descobriu que elas se movem 3 vezes mais rápidas do que qualquer outro objeto conhecido na época
A contribuição de Slipher para a cosmologia
Já em 1925, independente de Hubble, Slipher sabia que as galáxias eram objetos externos porque a medida de suas velocidades radiais eram grandes demais para serem objetos próximos
Slipher chegou a essa conclusão medindo o espectro das galáxias
O espectro galáctico
Ao conduzirmos a luz por um prisma podemos decompor a luz como nas cores do arco-íris
Isso é feito rotineiramente pelos astrônomos
E desse jeito podemos saber qual a composição das estrelas
O espectro pode conter linhas de emissão ou absorção
O espectro pode então ser representado por um gráfico
Slipher descobriu um desvio nas “linhas” espectrais das galáxias
Esse desvio pode ser na direção do azul ou do vermelho, que são os extremos do espectro
E implicam em velocidade de aproximação ou de afastamento
Desvio espectral galáctico (efeito Doppler)
O espectro das galáxias SÃO desviados!
Duas linhas de absorção, cálcio e hidrogêneo, na galáxia NGC2775
Ambas as linhas estão deslocadas na direção do extremo vermelho do espectro
Todas as galáxias têm espectros deslocados
O mesmo acontece na galáxia NGC2276, com a linha β (beta) do hidrogêneo
É uma linha de emissão e está desviada para o vermelho
Velocidade e distância Em 1923, devido aos trabalhos de Slipher e
Hubble, já era claro que:1. As galáxias são objetos externos à nossa
própria galáxia2. As galáxias tem grandes velocidades de
aproximação e afastamento Mas, a seguinte questão pairava no ar:
Haveria alguma relação entre a velocidade de recessão e a distância das galáxias?
Em cena Willem de Sitter (1872-1934)
Astrônomo holandês, que trabalhou no Observatório de Groningen
Em 1916 e1917 de Sitter publicou uma série de artigos contendo as conseqüências astronômicas das equações de Einstein da Teoria da Relatividade Geral
O “efeito de Sitter”
Por meio de cálculos laboriosos, de Sitter mostrou que as equações de Einstein poderiam implicar que a velocidade de afastamento de objetos aleatoriamente espalhados no Universo aumentaria com a distância
Mas o modelo de de Sitter dizia que não haveria matéria no Universo
Porém, o modelo de Friedmann tinha matéria!
Friedmann, já no trabalho de 1922, mostrou que poderia haver uma relação entre velocidade e distância se o Universo estivesse em expansão
Assim, os trabalhos de Friedmann e de Sitter mostravam teoricamente a possibilidade da expansão do Universo
Mas, o que dizia então a astronomia sobre esse assunto?
A expansão do Universo Motivado pelas medidas de Slipher e o “efeito de Sitter”,
em 1922 o alemão Carl Wilhelm Wirtz (1876-1939) foi o primeiro astrônomo a buscar uma relação entre a distância e a velocidade de galáxias
O astrônomo sueco Knut Lundmark (1889-1958) também investigou o assunto em 1920, mas sem chegar a resultados conclusivos
Em 1928, o americano H. Robertson usando as velocidades obtidas por Slipher e dados de distância de galáxias já publicados por Hubble, encontra uma relação aproximadamente linear entre velocidade e distância
Em 1929 Hubble retoma o trabalho de Slipher
Hubble mede sistematicamente o desvio espectral das galáxias e compara com suas medidas de distância
Obteve então uma relação linear que coincidia com as previsões de de Sitter, Friedmann, Lemaître e Robertson
Velocidade é proporcional a distância
A lei de Hubble
Hrv
Constante de Hubble
Sumário da cosmologia em 1930
Havia uma forte base astronômica para os modelos baseados na teoria da relatividade geral de Einstein
A expansão do Universo estava bem estabelecida pela astronomia
O que parecia algo completamente obscuro, cálculos baseados na teoria de Einstein, encontrou forte base empírica graças à astronomia
Desenvolvimentos teóricos na década de 1930
Em 1932 Einstein e de Sitter publicam um trabalho onde é proposto o modelo de Einstein-de Sitter
É uma solução bem simples das equações de Einstein para um universo em espansão
