1) O documento discute a história da cosmologia no século XX, desde as primeiras cosmologias especulativas até o desenvolvimento da relatividade geral por Einstein. 2) A cosmologia observacional começou a mudar na década de 1830 com as primeiras medidas de paralaxe estelar, permitindo estimativas iniciais sobre a escala do Universo. 3) Na década de 1930, a relatividade geral de Einstein permitiu modelos autoconsistentes do Universo como um todo, embora a expansão cósmica ainda não tivesse sido descoberta.

1. Cosmologia do S´eculo XX:
Aspectos hist´oricos
Lucas Guimar˜aes Barros
Outubro/2014
1 / 36

2. Menu
1 Introdu¸c˜ao
2 Cosmologia observacional at´e 1929
3 Cosmologia entre 1930 e 1939
4 Cosmologia ap´os 1939
5 Cosmologia p´os-guerra at´e 1970
2 / 36

3. Menu
1 Introdu¸c˜ao
2 Cosmologia observacional at´e 1929
3 Cosmologia entre 1930 e 1939
4 Cosmologia ap´os 1939
5 Cosmologia p´os-guerra at´e 1970
3 / 36

4. Introdu¸c˜ao
A revolu¸c˜ao newtoniana havia resolvido o “quebra-cabe¸ca” dos planetas. V´arias descobertas
foram realizadas posteriormente. Como exemplo, podemos mencionar a descoberta de
Netuno em 1845, onde a Lei da Gravita¸c˜ao Universal foi utilizada para inferir a existˆencia
de mat´eria onde n˜ao se conseguia observar.
4 / 36

5. Introdu¸c˜ao
A revolu¸c˜ao newtoniana havia resolvido o “quebra-cabe¸ca” dos planetas. V´arias descobertas
foram realizadas posteriormente. Como exemplo, podemos mencionar a descoberta de
Netuno em 1845, onde a Lei da Gravita¸c˜ao Universal foi utilizada para inferir a existˆencia
de mat´eria onde n˜ao se conseguia observar.
A concep¸c˜ao de Universo at´e ent˜ao vigente (in´ıcio do s´eculo XIX) era aquela que afirmava
que as estrelas estavam distribu´ıdas de maneira uniforme no firmamento. O conceito de
“Universo-ilha”, proposto por I. Kant, levou quase dois s´eculos para adquirir fundamento
observacional (ex.: cat´alogo de objetos difusos de Messier).
4 / 36

6. Menu
1 Introdu¸c˜ao
2 Cosmologia observacional at´e 1929
3 Cosmologia entre 1930 e 1939
4 Cosmologia ap´os 1939
5 Cosmologia p´os-guerra at´e 1970
5 / 36

7. Cosmologia observacional at´e 1929
As cosmologias primeiras da Era Moderna eram cosmologias especulativas, que careciam
de validade observacional.
6 / 36

8. Cosmologia observacional at´e 1929
As cosmologias primeiras da Era Moderna eram cosmologias especulativas, que careciam
de validade observacional.
Isso come¸cou a mudar em meados dos anos 1830, com as primeiras medidas de paralaxe
estelar obtidas por F. Bessel, F. G. W. Struve e T. Henderson.
6 / 36

9. Cosmologia observacional at´e 1929
As cosmologias primeiras da Era Moderna eram cosmologias especulativas, que careciam
de validade observacional.
Isso come¸cou a mudar em meados dos anos 1830, com as primeiras medidas de paralaxe
estelar obtidas por F. Bessel, F. G. W. Struve e T. Henderson.
As primeiras estimativas da escala e da estrutura do Universo foram feitas por William
Herschel no final do s´eculo XVIII. O modelo de Herschel foi baseado na contagem de
estrelas e forneceu a primeira evidˆencia quantitativa para a teoria “Universo-ilha”. Al´em
disso, Herschel assumiu que todas as estrelas tinham a mesma magnitude absoluta.
6 / 36

10. Cosmologia observacional at´e 1929
A suposi¸c˜ao de Herschel foi corrigida por John Michell - que projetou o experimento de
Cavendish em 1767.
7 / 36

11. Cosmologia observacional at´e 1929
A suposi¸c˜ao de Herschel foi corrigida por John Michell - que projetou o experimento de
Cavendish em 1767.
Embora tenha discordado de Michell inicialmente, Herschel fez novas medidas com magni-
tudes de sistemas bin´arios e, em 1802, fora for¸cado pelos dados a concordar com Michell.
7 / 36

12. Cosmologia observacional at´e 1929
A suposi¸c˜ao de Herschel foi corrigida por John Michell - que projetou o experimento de
Cavendish em 1767.
Embora tenha discordado de Michell inicialmente, Herschel fez novas medidas com magni-
tudes de sistemas bin´arios e, em 1802, fora for¸cado pelos dados a concordar com Michell.
O modelo de gal´axia proposto por Herschel, no entanto, n˜ao foi adiante por alguns fatores.
Dentre eles, a limita¸c˜ao dos instrumentos utilizados, especialmente o telesc´opio refrator de
40 polegadas.
7 / 36

