1) O documento discute o princípio cosmológico de que o universo é homogêneo e isotrópico e as implicações disso, como a expansão do universo e o Big Bang. 2) A lei de Hubble mostra que as galáxias se afastam umas das outras à medida que o universo expande, implicando que o universo teve um início num Big Bang. 3) Medições recentes indicam que a expansão do universo está acelerando, possivelmente devido à energia escura representada pela const

1. CICLO DE PALESTRAS DE ASTRONOMIA E ASTROFÍSICA Ruth Bruno

2. Cosmologia

3. O Princípio Cosmológico O Universo é homogêneo e isotrópico (a) Homogêneo : todos os pontos têm a mesma composição e propriedades. (b) Isotrópico : todos os observadores têm a mesma impressão do Universo, qualquer que seja a direção na qual eles estão olhando. (a) (b) Ruth Bruno IF/UFF www.astro.ucla.edu

6. Sendo o Universo homogêneo e isotrópico, infinito em extensão e invariável no tempo, o céu noturno não deveria ser imensamente brilhante? O céu deveria ser tão brilhante quanto a superfície do Sol, pois a linha de visada interceptaria uma estrela em qualquer direção que se olhasse! Qual é o paradoxo? Ruth Bruno IF/UFF physics.uoregon.edu www.nino.cc/images/brahms_pics www.astro.iag.usp.br/

7. Resolvendo o paradoxo 3- O número de estrelas é infinito mas elas não estão distribuídas uniformemente, umas podendo estar na frente das outras, cobrindo a sua luz. Pode ser. Nesse caso o céu pareceria escuro, exceto em pequenas áreas. Ruth Bruno IF/UFF 1- A poeira interestelar absorve a luz das estrelas. Sim, mas não o suficiente. Além disso, a poeira aquecida brilharia tanto quanto as estrelas. 2- O universo tem um número finito de estrelas. É verdade, mas o número é tão grande que para o propósito de iluminar o céu, poderia ser considerado infinito. O céu noturno é escuro porque...

8. 5- O Universo tem uma idade finita e a luz das estrelas distantes não teve tempo de chegar até nós. Esta é provavelmente a resposta mais correta. Além disso, indica que a escuridão da noite é uma prova de que o Universo teve um início. O céu noturno é escuro porque... Ruth Bruno IF/UFF 4- A expansão do Universo degrada a lua das estrelas. Correto! Ajuda, mas não resolve o problema.

9. O Universo em expansão Vivemos em um Universo em expansão Ruth Bruno IF/UFF background.uchicago.edu/.../expansion.gif

10. Redshift Slipher  observou as linhas de emissão e absorção do espectro de galáxias e notou que quase todas as linhas estavam deslocadas para maiores comprimentos de onda (redshift). Ruth Bruno IF/UFF cse.ssl.berkeley.edu/.../pics/bt2lf0615_a.jpg

11. Hubble interpretou as observações de Slipher como deslocamentos Doppler e conclui que quase todas as galáxias estão se afastando da Via Láctea. A Recessão Ruth Bruno IF/UFF http://astro.if.ufrgs.br/univ/ odin.physastro.mnsu.edu

12. Redshift e o Efeito Doppler Onde:  o = comprimento de onda da luz emitida pela fonte em repouso  1 = comprimento de onda da luz emitida pela fonte em movimento  r = velocidade com que o objeto se afasta do observador Comparando com: Hubble concluiu que: Ruth Bruno IF/UFF

13. Lei de Hubble Combinado as medidas de velocidade feitas por Slipher com as suas próprias medidas de distância dessas galáxias, Hubble chegou à importante conclusão: A velocidade com que uma galáxia se move, afastando-se de nós, é proporcional à sua distância. Ruth Bruno IF/UFF imagine.gsfc.nasa.gov

14. Interpretação da Lei de Hubble A lei de Hubble é a mesma, não importando quem faz as medidas. Um observador localizado na galáxia 3 mede as distâncias e velocidades dadas na primeira linha. As duas últimas linhas são os pontos de vista de observadores situados nas galáxias 2 e 1, respectivamente. Ruth Bruno IF/UFF physics.uoregon.edu

16. O Big Bang A Lei de Hubble implica que, em algum tempo no passado, todas as galáxias e tudo o mais no Universo – matéria e radiação – estava confinado num único ponto naquele instante. Houve então uma grande explosão e o Universo que vemos hoje seria uma conseqüência dessa detonação primordial. Supondo que as velocidades das galáxias permaneçam constantes no tempo, a idade do Universo pode ser assim estimada: Para o valor atual de H, obtém-se t H = 13,6 bilhões de anos! Ruth Bruno IF/UFF