Eles argumentam nesse artigo que deve haver grandes quantidades de matéria escura, a qual não emite luz e ainda não tinha sido detectada
No entanto, a natureza dessa matéria escura era um mistério
Visualizando a expansão do universo
Visualizando a expansão do universo (2)
A dinâmica do modelo As soluções das equações de Einstein
implicam em 3 tipos de dinâmica que dependem da massa total do universo:
1. Modelo aberto: o universo se expande para sempre
2. Modelo plano: a expansão também é eterna, mas com somente a massa necessária para tal
3. Modelo fechado: após um período a expansão pára e o universo inicia um processo de contração
A dinâmica do modelo de forma gráfica
A dinâmica do modelo de forma gráfica (2)
A geometria relacionada com a dinâmica do modelo
A massa total do universo define, portanto, a geometria do universo
Essa é uma conclusão inevitável do uso das equações de Einstein em cosmologia
Outra contribuição de Hubble:a classificação das galáxias
Após Hubble torna-se claro que as galáxias são os “tijolos” a partir dos quais o universo é construído
Assim, conhecer a natureza das galáxias torna-se importante
Devido a sua diversidade, Hubble propõe um classificação que basicamente permanece até hoje
Diagrama de forquilha de Hubble
E0 E6 S0
SB0
Sa Sb Sc Sd
SBa SBb SBc SBd
A Formação dos Elementos Químicos Leves
Nucleo-síntese
Entra em cena George Antonovich Gamow (1904-1968)
Físico russo; emigrou para os EUA em 1934
Trabalhou no projeto Manhattan que criou a bomba atômica
Lecionou na Universidade George Washington, onde orientou o doutorado de...
...Ralph Asher Alpher (1921-)
Aluno de doutorado de Gamow
Com seu orientador, começou a trabalhar na hipótese de que os elementos possam ter tido origem no átomo primordial hipotetizado por Lemaître (tese de doutorado de 1948)
Aos dois junta-se...
Robert Herman (1914-1997) Também aluno de Gamow Os tres então elaboram sobre
trabalhos anteriores de Gamow e concluem que o átomo primordial de Lemaître e a expansão de Friedmann poderiam estar relacionado ao universo ter passado por um estado quente
Em 1948 Gamow, Alpher e Herman publicam um artigo intitulado...
“A Origem dos Elementos Químicos”
Nesse artigo de 1/4/1948, Gamow, Alpher e Herman previram que
1. Os elementos químicos leves poderiam ter sido formados nos estágios iniciais do universo
2. Que a abundância do hélio seria de 25%3. Que algum tipo de radiação devida a esse
processo poderia ainda existir4. Previram também a abundância do
deutério e do lítio
O universo inicial QUENTE de Gamow, Alpher e Herman
Mas,...
Após um certo furor inicial o trabalho de Gamow, Alpher e Herman cai em esquecimento
Sendo retomado por...
Robert Henry Dicke (1916-1997)
Trabalhando na Universidade de Princeton, por volta de 1955 Dicke se interessa pela teoria da relatividade geral de Einstein
Examinando o trabalho de Gamow, Alpher e Herman, ele percebe que a “bola de fogo” inicial talvez pudesse ser detectada por meio de uma radiação fóssil
O trabalho de Dicke
Junto com seus alunos, P.J.E. Peebles e D.T. Wilkinson, ele tenta persuadir outras pessoas e grupos de pesquisa a procurarem detectar essa radiação
Como não foi bem sucedido, Dicke decide então montar a sua própria antena, pois ele sabia que essa “radiação fóssil” estaria na região das microondas
Em 1965, quando a antena estava construída pela metade, ele soube que dois outros pesquisadores haviam descoberto algo, por acidente, ao qual eles não sabiam qual seria a origem
A descoberta da radiação cósmica de fundo
Em 1965 Arno Penzias e Robert Wilson trabalhavam na construção de uma antena de microondas para detecção radioastronômica
Quando a antena foi ativada ele começaram a receber um sinal de baixa intensidade que eles imaginaram ser estática
Penzias e Wilson
Eles passaram algumas semanas acreditando ser um problema técnico
Até mesmo o excremento dos pombos na antena foi considerado uma possível causa