13. Cosmologia observacional at´e 1929
Figura: Telesc´opio constru´ıdo por Lord Rosse.
Fonte: http://amazing-space.stsci.edu/
Ao longo do s´eculo XIX v´arios telesc´opios foram
constru´ıdos, dentre eles, o telesc´opio refletor de
72 polegadas constru´ıdo por William Parsons (o
conde Rosse), na Irlanda, em 1845.
8 / 36

14. Cosmologia observacional at´e 1929
Figura: Nebulosa M51, ilustrada por Lord
Rosse. Fonte: http://amazing-space.stsci.edu/
Com esse instrumento, Lord Rosse pˆode observar
nebulosas e estrelas, descobrindo a estrutura es-
piral das gal´axias.
9 / 36

15. Cosmologia observacional at´e 1929
Figura: Mount Wilson Observatory. Fonte:
http://www.mtwilson.edu/
No final do s´eculo XIX, muitas tecnologias foram
desenvolvidas com o objetivo de aperfei¸coar a ob-
serva¸c˜ao dos astros. Imagens cada vez melho-
res de gal´axias e nebulosas eram obtidas. Como
exemplo, temos o telesc´opio Hooker (figura ao
lago) de 100 polegadas, constru´ıdo em 1917. Ho-
oker desempenhou um papel importante na re-
solu¸c˜ao do que ficou conhecida como “a grande
controv´ersia”, que dizia a respeito de quest˜oes re-
lacionadas ao tamanho da nossa gal´axia. Com o
aux´ılio do Hooker, em 1922, foram descobertas
estrelas vari´aveis em nebulosas espirais, que le-
varam posteriormente `a descoberta de Hubble de
vari´aveis cefeidas em M31.
10 / 36

16. Menu
1 Introdu¸c˜ao
2 Cosmologia observacional at´e 1929
3 Cosmologia entre 1930 e 1939
4 Cosmologia ap´os 1939
5 Cosmologia p´os-guerra at´e 1970
11 / 36

17. Cosmologia entre 1930 e 1939
Figura: Nikolai Lobachevsky (1792 - 1856).
Fonte: http://upload.wikimedia.org/
Trabalhando independentemente, N. Lobachevsky
resolveu o problema de geometrias que tinham vi-
olado o quinto postulado de Euclides. A geome-
tria desenvolvida por Lobachevsky veio a ser co-
nhecida como Geometria Hiperb´olica. Em On the
Principles of Geometry, trabalhou com o efeito
de paralaxe estelar em geometria hiperb´olica, che-
gando ao resultado:
12 / 36

18. Cosmologia entre 1930 e 1939
Figura: Nikolai Lobachevsky (1792 - 1856).
Fonte: http://upload.wikimedia.org/
Trabalhando independentemente, N. Lobachevsky
resolveu o problema de geometrias que tinham vi-
olado o quinto postulado de Euclides. A geome-
tria desenvolvida por Lobachevsky veio a ser co-
nhecida como Geometria Hiperb´olica. Em On the
Principles of Geometry, trabalhou com o efeito
de paralaxe estelar em geometria hiperb´olica, che-
gando ao resultado:
θ = arctan
a
R
(1)
12 / 36

19. Cosmologia entre 1930 e 1939
Figura: Albert Einstein (1879 - 1955). Fonte:
http://en.wikipedia.org/
O caminho tra¸cado por Einstein na Relatividade
Geral foi longo e tortuoso. Em sua busca por
uma teoria relativista consistente para com a gra-
vidade, trˆes ideias foram importantes:
13 / 36

20. Cosmologia entre 1930 e 1939
Figura: Albert Einstein (1879 - 1955). Fonte:
http://en.wikipedia.org/
O caminho tra¸cado por Einstein na Relatividade
Geral foi longo e tortuoso. Em sua busca por
uma teoria relativista consistente para com a gra-
vidade, trˆes ideias foram importantes:
1 A influˆencia da gravidade na luz.
13 / 36

21. Cosmologia entre 1930 e 1939
Figura: Albert Einstein (1879 - 1955). Fonte:
http://en.wikipedia.org/
O caminho tra¸cado por Einstein na Relatividade
Geral foi longo e tortuoso. Em sua busca por
uma teoria relativista consistente para com a gra-
vidade, trˆes ideias foram importantes:
1 A influˆencia da gravidade na luz.
2 O Princ´ıpio da Equivalˆencia.
13 / 36

