Modelos do universo:
- Universo estacionário (imutável no tempo).Herman Bondi (1919-2005), Thomas Gold (1920-2004) e Fred Hoyle (1915-2001).
- Universo evolutivo (teve uma origem no tempo). Lemaître (1927) foi provavelmente o primeiro a propor um modelo específico para a origem do universo, a partir de um átomo primordial.
O modelo padrão do Big Bang.
- O universo iniciou a partir de um estado extremamente quente e extremamente
denso, em que toda a matéria e toda a radiação estavam contidas
num espaço inifinitamente pequeno. ( O termo Big Bang foi proposto ironicamente por Fred Hoyle, em 1950).
Em 1973 E. Tyron propos que o início da expansão ocorreu a partir de uma = flutuação quântica do vácuo (proposto por E.Tryon em 1973).
- Nos primeiros momentos do universo ele era tão quente que a colisão de fótons
podia produzir partículas materiais.
- À medida que o universo se expande, ele esfria.
- Quanto menor a temperatura, menor a energia de radiação, e menor a massa
das partículas que podem ser produzidas nas colisões de fótons.
Evolução do Universo
Idade cósmica | Temperatura | Eventos marcantes |
| | |
< 10-44 segundos | > 1032 K | Big Bang.
Unificação das 4 forças.
Era de Planck. |
| | |
10-44 segundos | 1032 K |
Gravidade se separa das outras forças.
Era das GUT's (teorias da grande unificação
das forças nucleares forte e fraca e da força eletromagnética). |
| | |
10-35 segundos | 1028 K | Força nuclear forte se separa da força eletro-fraca |
| | |
10-32 segundos | 1027 K | Fim da era da Inflação. Universo se expande rapidamente. |
| | |
10-10 segundos | 1015 K |
Era da radiação. Forças
eletromagnéticas e fracas se separam. |
| | |
10-7 segundos | 1014 K |
Era das partículas pesadas (era hadrônica).
A colisão de fótons dá origem a
prótons, antiprótons, quarks, e antiquarks. |
| | |
10-1 segundos | 1012 K |
Era das partículas leves (era leptônica).
Fótons retém energia suficiente apenas para construirem
partículas leves como elétrons e pósitrons. |
| | |
3 minutos | 1010 K |
Era da nucleossíntese.
Prótons e elétrons interagem para formar nêutrons.
Prótons e nêutrons formam núcleos de deutério,
hélio, e pequena quantidade de lítio e berílio.
Todos os átomos encontram-se ionizados. |
| | |
380 000 anos | 103 K | Era da recombinação. Os elétrons se unem aos núcleos para formarem os átomos.
A radiação pode fluir livremente pelo espaço.
(O universo fica transparente.) |
| | |
1 ×109 anos | 20 K | Formação das galáxias. |
| | |
10 ×109 anos | 3 K |
Era presente.
Formação do sistema solar.
Desenvolvimento da vida. |
Evidências observacionais a favor do Big Bang:
- A expansão do universo
- A escuridão da noite
- A radiação cósmica de fundo,
- A abundância observada de hélio no universo
A quantidade de hélio formado no interior das estrelas corresponde
a apenas 10% do hélio observado no universo (que tem básicamente 25% de
hélio e 75% de hidrogênio). Isso diz que o hélio deve ter se formado
no início, antes da formação de galáxias e estrelas. A teoria do Big Bang prevê que parte do hidrogênio inicial do universo deve ter se transformado em hélio durante a nucleossíntese inicial.
Radiação cósmica de fundo em microondas (CMB - Cosmic Microwave Background)
- Radiação com temperatura de corpo negro de ~3K, detectável em todas as direções do espaço.
