1. O documento descreve as principais previsões e evidências do modelo do Big Bang, incluindo a expansão do universo, radiação cósmica de fundo, nucleossíntese primordial e formação de galáxias. 2. Ele também discute problemas do Big Bang como o horizonte, sintonia fina, origem das flutuações de densidade, matéria escura e energia escura. 3. A história térmica do universo desde a era de Planck até a formação de estrelas e galáxias é detalhada

1. O Big Bang

2. Previsões do Big Bang
1. Expansão do universo
2. RCF
3. Nucleossíntese
4. Formação das galáxias

3. A expansão
do Universo

4. Uma representação da expansão

10. Parece que estamos no centro do Universo

11. O espaço-tempo se expande
e
não há um centro do Universo

12. Lei
de
Hubble
V=H0 r

13. Previsão 1
Comprovada

14. RCF ou CBR

15. 1965

16. COBE - 1989

17. WMAP - 2001

18. Resultados do WMAP
Resolução
melhor que o
COBE
(7 vezes )

19. Previsão 2
Comprovada

20. Nucleossíntese
Primordial

21. Previsão 3
Comprovada

22. Formação
das
Galáxias

24. Previsão 4
Comprovada

26. Problemas do Big Bang
1. Do horizonte
2. Da sintonia fina
3. Da origem das fluts. de dens.
4. Da matéria escura
5. Da energia escura

27. Problema do horizonte
t = 300.000 anos
lh = 900.000 al
lAB = 90·106
al

28. O problema da sintonia fina
Ω=ρ/ρcrit
(ρcrit =10-26
kg/m3
)
hoje Ω0∼10-1
e t0 ∼1010
s com tp=10-44
s
Desenvolvendo em série
Ω(tp)=1 – 5· 10-54
(na era de Planck)

29. Inflação

30. 1050

31. Problemas 1 e 2
Solucionados

32. Origem das
flutuações de
densidade
(sobre a qual não sabemos nada)

33. O problema da
Matéria Escura
(sobre a qual não sabemos nada)

34. O problema da
Energia Escura
(sobre a qual não sabemos nada)

35. Expansão Acelerada
High-z Project
Brian Schmidt
Supernova Cosmology Project
Saul Pelmutter

36. Como era o Universo em seus momentos
iniciais ?
Pode-se inferir uma resposta
rodando o “filme” da expansão ao
contrário

46. Toda a matéria e
radiação do Universo
contidas num pequeno
volume
O Universo numa
pequeníssima fração de
segundo, logo após
a seu surgimento

47. Cosmologia
e
Física Quântica

49. História
Térmica do
Universo

50. 1. Era de Planck
De t = 0 → t = 10–44
s T > 1032
K
Gravitação quântica ⇒ Força única ?
Surgimento das flutuações de densidade? → Como?
tp ≅ 10 –44 s
Tp ≅ 10 32 K
Ep ≅ 10 19 GeV
Lp ≅ 10 –35 m
ρp ≅ 10 96 kg/m3
Ao final desta era ⇒ quebra de simetria ⇒ surgem as
forças:
⇒
gravitacional

51. 2. Era dos quarks ou da GUT
De t > 10–44
s → t ≅ 10–35
s T ≅ 1032
K → T ≅ 1028
K
Duas correntes de pensamento
1ª) Existem constituintes elementares
Quarks (u d c s t b)
→ Equilíbrio térmico: quarks, antiquarks,
γ, ν, W+
,W–
, Z° e glúons

52. 2ª) Não existem constituintes elementares
→ Supercordas
→ A queda de temp. ⇒ aparência de parts.
Em t ≅ 10-37
s ⇒ quebra de simetria ⇒ surgem as
forças:
⇒ Forte
⇒
Eletrofraca
± entre t ≅ 10-35
s → t ≅ 10-32
s
Inflação ⇒ ótica de ondas gravitacionais
Entre t ≅ 10-32
s → t ≅ 10-12
s ⇒