22. Cosmologia entre 1930 e 1939
Figura: Albert Einstein (1879 - 1955). Fonte:
http://en.wikipedia.org/
O caminho tra¸cado por Einstein na Relatividade
Geral foi longo e tortuoso. Em sua busca por
uma teoria relativista consistente para com a gra-
vidade, trˆes ideias foram importantes:
1 A influˆencia da gravidade na luz.
2 O Princ´ıpio da Equivalˆencia.
3 O conceito de espa¸co-tempo de Riemann.
13 / 36

23. Cosmologia entre 1930 e 1939
Em meados de 1912, Einstein percebeu que necessitava de uma geometria n˜ao-euclidiana.
Consultando Marcel Grossmann, seu antigo amigo de escola, sobre formas gerais de trans-
forma¸c˜ao entre sistemas de referˆencia para m´etricas de forma ds2 = gµνdxµdxν.
14 / 36

24. Cosmologia entre 1930 e 1939
Em meados de 1912, Einstein percebeu que necessitava de uma geometria n˜ao-euclidiana.
Consultando Marcel Grossmann, seu antigo amigo de escola, sobre formas gerais de trans-
forma¸c˜ao entre sistemas de referˆencia para m´etricas de forma ds2 = gµνdxµdxν.
A resposta foi encontrada na geometria Riemanniana. Depois anos intensos de estudos, a
relatividade geral formulada em sua forma definitiva ocorreu em 1915.
14 / 36

25. Cosmologia entre 1930 e 1939
Em meados de 1912, Einstein percebeu que necessitava de uma geometria n˜ao-euclidiana.
Consultando Marcel Grossmann, seu antigo amigo de escola, sobre formas gerais de trans-
forma¸c˜ao entre sistemas de referˆencia para m´etricas de forma ds2 = gµνdxµdxν.
A resposta foi encontrada na geometria Riemanniana. Depois anos intensos de estudos, a
relatividade geral formulada em sua forma definitiva ocorreu em 1915.
Em 1917, percebeu que sua teoria poderia ser utilizada para construir modelos totalmente
auto-consistentes para o Universo como um todo.
14 / 36

26. Cosmologia entre 1930 e 1939
Em meados de 1912, Einstein percebeu que necessitava de uma geometria n˜ao-euclidiana.
Consultando Marcel Grossmann, seu antigo amigo de escola, sobre formas gerais de trans-
forma¸c˜ao entre sistemas de referˆencia para m´etricas de forma ds2 = gµνdxµdxν.
A resposta foi encontrada na geometria Riemanniana. Depois anos intensos de estudos, a
relatividade geral formulada em sua forma definitiva ocorreu em 1915.
Em 1917, percebeu que sua teoria poderia ser utilizada para construir modelos totalmente
auto-consistentes para o Universo como um todo.
Obs.: ´E importante lembrarmos que, at´e esse per´ıodo, a expans˜ao do Universo ainda n˜ao
tinha sido descoberta.
14 / 36

27. Cosmologia entre 1930 e 1939
Um dos objetivos de Einstein era incorporar na estrutura geral da relatividade o que ele
chamou de Princ´ıpio de Mach, significando que o sistema de referˆencia inercial local deve
ser determinado atrav´es da distribui¸c˜ao de mat´eria em larga escala no Universo.
15 / 36

28. Cosmologia entre 1930 e 1939
Um dos objetivos de Einstein era incorporar na estrutura geral da relatividade o que ele
chamou de Princ´ıpio de Mach, significando que o sistema de referˆencia inercial local deve
ser determinado atrav´es da distribui¸c˜ao de mat´eria em larga escala no Universo.
No entanto, houve outro problema, enunciado primeiramente por Newton, afirmando que
modelos est´aticos de universo s˜ao inst´aveis devido `a a¸c˜ao da gravidade.
15 / 36

29. Cosmologia entre 1930 e 1939
Um dos objetivos de Einstein era incorporar na estrutura geral da relatividade o que ele
chamou de Princ´ıpio de Mach, significando que o sistema de referˆencia inercial local deve
ser determinado atrav´es da distribui¸c˜ao de mat´eria em larga escala no Universo.
No entanto, houve outro problema, enunciado primeiramente por Newton, afirmando que
modelos est´aticos de universo s˜ao inst´aveis devido `a a¸c˜ao da gravidade.
A fim de contornar esse problema, Einstein introduziu nas equa¸c˜oes de campo a constante
cosmol´ogica Λ.
15 / 36

30. Cosmologia entre 1930 e 1939
Equa¸c˜ao de expans˜ao
A equa¸c˜ao que descreve a expans˜ao torna-se:
16 / 36

31. Cosmologia entre 1930 e 1939
Equa¸c˜ao de expans˜ao
A equa¸c˜ao que descreve a expans˜ao torna-se:
d2R
dt2
= −
4πGρ0
3R2
+
1
3
ΛR (2)
16 / 36