- gerada na época da recombinação, quando o universo tinha idade de 700000anos e temperatura de 3000K
- descoberta em 1963, por Arno Penzias e Robert Wilson (observação) e David Dick, James Peebles, Peter Roll e David Wilkinson (interpretação)
- predita teoricamente em 1948, por Alpher, Herman e Gamow
Mapeamento da Radiação cósmica: satélite COBE
COBE
(Cosmic Background Explorer) - 1989,1992
faixa de microondas, resolução angular de 7 graus
Principais resultados:
- temperatura da radiação: 2,7
- essa temperatura apresenta flutuações da ordem de 6/milhão, indicando flutuações de densidade no universo primordial, as quais permitiram a formação de galáxias (bom para a teoria do Big Bang)
Mapeamento da radiação cósmica: satélite WMAP
WMAP - Wilkinson Microwave Anisotropy Probe - 2001 - 2008
(astro.if.ufrgs.br/univ/univ.htm#map)
resolução angular de 0,21 graus em 93 GHz
Mapa do céu obtido com o satélite WMAP. As regiões vermelhas são mais quentes do que a média, e as regiões azuis são mais frias. As diferenças de temperatura em relação à média são de +/- 200 μK.
Principais resultados:
- idade do universo = 13,7 +/- 2 bilhões de anos
- universo é plano
- 73% do universo é composto de
energia escura: uma espécie de força de "repulsão cósmica" que faz o universo se expandir aceleradamente.
| Tipo | Porcentagem do Universo |
Energia escura | 73% |
Matéria escura | 23% |
Matéria normal | 4% |
Radiação | 0,005% |
-
Futuro do universo:
Depende da quantidade de energia total no universo:
Energia total positiva ou nula →
Expansão perpétua (universo aberto ou plano)
Energia total negativa →
Expansão interrompida, seguida de contração (universo fechado)
Densidade de matéria no universo
Parâmetro de densidade:
Ω0 =ρ/ρc
Densidade crítica
(densidade marginalmente necessária para interromper a expansão)
ρc = 1,1 X 10-26 kg/m3
(= 6 átomos de hidrogênio por metro cúbico!)
Densidade de matéria luminosa (obtida por contagem de galáxias):
ρml ≈ 2 x 10-28 kg/m3
→
Ω0≈ 0,01 (aberto!)
Densidade de matéria total (obtida pelas curvas de rotação
das galáxias e aglomerados e por lentes gravitacionais) = matéria luminosa + matéria escura:
ρm ≈ 2 x 10-27 kg/m3
⇒ Ω0 ≈ 0,2 - 0,3 (ainda aberto!)
Perguntas que o modelo do Big Bang padrão
não pode responder:
- De onde surgiram as estruturas do Universo?
A formação de estruturas
como galáxias exigem que houvessem flutuações de densidade nos primordios
do universo. Essas flutuações não existem no Big
Bang padrão.
- Por que o universo em larga escala é tão homogêneo e isotrópico? (Problema do horizonte)
Assim como o Big Bang padrão não prevê a existências das pequenas
variaões de densidade no início do universo, ele também não prevê
a ausência de grandes variações de densidade que são observadas
na radiação cósmica de fundo.
A radiação cósmica de fundo apresenta uma grande isotropia; duas
regiões opostas no céu têm a mesma aparência. Isso leva a crer
que duas regiões opostas uma vez estiveram conectadas, de forma a
trasmitir energia uma para a outra. Mas, pelo modelo do Big Bang,
quando essas regiões emitiram a radiação que agora está chegando
a nós provinda delas, elas já se encontravam separadas por uma distância
maior do que a luz poderia percorrer no tempo de existência que o universo
tinha então. Ou seja, essas regiões estavam fora do "horizonte" uma da
outra. Então, a menos que o universo tivesse iniciado perfeitamente homogêneo
(e então nunca teriam se formado as galáxias), não existe razão para
que ele seja tão homogêneo hoje.
- Por que a densidade do universo é tão próxima da densidade
crítica? (Problema da Planicidade)
A densidade de matéria no universo é de 20 a 100% da densidade cr'itica.