Mas, como após quatro estações a “estática” não desaparecia eles acabaram se convencendo de que o sinal era legítimo
Ao perceberem que o sinal vinha de todas as direções, eles então concluiram que o sinal tinha uma origem externa ao planeta Terra
Penzias e Wilson procuram Dicke em Princeton
Penzias e Wilson começaram então a procurar uma explicação teórica para esse sinal
A antena estava instalada próximo da Universidade de Princeton, onde Dicke trabalhava
Dicke imeditamente percebeu tratar-se da radiação fóssil que ele havia teorizado, a seguir o trabalho de Gamow, Alpher e Herman, e para o qual estava construindo uma antena semelhante
Dicke então decide mostrar a Penzias e Wilson o trabalho teórico que havia feito sobre a radiação proveniente do Big Bang, embora ele tenha dito aos seus colegas “fomos vencidos”
O achado e a explicação tornam-se públicos
Penzias e Wilson publicaram seus resultados em 1965 na revista The Astrophysical Journal da Sociedade Americana de Astronomia
E no mesmo volume um outro artigo de Dicke com seus alunos Peebles, Wilkison e Roll apresentava a explicação dessa radiação
Tratava-se da radiação fóssil da era do Big Bang
Mas, o fenômeno não era novo... Muitos pesquisadores já haviam esbarrado
com esse fenômeno antes Mas, até o trabalho de Dicke ninguém havia
reconhecido a importância e o significado desse fenômeno
Isso porque até 1965 cosmologia era considerado um assunto ao qual nenhum físico de respeito deveria dedicar seu tempo
Tudo isso mudou em 1965 com a descoberta completamente acidental por Penzias e Wilson desse “fóssil do Big Bang”
A injustiça Em 1978 Penzias e Wilson ganharam o
Prêmio Nobel de Física pela descoberta da radiação cósmica de fundo
No entanto, Dicke não foi premiado Isso ainda é considerado por muitos como
uma das maiores injustiças do Nobel (mas, não a única)
Alpher e Herman não foram sequer mencionados!
Um mês depois do anúncio do Nobel, Alpher teve um ataque cardíaco
A antena de Penzias e Wilson
E a radiação é completamente uniforme
Mas, contém algumas flutuações
E um diferencial devido ao movimento da Terra
A origem do termo “Big Bang” Na décade de 1950 havia dois modelos
cosmológicos A primeira era chamada de “Modelo do
Estado Estacionário”, de Hermann Bondi, Thomas Gold and Fred Hoyle, que dizia que o universo era homogêneo no espaço e no tempo, e sempre esteve e estará dessa forma
A teoria rival era a de Friedmann e Lemaître, que advogava a existência da expansão a partir de um “ovo cósmico”
O big bang
Na época muito poucos físicos, entre eles Gamow, aceitavam essa noção, pois era radical e implicava em um universo mais quente no passado e onde as galáxias estariam muito mais próximas
Em um programa de rádio em 1955, Fred Hoyle referiu-se pejorativamente a esse modelo dizendo que implicava em uma “grande explosão” (big bang)
No entanto, o termo “pegou” e desde então ele é conhecido como o modelo cosmológico do big bang
Big Bang
O modelo cosmológico padrão
A aceitação do modelo
Com a descoberta da radiação cósmica de fundo em 1965, a cosmologia tornou-se então uma área respeitável da física
O modelo do big bang foi amplamente aceito e passou a chamar-se de o modelo padrão
A partir daí começou-se a estudar sistematicamente os seus dois aspectos principais
Aspectos do modelo padrão
1. Teórico: procura-se estudar os aspectos matemáticos do modelo, como fizeram Friedmann, Lemaître, Einstein, de Sitter, Robertson, Walker, Gamow, Alpher e Herman
2. Astronômico: procura seguir a linha inaugurada por Hubble, por meio de levantamentos cada vez mais detalhados da distribuição da galáxias e da linha de Dicke, com estudos detalhados da radiação de fundo
As principais linhas de investigação recentes
1. O modelo de expansão inflacionária (1980)
2. As estruturas cósmicas (1986)3. O detalhamento da radiação
cósmica de fundo por meio de satélites artificias e balões (1990)
4. Supernovas e a descoberta da aceleração da expansão (1997)
Inflação
O modelo de expansão com fase inflacionária
O modelo teórico de inflação