53. 3. Era hadrônica
De t > 10-12
s → t < 10-4
s T ≅ 1016
K → T ≅ 1012
K
Em t ≅ 10-10
s T=1015
K
⇒ Quebra de simetria eletrofraca ⇒ surgem as forças:
⇒ Fraca
⇒
Eletromagnética
⇒ Alcance dos aceleradores atuais → ∼100GeV ⇒ T ~ 1015
K

54. Em t ≅ 10-6
s T ≅ 1013
K
⇒ Transição quark-hádron
⇒ Formam-se partículas e antipartículas
⇒ Equilíbrio → parts. e antiparts/aniquilação-produção
⇒ Ao final dessa era ocorre a aniquilação mat.-antimat.
⇒ Resta um excesso de matéria → 1 part. de mat. em
cada 109
part. que existiam
⇒ Que gera o universo de hoje

55. 4. Era de Leptônica
De t ≅ 10-4
s → t ≅ 5 s T ≅ 1012
K → T
≅ 108
K
Em t ≅ 0,01 s T ≅ 1011
K
– Produção-aniquilação de pares e–
e+
como:
e–
+ e+
↔ γ + γ
– ‘‘Sopa’’ de: p,n,e–
, e+
, γ,ν em equilíbrio térmico
– Isto ⇒ em colisões e reações como:
p + e–
↔ n +ν ou n + e+
↔ p +
e
n → p + e–
+

56. Em t ≅ 0,1 s T ≅ 3·1010
K
– Desacoplamento dos neutrinos → ótica de
neutrinos
– O universo expande, e a temperatura cai, e o
equilíbrio
n/p também ⇒ 1n → 2p
Em t ≅ 1,0 s T ≅ 1010
K
– Aniquilação e–
e+
⇒ resta 1e–
p/ cada 109
e–
que
existiam
– A aniquilação aquece o gás ⇒ ocorre a
reionização
– Agora temos 1n → 3p

57. 5. Era da radiação
De t ≅ 5 s → t ≅ 6 ⋅ 105
s (5dias)
T ≅ 108
K → T ≅ 4 ⋅ 103
K
Em t ≅ 100 s
– A dissociação do D diminui e sua produção
aumenta
– Esta produção é estratégica, sem ele não haverá
He4
– Ocorre um equilíbrio muito estreito (gargalo do
D)
– A produção de D aumenta, enquanto a razão n/p
diminui

58. – O D dissocia-se muito facilmente
– A fotoionização mantém a abundância do D baixa
– O universo expande, e a temperatura cai um pouco
mais, agora poucos fótons são capazes de dissiciar o D
– O gargalo do D foi ultrapassado
– Temos 1n → 5p
– Nesse estreito equilíbrio, inicia a nucleossíntese

59. H3
⇒ D + n → H3
+ γ
D + D → H3
+ p
He3
⇒ D + p → He3
+ γ
D + D → He3
+ n
He4
⇒ H3
+ p → He4
+ γ
H3
+ D → He4
+ n
D + D → He4
+ γ

60. – A nucleossíntese dura até os 3m 40s, a partir
dos
quais, toda a matéria do universo está
criada:
75% de H, 25% de He4
e traços de D, H3
, He3
, Li7
e
Be7
– Devido a falta de A=5 e A=8 a
nucleossíntese de
elementos pesados não ocorre, porque o
universo
esfria abaixo da energia de Coulomb

61. 6. Era da matéria
De t ≥ 5 dias T < 4000 K
– O gás consiste principalmente de H e He
ioniz.
Em t ≅ 300.000 anos T= 3000K
– O universo expande e o gás esfria
– Recombinação – formação de átomos
neutros
– Desacoplamento – a radiação desacopla da
matéria e viaja livremente através do
espaço

62. 7. Era das estrelas e galáxias
– Flutuações de densidade ⇒
primeiras
estrelas (renascimento) e galáxias
– Via Láctea
– Sistema Solar
– Planetas
– Terra