17. Do Big Bang até hoje Ruth Bruno IF/UFF www.lancs.ac.uk/ug/salkelda/Pics/Universe_exp...

18. Onde foi o Big Bang? O Big Bang não foi uma explosão em um universo vazio. O Big Bang envolveu o universo inteiro – não apenas a matéria e a radiação nele contida, mas o próprio universo. As galáxias não se afastam umas das outras em um universo em repouso. O universo é que está em expansão. Para entender melhor ... Ruth Bruno IF/UFF www.lcsd.gov.hk/

19. O Big Bang aconteceu em todos os lugares Clareando ainda mais as idéias... As moedas grudadas na superfície do balão se afastam umas das outras à medida que o balão é inflado. Similarmente as galáxias se afastam umas das outras à medida que o universo expande. Ruth Bruno IF/UFF physics.uoregon.edu

20. Antes do Big Bang O Big Bang representa o começo do universo inteiro – massa, energia, espaço e tempo tiveram origem naquele instante. Como o tempo não existia, a noção do “antes” não faz qualquer sentido. Esta não é, entretanto, a visão de todos os cosmologistas. Para alguns deles a própria teoria se encarregará de explicar a singularidade e então poderemos responder a questão do que aconteceu antes . Ruth Bruno IF/UFF

21. O Redshift Cosmológico Com a nova visão do universo em expansão, a explicação do redshift observado para as galáxias, com base no efeito Doppler, está incorreta. Isto porque as galáxias não estão, de fato, se movendo em relação ao universo. À medida que o universo expande, os fótons da radiação tem seus comprimentos de onda aumentados, dando origem ao redshift cosmológico. Ruth Bruno IF/UFF www.lcsd.gov.hk/

22. Repensando o redshift de galáxias Apesar de ser comum referir-se ao redshift cosmológico em termos da velocidade de recessão, devemos ter em mente que, rigorosamente falando, isto não é correto. Embora seja verdade que a distância entre as galáxias esteja aumentando como um resultado da expansão do universo, e que podemos usar as equações do efeito Doppler para medir o redshift das galáxias, estes redshifts não são devidos aos deslocamentos Doppler. Ruth Bruno IF/UFF

23. Evidências observacionais a favor do Big Bang Radiação de microondas de fundo: Em 1964, Penzias e Wilson, estudando a emissão de ondas rádio, provenientes da Via Láctea, detectaram uma radiação cósmica de 3K, extremamente isotrópica. Segundo estudos teóricos, a existência dessa radiação, um eco do Big Bang, já era prevista. Suas propriedades atuais deveriam resgatar as características originais do universo primordial, muito denso e quente (radiação de um corpo negro). A figura ao lado mostra a variação esperada nas curvas de corpo negro, em função do tempo, devido à diminuição na temperatura da radiação (lei de Wien) Ruth Bruno IF/UFF physics.uoregon.edu

24. Espectro de Corpo Negro da Radiação Cósmica de Fundo Ruth Bruno IF/UFF hyperphysics.phy-astr.gsu.edu

25. Portanto, as observações da radiação cósmica de fundo nos permite estudar as condições do Universo por volta da época correspondente ao redshift de 1500, quando a temperatura caiu para cerca de 4500 K Ecos do Big Bang Quando os átomos se formaram, o Universo se tornou virtualmente transparente à radiação. Ruth Bruno IF/UFF Livro Astronomy Today

26. A evolução do Universo No momento atual, o Universo está em expansão. A expansão continuará para sempre? A resposta está na densidade do universo. Curva A: expansão para sempre (Universo aberto) Curva C: expansão cessará dando lugar à contração (Universo fechado). Curva B: expansão para sempre, numa razão sempre decrescente ( Universo plano) Ruth Bruno IF/UFF www.lcsd.gov.hk/

27. A Geometria do Espaço De acordo com a Relatividade Geral, a matéria altera a natureza do espaço-tempo. A matéria molda a geometria do espaço. Quanto mais massa, maior a distorção. O grau de distorção –curvatura – deve ser o mesmo em qualquer lugar e corresponde, portanto, às possibilidades previstas para o destino do Universo. Ruth Bruno IF/UFF physics.uoregon.edu aether.lbl.gov/www/science/geometry.gif

28. Propriedades geométricas Ruth Bruno IF/UFF www.astro.rug.nl www.lcsd.gov.hk/

30. A Idade do Universo Idade estimada a partir da constante de Hubble, admitindo que a velocidade de expansão das galáxias é constante – valor superestimado pois a gravidade vem desacelerando a expansão ao longo dos anos. Como o Universo contém alguma massa, qualquer que seja o modelo sua trajetória no gráfico estará abaixo da linha de velocidade constante Ruth Bruno IF/UFF physics.uoregon.edu