32. Cosmologia entre 1930 e 1939
Equa¸c˜ao de expans˜ao
A equa¸c˜ao que descreve a expans˜ao torna-se:
d2R
dt2
= −
4πGρ0
3R2
+
1
3
ΛR (2)
Nas palavras de Einstein, The inertial structure of spacetime was to be “exhaustively conditioned
and determined” by the distribution of material throughout the Universe.
16 / 36

33. Cosmologia entre 1930 e 1939
Quase que imediatamente ap´os a publica¸c˜ao de Einstein, de Sitter, em 1917, mostrou que
um dos objetivos de Einstein n˜ao tinham sido alcan¸cados. Ele encontrou solu¸c˜oes das
equa¸c˜oes de campo de Einstein, na ausˆencia de mat´eria (ρ = 0).
17 / 36

34. Cosmologia entre 1930 e 1939
Quase que imediatamente ap´os a publica¸c˜ao de Einstein, de Sitter, em 1917, mostrou que
um dos objetivos de Einstein n˜ao tinham sido alcan¸cados. Ele encontrou solu¸c˜oes das
equa¸c˜oes de campo de Einstein, na ausˆencia de mat´eria (ρ = 0).
Em seu artigo, de Sitter faz previs˜oes de observa¸c˜oes do desvio para o vermelho para
gal´axias distantes.
17 / 36

35. Cosmologia entre 1930 e 1939
Quase que imediatamente ap´os a publica¸c˜ao de Einstein, de Sitter, em 1917, mostrou que
um dos objetivos de Einstein n˜ao tinham sido alcan¸cados. Ele encontrou solu¸c˜oes das
equa¸c˜oes de campo de Einstein, na ausˆencia de mat´eria (ρ = 0).
Em seu artigo, de Sitter faz previs˜oes de observa¸c˜oes do desvio para o vermelho para
gal´axias distantes.
Tais resultados influenciar˜ao nos estudos de Edwin Hubble e seu colaborador M. Humanson.
Em 1927, Hubble conferiu que, para um dado espectro, todos os desvios eram da mesma
magnitude e resultavam em valores proporcionais `as distˆancias estimadas para as gal´axias
emissoras.
17 / 36

36. Cosmologia entre 1930 e 1939
Hubble
Os resultados obtidos por Hubble mostraram pela primeira vez uma correla¸c˜ao entre a velocidade
e a distˆancia estimada `as gal´axias da forma:
18 / 36

37. Cosmologia entre 1930 e 1939
Hubble
Os resultados obtidos por Hubble mostraram pela primeira vez uma correla¸c˜ao entre a velocidade
e a distˆancia estimada `as gal´axias da forma:
υ = H0 × D (3)
18 / 36

38. Cosmologia entre 1930 e 1939
Hubble
Os resultados obtidos por Hubble mostraram pela primeira vez uma correla¸c˜ao entre a velocidade
e a distˆancia estimada `as gal´axias da forma:
υ = H0 × D (3)
Que hoje ´e reconhecida como Lei de Hubble.
18 / 36

39. Cosmologia entre 1930 e 1939
Figura: Gr´afico da Lei de Hubble. Fonte:
http://www.das.inpe.br/
O valor atual da constante de Hubble H0 ´e de 71
km/s · Mpc, cuja dimens˜ao ´e de 1/t. Logo, a par-
tir dos valores medidos de D e v, ´e poss´ıvel fazer
uma estimativa da idade do Universo. O impacto
das observa¸c˜oes de Hubble foi enorme, e de fato
inaugurou a Cosmologia moderna. Em poucos
anos n˜ao tinha s´o ficado claro que habitamos um
sistema auto-gravitante de ±1011 estrelas, g´as e
poeira, mas tamb´em que existem outros bilh˜oes
de gal´axias e diversos tipos que se afastam de
n´os com velocidades gigantescas, maiores quanto
maior for a distˆancia relativa.
19 / 36

40. Cosmologia entre 1930 e 1939
As descobertas como as de Hubble mudaram radicalmente a vis˜ao que os cientistas tinham
do Universo. Foi preciso desenvolver toda uma nova forma de olhar e descrever este estado
de coisas e resolver v´arios problemas que surgiram.
20 / 36

41. Cosmologia entre 1930 e 1939
As descobertas como as de Hubble mudaram radicalmente a vis˜ao que os cientistas tinham
do Universo. Foi preciso desenvolver toda uma nova forma de olhar e descrever este estado
de coisas e resolver v´arios problemas que surgiram.
A descoberta da rela¸c˜ao velocidade-distˆancia para gal´axias foi interpretada como evidˆencia
da expans˜ao do Universo como um todo. Restavam problemas de interpreta¸c˜ao das no¸c˜oes
de tempo e distˆancia em cosmologia. (que, em 1935, fora resolvido de forma independente
por Robertson e G. Walker).
20 / 36