Por que não é 1000% ou 0,001%? O fato de a densidade do universo ser
hoje tão próxima da crítica, requer que no início essa
densidade era diferente da densidade crítica por menos de uma parte
em 1015.
O Big Bang padrão não diz nada a respeito de qual deve ser a densidade do
universo.
O Big Bang com Inflação
Por volta de 1980, o físico Alan Guth propôs a teoria da Inflação,
que poderia responder essas perguntas.
Básicamente, essa teoria diz que, no início do universo,
quando a força forte se separou
das outras forç as, houve uma enorme liberação de energia que fez
o universo se expandir por um fator de 1030
em menos de 10-36 s.
Essa super expansão é chamada Inflação.
A inflação teria tornado "desconectadas" duas regiões que eram anteriormente
conectadas, respondendo assim ao "problema do horizonte", e resolve também
o problema da planicidade, pois qualquer curvatura que o universo tivesse
tido anteriormente ao período da inflação, essa curvatura
teria "desaparecido" com a expansão hiper rápida.
Inflação
Repulsão cósmica
Observações de supernovas em galáxias distantes indicam que essas galáxias estão se movendo mais lentamente do que seria esperado para uma expansão constante → a expansão está se acelerando!
Energia escura: uma espécie de força de "repulsão cósmica" que faz o universo se expandir aceleradamente. Essa energia constitui cerca de 70% do universo.
| Tipo | Porcentagem da densidade crítica |
Energia escura | 73% |
Matéria escura | 23% |
Matéria normal | 4% |
Radiação | 0,005% |
Informações desta figura aqui
WMAP - Wilkinson Microwave Anisotropy Probe - 2001 - 2008
(astro.if.ufrgs.br/univ/univ.htm#map)
resolução angular de 0,21 graus em 93 GHz
- idade do universo = 13,7 +/- 2 bilhões de anos
- universo é plano
Mapa do céu obtido com o satélite WMAP. As regiões vermelhas são mais quentes do que a média, e as regiões azuis são mais frias. As diferenças de temperatura em relação à média são de +/- 200 μK.
O gráfico mostra as flutuações na RCF, estudadas pela decomposi&ccedll;ão em
esféricos harmônicos, apresentam um pico para o momento de dipolo ℓ (= 180
o/θ) ~ 263, o que significa que a separação angular das flutuações são pouco menores do que 1
o, compatível com um universo plano.
universo aberto: linhas partindo de um mesmo ponto divergem, fazendo objetos distantes parecerem menores. As flutuações na radiação de fundo aparecerão maiores numa escala de 0,5 grau.
universo plano: linhas partindo de um mesmo ponto permanecem paralelas;
as flutuações na radiação de fundo aparecerão maiores numa escala de 1 grau.
universo fechado: linhas partindo de pontos diferentes convergem , fazendo objetos distantes parecerem maiores:as flutuações na radiação de fundo aparecerão maiores numa escala maior do que 1 grau.
Resultados mais recentes (2008) do WMAP:
A aná do espectro de distribuição angular das flutuações da RCF indicam que:
- A idade do universo é de 13,73±0,12 bilhões de anos.
- A matéria normal corresponde a 4,2% da massa total, e 22,7% é matéria escura
- 72,1% está na forma de energia escura.
As quatro forças da natureza:
- Gravidade: é a interação entre corpos devido à sua massa; é a força dominante no universo em escalas maiores do que a Terra.
- Eletromagnetismo: é a interação entre corpos devido à sua carga elétrica; é a força dominante em reações químicas e biológicas.
- Força nuclear forte: é a força responsável por manter os prótons e nêutrons confinados dentro dos núcleos atômicos. É a mais forte das quatro forças, mas tem alcance muito curto (10-14m).
- Força nuclear fraca: é
a força menos conhecida; é responsável pela emissão de radiação e de partículas por núcleos instáveis. Seu alcance é tão curto quanto o da força forte.