Modelos do universo:




O Big Bang

O Big Bang

   


   

   



O modelo padrão do Big Bang.

 
  Evolução do Universo
   
Idade cósmica Temperatura Eventos marcantes
   
< 10-44 segundos > 1032 K Big Bang. Unificação das 4 forças. Era de Planck.
   
10-44 segundos1032 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 segundos1028 KForça nuclear forte se separa da força eletro-fraca
   
10-32 segundos1027 KFim da era da Inflação. Universo se expande rapidamente.
   
10-10 segundos1015 K Era da radiação. Forças eletromagnéticas e fracas se separam.
   
10-7 segundos1014 K Era das partículas pesadas (era hadrônica). A colisão de fótons dá origem a prótons, antiprótons, quarks, e antiquarks.
   
10-1 segundos1012 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 anos103 KEra 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:
  1. A expansão do universo
  2. A escuridão da noite
  3. A radiação cósmica de fundo,
  4. 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)

   

   


Mapeamento da Radiação cósmica: satélite COBE

COBE (Cosmic Background Explorer) - 1989,1992

faixa de microondas, resolução angular de 7 graus

Principais resultados:
 

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:



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
ρc = 3H02
8π G

(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:

  1. 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.

  2. 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.

  3. Por que a densidade do universo é tão próxima da densidade crítica? (Problema da Planicidade)
  4.  
      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.

TipoPorcentagem da densidade crítica
Energia escura73%
Matéria escura23%
Matéria normal 4%
Radiação0,005%

Quintessencia

 
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



 
Perguntas sobre o Big-Bang

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