Vários estudos teóricos ocorridos na década de 1970 culminaram com a proposta feita em 1980 de que em uma fase extremamente inicial o universe pode ter passado por um período de expansão MUITO rápida, chamada de inflação
o modelo inflacionário, como passou a ser conhecido procura explicar:
Explicações do modelo inflacionário
1. Em sua fase inicial o universo teria existido com todas as suas quatro forças (gravitacional, nuclear forte, nuclear fraca, eletromagnética) unificadas
2. Prevê que o deve existir grande quantidade de matéria não observada, ou matéria escura, no universo
3. Essa matéria escura teria composição bem distinta da matéria ordinária e não emitiria luz
A história do universo após a inflação
E a idade do universo
A fase de inflação
Cosmologia e especulação teórica Críticos do modelo inflacionário dizem que ele é
altamente especulativo e que não temos evidências astronômicas para sustentá-lo
Mas, as idéias de Einstein, Friedmann e Lemaître também eram bastante especulativas quando foram publicadas por eles, em 1917, 1922 e 1929
Se tivéssemos abandonado-as por serem especulativas jamais teríamos feito progresso em cosmologia
Conclusão: especular é essencial em cosmologia
Estruturas Cósmicas
A distribuição irregular das galáxias e matéria escura
Mapeando as galáxias A adoção do uso extenso de computação nos telescópios
tornou possível obter grandes quantidades de espectros das galáxias
Pode-se então continuar o trabalho do Hubble em grande escala
Hubble precisava de uma noite inteira para medir um espectro
Hoje podem-se obter dezenas em apenas uma noite E o astrônomo sai com os dados em alguns CDs Ou os deixa no computador do telescópio e traz depois
para seu computador pela Internet
Mapa tridimensional das galáxias
Em 1986 Valerie de Lapparent, Margaret Geller e John Huchra publicaram a primeira “fatia do céu”
Ficou claro então que a distribuição das galáxias é totalmente irregular
Ao se extender para o hemisfério sul (com a participação do Brasil)
Foi encontrada também uma “Grande Muralha”
E muitos “vazios cósmicos”
O telescópio espacial Hubble Lançado em 1990 Não foi o primeiro
telescópio em órbita Mas, foi o primeiro de
grande porte Uma das câmeras
apresentou defeito, que foi consertado em órbita em1993
Para cosmologia, havia uma câmera especial...
Câmera de grande exposição do Hubble (deep field camera)
O Hubble sobre as nuvens
Imagens do Hubble confirmam que há “galáxias de todos os tipos, em todos os
lugares”
E com uma enorme variedade de formas
O telescópio Hubble viu em detalhes o aglomerado de galáxias de Fornax
E o aglomerado de Virgem
Além de detalhes de grupos de galáxias
E ainda mais uma previsão da teoria de Einstein: lentes gravitacionais
Mapeamento do cosmos O mapeamento das galáxias tomou grande
impulso com os grandes telescópios computadorizados
E de novas tecnologias, como as câmeras CCD, hoje populares nas câmeras digitais
e o telescópio espacial ajudou muito, mas não substituiu os telescópios em terra
Pois ele ainda é muito caro para ser operado Hoje o mapeamento das galáxias é uma área
de pesquisa de grande dinamismo
Variações na Radiação Cósmica de Fundo
A era espacial na cosmologia
A radiação cósmica de fundo não é uniforme
A teoria diz que para que a galáxias possam ter se formado, pequenas variações devem ter ocorrido no passado remoto
E essa variações podem ter deixado marcas fósseis na radiação cósmica de fundo
A medida dessas variações devem nos informar sobre o processo que gerou a formação das galáxias
A busca por essas variações é uma área MUITO ativa de pesquisa em vários paises
O envolvimento do Brasil
Em 1982 o INPE (Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais) lançou um balão para medidas da radiação de fundo
Resultados do balão do INPE
Satélites “cosmológicos”
Relikt 1: 1983 (ex-URSS) COBE: 1989 (NASA) WMAP: 2001 (NASA) Planck: 2007 (ESA)
Resultados do RELIKT (1983)
Satélite COBE (Cosmic Background Explorer)
Lançado em 1989 Foi por muito tempo