31. Densidade do Universo Densidade de matéria do Universo  distingue os diferentes modelos de evolução do Universo Densidade crítica  densidade de massa que, ignorando a constante cosmológica, é exatamente a densidade capaz de interromper a expansão do Universo.  c  10 -26 kg/m 3 ( cerca de 6 átomos de H por m 3 ) Parâmetro de densidade: onde  o é a densidade de matéria atual Ruth Bruno IF/UFF

32. O Parâmetro de Densidade e o Futuro do Universo Ruth Bruno IF/UFF map.gsfc.nasa.gov/

33. A Constante Cosmológica  e a Expansão Acelerada do Universo Einstein inseriu um fator em suas equações a fim de que sua Teoria Geral da Relatividade ficasse de acordo com sua suposição de um Universo Estacionário – esta constante atua como uma força repulsiva, se opondo à gravidade e permitindo que as galáxias permaneçam estacionárias, apesar de suas atrações gravitacionais mútuas. Apesar do reconhecido erro, a força repulsiva representada por  é exatamente o que se precisa para descrever um Universo que está expandindo aceleradamente. Ruth Bruno IF/UFF www.nscl.msu.edu

34. Evidência da Expansão Acelerada do Universo Medidas do brilho de supernovas do tipo I, em galáxias muito distantes, comparadas com o brilho esperado baseado nos redshifts destas galáxias, revelaram a possibilidade de um Universo em expansão acelerada! Ruth Bruno IF/UFF msowww.anu.edu.au

35. Como é que as supernovas podem indicar que o Universo está em expansão acelerada? As distâncias em um Universo em expansão acelerada são maiores do que em um Universo que desacelera ou expande-se com velocidade constante. Assim, se o Universo estiver em expansão acelerada, supernovas distantes parecerão menos luminosas do que pareceriam se a expansão do Universo estivesse desacelerando-se. Ruth Bruno IF/UFF

36. Sabendo-se que no passado a velocidade da galáxia era v e , concluímos que, se o Universo está em expansão acelerada, a velocidade dessa galáxia hoje será maior do que seria se o Universo estivesse desacelerando ou em expansão com velocidade constante. Portanto, considerando um valor fixo para a constante de Hubble (H 0 ), concluímos da Lei de Hubble que velocidades maiores implicam em distâncias maiores. O que medimos de uma supernova é o seu desvio para o vermelho e a sua luminosidade aparente . Estatisticamente as supernovas distantes são menos brilhosas do que se esperaria em um Universo expandindo-se, por exemplo, com velocidade constante Ruth Bruno IF/UFF

37. Como a Constante Cosmológica afeta o destino do Universo? Agora o destino do Universo não é controlado apenas por  o A massa necessária para interromper a expansão será, neste caso, maior que a densidade crítica.  o  1  a evolução é similar (ocorre o colapso) ou pode até evitar que ocorra o colapso.  o  1  o universo pode expandir cada vez mais rápido. Ruth Bruno IF/UFF Livro Astronomy Today

38. physics.uoregon.edu

41. Problemas no Modelo Cosmológico Padrão 1- O Problema do Horizonte : A isotropia da radiação de microondas de fundo indica que as regiões A e B no Universo eram muito similares uma da outra quando a radiação que observamos partiram destas regiões. Mas não houve tempo, desde o Big Bang, para uma ter interagido fisicamente com a outra. Por que então elas devem parecer tanto? Ruth Bruno IF/UFF physics.uoregon.edu

42. 2- O Problema do Achatamento : Se o Universo se desviar, mesmo que ligeiramente do caso crítico, este desvio crescerá rapidamente no tempo. Para que o universo seja tão próximo do modelo crítico como ele é hoje, no passado ele deve ter diferido do modelo crítico por uma pequeníssima quantidade. Ruth Bruno IF/UFF physics.uoregon.edu

43. O Modelo Inflacionário Durante o período de inflação, no final da época GUT ( Grand Unified Theories ), o Universo expandiu enormemente num período muito curto de tempo. Depois disso, ele reassumiu sua expansão “normal”, mas então o Universo era 10 50 vezes maior do que antes. Época GUT: 10 -43 – 10 -35 s; T = 10 32 – 10 27 K; forças forte, fraca e eletromagnética unificadas . Época Hadrônica: 10 -35 – 10 -4 s; T = 10 27 – 10 12 K; partículas leves e pesadas em equilíbrio térmico Ruth Bruno IF/UFF www.hgs.k12.va.us

44. A Inflação resolve os Problemas do Modelo Padrão O Problema do Horizonte é resolvido considerando-se uma pequena região do Universo primordial, cujas partes já tiveram tempo de interagir uma com a outra e que portanto já se tornaram homogêneas, e expandindo esta região até um tamanho enorme. Hoje A e B estão entrando em nosso campo de visão. Suas propriedades são similares porque elas tiveram propriedades similares antes da época da inflação. Ruth Bruno IF/UFF physics.uoregon.edu/