42. Cosmologia entre 1930 e 1939
As descobertas como as de Hubble mudaram radicalmente a vis˜ao que os cientistas tinham
do Universo. Foi preciso desenvolver toda uma nova forma de olhar e descrever este estado
de coisas e resolver v´arios problemas que surgiram.
A descoberta da rela¸c˜ao velocidade-distˆancia para gal´axias foi interpretada como evidˆencia
da expans˜ao do Universo como um todo. Restavam problemas de interpreta¸c˜ao das no¸c˜oes
de tempo e distˆancia em cosmologia. (que, em 1935, fora resolvido de forma independente
por Robertson e G. Walker).
Com a descoberta da rela¸c˜ao velocidade-distˆancia, Einstein lamentou a inclus˜ao da cons-
tante cosmol´ogica nas equa¸c˜oes de campo.
20 / 36

43. Menu
1 Introdu¸c˜ao
2 Cosmologia observacional at´e 1929
3 Cosmologia entre 1930 e 1939
4 Cosmologia ap´os 1939
5 Cosmologia p´os-guerra at´e 1970
21 / 36

44. Mat´eria escura
A evidˆencia para a mat´eria escura n˜ao demorou a chegar. Em 1933, Fritz Zwicky fez
os primeiros estudos dinˆamicos de aglomerados ricos de gal´axias, buscando determinar a
massa total do agrupamento.
22 / 36

45. Mat´eria escura
A evidˆencia para a mat´eria escura n˜ao demorou a chegar. Em 1933, Fritz Zwicky fez
os primeiros estudos dinˆamicos de aglomerados ricos de gal´axias, buscando determinar a
massa total do agrupamento.
Zwicky mediu a dispers˜ao de velocidades das gal´axias no aglomerado de Coma e encontrou
que havia muito mais massa do cluster do que poderia ser atribu´ıdo `as partes vis´ıveis das
gal´axias.
22 / 36

46. Mat´eria escura
A evidˆencia para a mat´eria escura n˜ao demorou a chegar. Em 1933, Fritz Zwicky fez
os primeiros estudos dinˆamicos de aglomerados ricos de gal´axias, buscando determinar a
massa total do agrupamento.
Zwicky mediu a dispers˜ao de velocidades das gal´axias no aglomerado de Coma e encontrou
que havia muito mais massa do cluster do que poderia ser atribu´ıdo `as partes vis´ıveis das
gal´axias.
Em unidades solares, a raz˜ao entre a massa e luminosidade ´optica de uma gal´axia como a
nossa ´e de cerca de 3, enquanto que para o Conjunto do coma a propor¸c˜ao encontrada foi
cerca de 500.
22 / 36

47. Mat´eria escura
A evidˆencia para a mat´eria escura n˜ao demorou a chegar. Em 1933, Fritz Zwicky fez
os primeiros estudos dinˆamicos de aglomerados ricos de gal´axias, buscando determinar a
massa total do agrupamento.
Zwicky mediu a dispers˜ao de velocidades das gal´axias no aglomerado de Coma e encontrou
que havia muito mais massa do cluster do que poderia ser atribu´ıdo `as partes vis´ıveis das
gal´axias.
Em unidades solares, a raz˜ao entre a massa e luminosidade ´optica de uma gal´axia como a
nossa ´e de cerca de 3, enquanto que para o Conjunto do coma a propor¸c˜ao encontrada foi
cerca de 500.
Os estudos pioneiros de Zwicky foram confirmados em estudos posteriores de aglomerados
ricos de gal´axias.
22 / 36

48. A idade do Universo e os modelos de Eddington-Lemaˆıtre
A ren´uncia de Einstein da constante cosmol´ogica Λ resultou em um grave problema para os
modelos que tiveram que supor Λ = 0. Em todo o mundo, os modelos desenvolvidos que
fizeram Λ = 0, a idade do Universo encontrada era de 1/H0, o que daria aproximadamente
2 bilh˜oes de anos. Dado este conflituoso com a idade da Terra, determinada atrav´es estudos
de data¸c˜ao radioativa.
23 / 36

49. A idade do Universo e os modelos de Eddington-Lemaˆıtre
Figura: Arthur Eddington e Georges Lemaˆıtre
Entre 1930/31, Eddington e Lemaˆıtre reconhece-
ram que esse problema poderia ser solucionado
se Λ fosse uma constante positiva. O efeito de
uma constante cosmol´ogica positiva ´e para con-
trabalan¸car a for¸ca atrativa da gravidade quando
o Universo cresceu em um tamanho suficiente.
Entre as solu¸c˜oes das equa¸c˜oes de Einstein, h´a
casos especiais equivalentes ao Universo Est´atico
de Einstein, mas em uma ´epoca primordial. Esse
modelo permaneceu nesse estado para um per´ıodo
arbitr´ario e longo e, em seguida, expandiu sob a
influˆencia do termo cosmol´ogico. No modelo de
Eddington-Lemaˆıtre, a idade do Universo poderia
ser arbitrariamente longa.
24 / 36