o satélite mais famoso dedicado a analisar a radiação cósmica de fundo
Variação na radiação conforme medida pelo COBE (1992)
Satélite WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe)
Satélite WMAP Lançado em
30/06/2001 Em homenagem a um
dos alunos de Dicke que publicou com ele o famoso artigo de 1965 que explicava o que Penzias e Wilson haviam encontrado
David T. Wilkinson (1935-2002)
Além da publicação de 1965, Wilkinson participou ativamente do satélite COBE
Era o cientista chefe do satélite MAP que, após seu falecimento, ocorrido 2 meses após o lançamento em junho de 2002, foi rebatizado de WMAP
Variação na radiação conforme medida peo WMAP
COBE WMAPCÉU EM MICROONDAS
aumento de contraste400 vezes
aumento de contraste em mais ~20 vezes
Aumento do refinamento observacional da radiação de fundo
Muitas experiências com a radiação de fundo
Além dos satélites, muitos outros balões foram lançados (também no Brasil) para estudos da radiação de fundo
Outros balões estão em fases variadas de planejamento e lançamento
O Brasil participa ativamente nessa área com um grupo de pesquisa no INPE
A Expansão Acelerada
Supernovas e a detecção da aceleração da expansão do
universo
Usando as estrelas para medir distâncias cosmológicas
Hubble usou as estrelas variáveis cefeidas de 1924 a 1929 para determinar a distância das galáxias
A partir da década de 1990 já havia tecnologia suficiente para usar outro tipo de estrelas para medir distâncias
As,...
Supernovas
Supernovas são estrelas que explodem Como existe mais de uma maneira de
uma estrela explodir, existe mais de um tipo de supernova
As importantes para a cosmologia são as chamadas de tipo Ia
Mas, por que as estrelas explodem?
As estrelas são formadas de poeira e gás que se aglomeram por atração gravitacional
Após atingir um certo valor crítico de massa, as estrelas começam a brilhar devido a reações nucleares em seu interior
A vida do sol
Mas, o sol é uma estrela pequena
Estrelas com massa muito superior à do sol são instáveis
Sabemos que quando a massa é 10 vezes a do sol, a estrela brilha MUITO mais intensamente
Mas, por isso mesmo elas são instáveis E podem explodir Assim estrelas grandes vivem rápido e morrem
cedo
A vida das estrelas
Estrelas começam sua vida produzindo energia transformando hidrogênio em hélio
Quando não há mais hélio, elas transformam o carbono em oxigênio
Quando o oxigênio acaba se a estrela é pequena ela se apaga
Mas, se for grande ela então passa a transformar silício em ferro
Estrelas de ferro
Qunado o ferro termina, a única opção é transformar ferro em cobalto e níquel
Porém,... Essa última etapa faz com que o centro da estrela fique mais fria
Com o interior mais frio, a estrela então colapsa sobre si mesma
a parte interna forma uma estrela de nêutrons
E a parte externa é ejetada formando uma...
Mas, estrelas pequenas também explodem!
“O limite de Chandrasekhar”
Em 1931 o físico indiano Subrahmanyan Chandrasekhar (1910-1995) mostrou que estrelas como o sol, se tiverem massa superior a 1,4 massas do sol, elas também podem explodir
E essas explosões formam as supernovas tipo Ia
Chandrasekhar ganhou o Prêmio Nobel de Física em 1983 por essa descoberta
Supernova SN1994A
Observada pelo telescópio espacial
Hubble
Cosmologia por supernovas A primeira supernova Ia distante foi
descoberta em 1988 Mas, foi somente a partir de 1994 que
supernovas tipo Ia distantes foram descobertas em grande número
E somente em 1996 a primeira amostra dessas explosões foi completada e divulgada por um grupo no CTIO (Cerro Tololo Inter-American Observatory) no Chile
E elas permitem medir a distância com precisão de 7%
Foi então aberta a temporada de caça às supernovas
As supernovas são detectadas por subtração de imagens
Comparam-se as imagens obtidas em dias diferentes para tentar observar alguma variação de brilho
Mas, isso é impossível sem computadores que processam as
imagens
Voce pode encontrar uma supernova nas imagens ao lado?