45. A inflação resolve o Problema do Achatamento , considerando uma superfície curva, aqui representada pela superfície de um balão em expansão. Inflando o balão até um tamanho enorme, a formiga sobre a sua superfície verá o balão como uma superfície virtualmente plana. Ruth Bruno IF/UFF physics.uoregon.edu/

46. Mais um ingrediente na receita do Universo ??? Ruth Bruno IF/UFF

47. Matéria Escura : Evidências Observacionais Esta curva pode ser usada para calcular a massa da Galáxia contida em qualquer dado raio. A curva pontilhada é a curva de rotação que se esperaria se a galáxia terminasse abruptamente no raio de 15 kpc, o limite da estrutura espiral e da distribuição de aglomerado globular. O fato da curva não cair como se esperava, indica que deve haver mais matéria além desse raio. Curva de rotação da Via Láctea Ruth Bruno IF/UFF www.astro.iag.usp.br/

48. Curva de rotação da galáxia de Andrômeda (M31) Ruth Bruno IF/UFF www.cosmobrain.com.br/

49. A gravidade das três galáxias que aparecem nesta foto é suficiente para manter estável essa imensa nuvem de gás quente? A força gravitacional extra, necessária para manter a nuvem, é atribuída à matéria escura. Diâmetro da nuvem: 1,3 milhões de a.l. Distância da nuvem: 150 milhões de a.l. Ruth Bruno IF/UFF www.fas.org/.../rst/Sect20/darkmatter_rosat.jpg

50. Quantidade de matéria e energia escura Estima-se que aproximadamente 95% da massa do Universo seja constituída de matéria e energia escura. Ruth Bruno IF/UFF planetquest.jpl.nasa.gov/images/darkMatterPie www.cosmobrain.com.br/

51. Quem será a vencedora deste espetacular concurso ??? Ruth Bruno IF/UFF Superinteressante

52. Candidatos para a matéria escura !! 1- MACHOS ( Massive Compact Halo Objects ) anãs marrons, anãs brancas, estrelas de nêutrons e buracos negros. 2- WIMPS ( Weakly Interacting Massive Particles ) Partículas como axions, neutrinos massivos e fotinos. Ruth Bruno IF/UFF Superinteressante

53. Detectando Matéria Escura Lentes gravitacionais produzidas por um objeto escuro como uma anã marrom podem temporariamente causar a amplificação do brilho de uma estrela de fundo, servindo como um possível meio de detectar matéria escura estelar. Ruth Bruno IF/UFF www.astro.virginia.edu

54. O Universo Primordial Á medida que o Universo expandiu, o número de partículas de matéria e fótons por unidade de volume decresceram. Contudo, os fótons tiveram suas energias reduzidas devido ao redshift cosmológico, reduzindo sua massa equivalente, e portanto, sua densidade. Como resultado, a densidade da radiação caiu mais rápido do que a densidade de matéria. Traçando as curvas a partir das densidades hoje observadas, vemos que a radiação deve ter dominado a matéria nos primeiros tempos Ruth Bruno IF/UFF physics.uoregon.edu/

55. Temperatura e Densidade nas diferentes Eras de Evolução do Universo Ruth Bruno IF/UFF physics.uoregon.edu/

56. Estágios no desenvolvimento do Universo Ruth Bruno IF/UFF abyss.uoregon.edu

57. Qual é o nosso papel nesse Universo? Ruth Bruno IF/UFF ww.if.ufrgs.br

58. Referências 1- Chaisson, Eric; McMillan Steve, Astronomy Today , 1996, Prentice Hall, New Jersey 2- Hester Jeff et al, 21 st Century Astronomy , 2002, Norton & Company, London 3- Oliveira Filho, Kepler de Souza, Oliveira Saraiva, Maria de Fátima, Astronomia e Astrofísica , 2004, Editora Livraria da Física 4- http://chandra.havard.edu/edu/index/html 5-http://en.wikipedia.org/wiki/stellar_evolution 6- http://observe.arc.nasa.gov/nasa/space/space_index.shtml 7- http://antwrp.gffc.nasa.gov/apod/lib/aptree.html 8- http://astro.if.ufrgs.br/ 9- http://hubblesite.org/gallery/album 10-http://www.tqnyc.org/NYC040808/homepage.html 11-http://hyperphysics.phy-astro.gsu.edu/hbase/hframe.html 12- http://www.astro.ucla.edu/~wright/cosmolog.htm 13- http://omnis.if.ufrj.br/~ioav/nota.html 14- http://www.physics.kku.hk/ñature/cd/regular_e/index.html Ruth Bruno IF/UFF