50. Menu
1 Introdu¸c˜ao
2 Cosmologia observacional at´e 1929
3 Cosmologia entre 1930 e 1939
4 Cosmologia ap´os 1939
5 Cosmologia p´os-guerra at´e 1970
25 / 36

51. Gamow e o Big-Bang
Em 1946, George Gamow descobriu que a escala de tempo da expans˜ao inicial do Universo
foi, de fato, demasiado curta para estabelecer uma abundˆancia de equil´ıbrio dos elementos
qu´ımicos.
26 / 36

52. Gamow e o Big-Bang
Em 1946, George Gamow descobriu que a escala de tempo da expans˜ao inicial do Universo
foi, de fato, demasiado curta para estabelecer uma abundˆancia de equil´ıbrio dos elementos
qu´ımicos.
Esta teoria, ap´os diversos estudos com nˆeutrons, foi publicada em 1948 por Alpher, Bethe
e Gamow. No artigo, chama-se a aten¸c˜ao para a necessidade de uma fase quente, densa
no in´ıcio do Universo, onde os elementos foram sintetizados cosmologicamente.
26 / 36

53. Gamow e o Big-Bang
Em 1946, George Gamow descobriu que a escala de tempo da expans˜ao inicial do Universo
foi, de fato, demasiado curta para estabelecer uma abundˆancia de equil´ıbrio dos elementos
qu´ımicos.
Esta teoria, ap´os diversos estudos com nˆeutrons, foi publicada em 1948 por Alpher, Bethe
e Gamow. No artigo, chama-se a aten¸c˜ao para a necessidade de uma fase quente, densa
no in´ıcio do Universo, onde os elementos foram sintetizados cosmologicamente.
No mesmo ano, Alpher e R. Herman realizaram c´alculos melhorados, incluindo a expans˜ao
c´osmica nos c´alculos. Como resultado, constataram que a temperaturas muito altas na
fase inicial, o Universo era dominado por radia¸c˜ao ao inv´es de mat´eria.
26 / 36

54. Gamow e o Big-Bang
Em 1946, George Gamow descobriu que a escala de tempo da expans˜ao inicial do Universo
foi, de fato, demasiado curta para estabelecer uma abundˆancia de equil´ıbrio dos elementos
qu´ımicos.
Esta teoria, ap´os diversos estudos com nˆeutrons, foi publicada em 1948 por Alpher, Bethe
e Gamow. No artigo, chama-se a aten¸c˜ao para a necessidade de uma fase quente, densa
no in´ıcio do Universo, onde os elementos foram sintetizados cosmologicamente.
No mesmo ano, Alpher e R. Herman realizaram c´alculos melhorados, incluindo a expans˜ao
c´osmica nos c´alculos. Como resultado, constataram que a temperaturas muito altas na
fase inicial, o Universo era dominado por radia¸c˜ao ao inv´es de mat´eria.
Com isso, resolveram o problema da temperatura do Universo, estimando a temperatura
de fundo igual a 5K.
26 / 36

55. Gamow e o Big-Bang
Em 1950, Hayashi destacou que, no in´ıcio do Universo, as temperaturas eram dez vezes
maiores do que aquelas em que ocorreu a nucleoss´ıntese.
27 / 36

56. Gamow e o Big-Bang
Em 1950, Hayashi destacou que, no in´ıcio do Universo, as temperaturas eram dez vezes
maiores do que aquelas em que ocorreu a nucleoss´ıntese.
Os nˆeutrons e os pr´otons foram levados para o equil´ıbrio t´ermico pelas intera¸c˜oes fracas.
27 / 36

57. Gamow e o Big-Bang
Em 1950, Hayashi destacou que, no in´ıcio do Universo, as temperaturas eram dez vezes
maiores do que aquelas em que ocorreu a nucleoss´ıntese.
Os nˆeutrons e os pr´otons foram levados para o equil´ıbrio t´ermico pelas intera¸c˜oes fracas.
A partir desses e de outros estudos realizados com a nucleoss´ıntese de elementos qu´ımicos,
refor¸cou-se a ideia de que o Universo est´a se expandindo.
27 / 36

58. Cosmologia do estado estacion´ario
Foi desenvolvida em 1948 por H. Bondi, Thomas Gold e Fred Hoyle. Eles estenderam o
princ´ıpio cosmol´ogico, segundo o qual o Universo apresenta a mesma imagem em grande
escala para todos os observadores fundamentais em todos os momentos.
28 / 36

59. Cosmologia do estado estacion´ario
Foi desenvolvida em 1948 por H. Bondi, Thomas Gold e Fred Hoyle. Eles estenderam o
princ´ıpio cosmol´ogico, segundo o qual o Universo apresenta a mesma imagem em grande
escala para todos os observadores fundamentais em todos os momentos.
Com isso, a constante de Hubble torna-se uma constante fundamental da natureza.
28 / 36