Onde está a supernova?
Imagens de supernovas distantes obtidas pelo telescópio Hubble
Supernovas observadas de observatórios terrestres
Comparando
A mudança da luz em 15 dias de uma supernova na galáxia Centauro-A
Após alguns dias o brilho vai desaparecendo
Imagem feita com o telescópio espacial Hubble da SN1997cj
Outra seqüência da SN1997cj
A surpresa
Os astrônomos então calcularam as distâncias dessas galáxias usando suas supernovas
E descobriram que
a expansão está se acelerando!
Gráfico da aceleração
Mas, por que a expansão está acelerando?
Uma explicação possível é de que deve existir algo repelindo as galáxias
Uma força de repulsão agindo em escala cosmológica
E, desde 1917 sabemos que existe um candidato óbvio
É a...
A constante cosmológica
Em 1917, quando Einstein propôs o primeiro modelo cosmológico, ele pensava que o universo não se expandia
Mas, as equações não funcionaram Ele então colocou um termo adicional,
chamado de constante cosmológica
A equação original da Teoria Geral da Relatividade de Einstein
Era
Geometria do espaço-tempo
= matéria
Com a modificação
Ela tornou-se
Geometria do espaço-tempo
= matéria+Constante
Cosmoló-gica
Mas, se existe essa constante...
A teoria diz que deve existir grande quantidade de matéria e energia escura
Então, os vazios entre as galáxias estaria preenchido com essa matéria e energia escura
Porém, esses resultados são muito recentes (1998)
Ainda é muito cedo para chegarmos a qualquer conclusão definitiva sobre essa
matéria escura
Epílogo
O futuro da cosmologia
Para onde vai a cosmologia moderna?
Muitas questões permanecem em aberto. Por exemplo:1. Houve mesmo um período inflacionário? Se sim, como
podemos verifica-lo?2. Se as galáxias se formaram em uma época não tão remota
na história do universo, será que poderemos observar com nossos telescópios a época em que não existiam galáxias? O que existia então?
3. Será que no início do universo todas as forças realmente se unificam? Se sim, poderíamos então reproduzir algo desse tipo em laboratório?
4. Até que nível de refinamento podemos observar as estruturas galácticas e as variações na radiação cósmica de fundo?
Essas são questões típicas dos que trabalham na área
150 anos de indagações acerca da natureza do universo
É freqüente considerar-se o ano de 1917 como o do nascimento da cosmologia moderna, pois foi quando Einstein formulou o primeiro modelo cosmológico relativístico
Mas, como vimos antes, talvez devêssemos recuar esse início para 1854, que foi quando Riemann formulou as bases da geometria que leva o seu nome
E foi a geometria Riemanniana que de fato criou as bases para criarmos a cosmologia moderna
O que conseguimos nesses 150 anos?
1. Criamos uma concepção completamente nova do mundo, que unifica matéria, espaço e tempo
2. Essa concepção começou com idéias puramente especulativas acerca do tudo que nos cerca até chegarmos a resultados com fortes bases astronômicas
3. Os resultados mais importantes são a expansão do Universo e a radiação cósmica de fundo
4. Cosmologia deixou então de ser algo meramente especultativo, passando a ser uma séria área de pesquisa com sólidas bases empíricas
E a nossa cultura em geral ganhou porque:
Para outras culturas os mitos de criação do mundo sempre existiram devido à necessidade humana de indagar sobre questões como
“de onde viemos?”
“para onde vamos?”
“de onde veio tudo que nos cerca?”
Cosmologia, de alguma forma, estará sempre presente entre nós
Algum tipo de resposta a essas questões trouxe a essas culturas alguma tranqüilidade, algum tipo de satisfação psicológica, pois eles encontraram respostas a estas indagações
Mas, porque as respostas não são completamente satisfatórias, a indagação não termina, sempre havendo espaço para que essas perguntas seja refeitas, de formas diferentes
E essa é a meta da cosmologia moderna: indagar sobre essas questões no contexto da ciência e tecnologia dos séculos XX e XXI
FIM