Historia térmica do universo

Bariogênese
Formação da
matéria

História
Térmica do
Universo

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

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

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 ⇒

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

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

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–
+

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

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

– 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

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

– 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

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

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

O que é Cosmologia? É a ciência que estuda a:
Origem
Estrutura
Evolução do Universo
Como formou-se
Por que tem essa forma
Qual será o seu futuro
Ferramentas: Física
Astronomia
Matemática
Química
Filosofia

Distribuição de objetos
no Universo
Hierárquica
do menor para o maior

Princípio cosmológico
O universo é
homogêneo
e
isotrópico

Métricade Robertson-Walker
Gij é função de ds2
(geometria) e
Tij é função da distribuição de matéria
a(t) – fator de escala
k – índice de curvatura
( )







++
−
+= 22222
sen
1
)( 2
2
2
2
φθθ ddr
kr
dr
tadtds

Fator de escala e Parâmetro de Hubble
Substituindo X vem:
H(t)rv(t) =
a(t)
(t)a
H(t)

=
a(t)
(t)a
dv(t)

=
a(t)Xd =

Densidade crítica — ρcrit
E=0 ⇒ ρ= ρc ⇒ρcrit ~10-31
g/cm3
E>0 ⇒ ρ< ρc
E<0 ⇒ ρ> ρc
cte
r
GMm
mvE =−= 2
2
1

Parâmetro de densidade — Ω
Ω= ρ/ρcrit
Ω =1 ⇒ universo aberto (marginalmente)
Ω >1 ⇒ universo fechado
Ω <1 ⇒ universo aberto (expansão eterna)

Equações de evolução
(de Friedmann)
ka(t)
3
πG8
(t)a2
−=
a(t)
3
πG4
(t)a
ρ
−=

Soluções:
1) ρ = ρcrit , Ω =1 e k=0
Se a → 0 ⇒ → 0
Expande até v → 0
a

Universo crítico
(densidade crítica)
Ω0= 1 e k=0

Curvatura do
Espaço-Tempo
zero
(aberto)

2) ρ > ρcrit , Ω <1 e k= –1
ta(t) ∝
Universo aberto em expansão eterna
> 0 semprea

Universo aberto
Ω0<1 e k= –1

Curvatura do
Espaço-Tempo
negativa
(aberto)

3) ρ < ρcrit , Ω >1 e k=+1
Expande até depois contrai
Em algum tempo
= 0
3
8 3
00aπGρ
RC =
a

Curvatura do
Espaço-Tempo
positiva
(fechado)

Composição do Universo
Ωvisível = 0,003 – 0,005
Ωb = 0,04 – 0,06
Ωme = 0,2 – 0,35
Ωee = 0,60 – 0,75

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