60. Cosmologia do estado estacion´ario
Foi desenvolvida em 1948 por H. Bondi, Thomas Gold e Fred Hoyle. Eles estenderam o
princ´ıpio cosmol´ogico, segundo o qual o Universo apresenta a mesma imagem em grande
escala para todos os observadores fundamentais em todos os momentos.
Com isso, a constante de Hubble torna-se uma constante fundamental da natureza.
Uma consequˆencia dessa teoria era que o Universo era infinito em idade, mas a idade dos
objetos t´ıpicos observados no Universo local era de apenas 1
3H−1
0 .
28 / 36

61. Cosmologia do estado estacion´ario
Foi desenvolvida em 1948 por H. Bondi, Thomas Gold e Fred Hoyle. Eles estenderam o
princ´ıpio cosmol´ogico, segundo o qual o Universo apresenta a mesma imagem em grande
escala para todos os observadores fundamentais em todos os momentos.
Com isso, a constante de Hubble torna-se uma constante fundamental da natureza.
Uma consequˆencia dessa teoria era que o Universo era infinito em idade, mas a idade dos
objetos t´ıpicos observados no Universo local era de apenas 1
3H−1
0 .
Foi durante um programa de r´adio no final dos anos 1940 que Fred Hoyle introduziu de
maneira pejorativa o termo “Big Bang” para descrever os modelos de Friedman com origem
singular.
28 / 36

62. O Big Bang
Fase hegemˆonica do Big Bang
Embora a ideia de que o Universo est´a em expans˜ao fosse bem aceita desde a observa¸c˜ao feita
por Hubble, no final da d´ecada de 1920, foi somente na segunda metade dos anos 1960 que ela
passou a ser entendida como consequˆencia natural de uma grande explos˜ao que teria ocorrido
h´a cerca de poucos bilh˜oes de anos. Dois grandes acontecimentos concorreram para isso, um
de natureza observacional e outro de natureza te´orica (NOVELLO, 2010, p. 21):
1 A descoberta da radia¸c˜ao c´osmica de fundo por Penzias e Wilson.
29 / 36

63. O Big Bang
Fase hegemˆonica do Big Bang
Embora a ideia de que o Universo est´a em expans˜ao fosse bem aceita desde a observa¸c˜ao feita
por Hubble, no final da d´ecada de 1920, foi somente na segunda metade dos anos 1960 que ela
passou a ser entendida como consequˆencia natural de uma grande explos˜ao que teria ocorrido
h´a cerca de poucos bilh˜oes de anos. Dois grandes acontecimentos concorreram para isso, um
de natureza observacional e outro de natureza te´orica (NOVELLO, 2010, p. 21):
1 A descoberta da radia¸c˜ao c´osmica de fundo por Penzias e Wilson.
2 A evolu¸c˜ao de alguns teoremas desenvolvidos por A. Friedman.
29 / 36

64. O Big Bang
Figura: Ilustra¸c˜ao dos efeitos ocorridos no Universo ap´os o Big Bang. Fonte: Astronomy Brasil
30 / 36

65. A radia¸c˜ao c´osmica de fundo - CMB
Figura: Fonte: http://www.universetoday.com
Em 1964, dois radioastrˆonomos americanos, Arno
Penzias e Robert Wilson, detectaram estranhos si-
nais que, posteriormente, indicariam uma fase ini-
cial extremamente quente do Universo. Utilizando
a conserva¸c˜ao da energia, inferiram que a tempe-
ratura de equil´ıbrio do g´as de f´otons era maior
no passado. Al´em disso, houve uma evolu¸c˜ao em
alguns teoremas envolvendo a evolu¸c˜ao de proces-
sos descritos pela intera¸c˜ao gravitacional, levando
`a intepreta¸c˜ao de que uma singularidade inicial se-
ria caracter´ıstica t´ıpica do Universo (NOVELLO,
2010, p. 21-22).
31 / 36

66. A radia¸c˜ao c´osmica de fundo - CMB
Figura: Einstein e o padre Lemaˆıtre. Fonte:
http://www.evolutionnews.org/
Einstein se op˜oe frontalmente ao Big Bang. Em
suas palavras, a teoria atual da relatividade se ba-
seia na divis˜ao da realidade f´ısica em um campo
m´etrico (a gravita¸c˜ao), por um lado, e o campo
eletromagn´etico e a mat´eria, por outro. Na rea-
lidade, o espa¸co provavelmente ter´a car´ater uni-
forme, e a teoria atual somente ser´a v´alida como
um caso limite . . .
32 / 36

67. A radia¸c˜ao c´osmica de fundo - CMB
Figura: Einstein e o padre Lemaˆıtre. Fonte:
http://www.evolutionnews.org/
Para grandes valores do campo e da densidade de
mat´eria, as equa¸c˜oes do campo e at´e as pr´oprias
vari´aveis que intervˆem nestas equa¸c˜oes n˜ao pos-
suem significado real. N˜ao ´e poss´ıvel, assim,
admitir a validade de tais equa¸c˜oes para densi-
dades de campo e de mat´eria muito elevadas.
Consequentemente, n˜ao se pode concluir dessas
equa¸c˜oes, ao serem aplicadas ao Universo, que o
in´ıcio da expans˜ao do Universo se identifique com
uma singularidade no sentido matem´atico. Tudo
que devemos reconhecer ´e que as equa¸c˜oes n˜ao
s˜ao aplic´aveis nessas regi˜oes.
33 / 36

68. O Big Bang
Embora o modelo do Big Bang tenha sido recebido com grande aceita¸c˜ao na comunidade
cient´ıfica, ele enfrenta diversos problemas, tais como os dados conflitantes sobre a idade
do Universo, o enigma dos quasares, a distribui¸c˜ao aparentemente assim´etria dos astros no
c´eu e medidas de temperatura do c´eu obtidas em 1994.
34 / 36

69. O Big Bang
Embora o modelo do Big Bang tenha sido recebido com grande aceita¸c˜ao na comunidade
cient´ıfica, ele enfrenta diversos problemas, tais como os dados conflitantes sobre a idade
do Universo, o enigma dos quasares, a distribui¸c˜ao aparentemente assim´etria dos astros no
c´eu e medidas de temperatura do c´eu obtidas em 1994.
Os dados de Halton Arp
Halton Arp mostra dados emp´ıricos sobre o redshift de quasares que colocam em d´uvida a
quest˜ao de suas distˆancias cosmol´ogicas. Enquanto que na teoria do Big Bang os quasares
s˜ao os objetos mais distantes de n´os, situados nos confins do Universo, para Arp, o quasar
pode ser a eje¸c˜ao de mat´eria de um n´ucleo gal´atico, o que explicaria os elevados redshifts de
quasares associados a gal´axias (OLIVEIRA, 2006, p. 181). Por conta de seus artigos sobre essas
observa¸c˜oes, Halton Arp perdeu seu emprego nos EUA.
34 / 36

70. Cosmologia moderna
Na f´ısica de part´ıculas, at´e o in´ıcio do s´eculo XX, apenas duas part´ıculas atˆomicas eram
conhecidas, o el´etron e o pr´oton. A partir dos anos 1950 v´arias part´ıculas subatˆomicas
foram observadas. `A medida que os experimentos foram acelerando part´ıculas a energias
cada vez maiores, foi se descobrindo estruturas cada vez menores.
35 / 36

71. Cosmologia moderna
Na f´ısica de part´ıculas, at´e o in´ıcio do s´eculo XX, apenas duas part´ıculas atˆomicas eram
conhecidas, o el´etron e o pr´oton. A partir dos anos 1950 v´arias part´ıculas subatˆomicas
foram observadas. `A medida que os experimentos foram acelerando part´ıculas a energias
cada vez maiores, foi se descobrindo estruturas cada vez menores.
A f´ısica contemporˆanea chegou a uma grande s´ıntese do microcosmos caracterizando e
classificando as part´ıculas em termos do chamado Modelo Padr˜ao, no qual quarks e
l´eptons s˜ao suficientes para construir qualquer outra part´ıcula conhecida (pr´otons,
nˆeutrons, etc.). A procura por uma teoria mais abrangente do mundo f´ısico ´e intensa,
pois embora tudo pare¸ca “explicado”, o Modelo Padr˜ao apresenta uma s´erie de
caracter´ısticas pouco satisfat´orias, e certamente n˜ao ser´a uma descri¸c˜ao completa quando
energias muito grandes sejam consideradas (HORVATH et al, 2007, p. 207).
35 / 36

72. Referˆencias
1 HORVATH, J. et al. Cosmologia F´ısica: do micro ao macro cosmos e vice-versa. S˜ao
Paulo: Editora Livraria da F´ısica, 2007.
2 LONGAIR, M. S. A brief History of Cosmology. Carnegie Observatories Astrophysics Series,
vol. 2. Measuring and Modeling the Universe, 2004. Dispon´ıvel em:
http://www.astro.caltech.edu/ george/ay21/readings/longair.pdf, acesso em: 14 out. 2014.
3 NOVELLO, M. Do Big Bang Ao Universo Eterno. Rio de Janeiro: Jorge Zahar Ed., 2010.
4 OLIVEIRA, J. H. L de. No¸c˜oes de cosmologia no Ensino M´edio: o paradigma criacionista
do Big Bang e a inibi¸c˜ao de teorias rivais. Disserta¸c˜ao de mestrado. Maring´a - PR: UEM,
2006.
36 / 36