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100 anos de Cosmologia e novos desafios para o século XXI
Instituto de FísicaUniversidade Federal do Rio de Janeiro
Ioav Waga
UmaUma visãovisão do do UniversoUniverso porpor voltavolta de 1900 d.C.de 1900 d.C.
30,000 anos luz
Sistema SolarComposição: estrelas Organização:
Origem: ?William Herschel
(1738-1822)
QuestãoQuestão chavechave 100 100 anosanos atrásatrás !!
Objetos em nossa própria galáxia?Objetos distantes semelhantes à Via Láctea?
Andromeda
• Curtis: “ A evidênciahoje aponta fortementepara a conclusão de que as espirais sãogaláxias individuais , ouuniversos ilhas, comparáveis à nossagaláxia em dimensão e número de componentes.”
H. D. Curtis
• Shapley: “ Penso que a evidência é oposta a que as espirais são galáxias de estrelas, comparáveis à nossa própia galáxia. Até o presente não há razão paramodificarmos a hipótese de que as espirais sãosimplesmente objetosnebulosos.”
H. Shapley
• A disputa não foi resolvidaentão. O que faltava?
• Dados inquestionáveis sobre a nossa distância às nebulosas.
• 1923 - Hubble observa 2 novas e uma estrelavariável em Andrômeda.
• A estrela variável foi umadescoberta fundamental!
• Por que?• Após uma sequência de
observações Hubble concluiu que a estrelavariável era uma Cefeida.
Andrômeda
• Em 1912 Henrietta Leavituma astrônoma de Harward observou umacorrelação entre a luminosidade absolutamédia de estrelas do tipocefeida e o período de sua variação.
• Quanto maior o períodomaior a luminosidade.Henrietta Leavit
10 metros
100
2520 metros
O fluxo observado é inversamente proporcional aoquadrado da distância à fonte.
• 19 de fevereiro de 1924.
Para: A.H.Shapley, Diretor do observatório de Harvard, Cambridge, Massachusets.
“Você se interessará em saber que encontrei uma variávelCefeida na nebulosa de Andrômeda (M31). ... Em anexo segue uma cópia dacurva de luz, que mostra de forma inquestionável as características de umaCefeida. ... a distância obtidaestá em torno de 300 000 parsecs." Hubble
1 parsec = 3,26 anos-luz = 3,09 x 1013 KmHubble
• "Sua carta me falandosobre estrelas variáveisna direção da nebulosade Andrômeda é a peçaliterária que mais me entreteve nos últimostempos …” Shapley
H. Shapley
• Portanto, medindo o períodoe o fluxo, Hubble pode determinara distância a Andrômeda .
• Hoje sabemos que essa distânciaé ~ 670 000 pc.
• Sabia-se naquela época que o raioda nossa galáxia era menor que o valor obtido por Hubble. Hoje sabemos que o raio dagaláxia é ~15000 parsecs.
• A conclusão era inescapável: Andrômeda é de fato uma galáxiaespiral semelhante à nossa e queestá fora da Via Láctea.Hubble no telescópio Schmidt no
monte Palomar, Califórnia
Distância ou tamanho Simbolo Valor Valor Relativo
Raio da Terrra RT 6371 Km Raio do Sol RS 696000 Km 100 RT Distância Terra - Sol AU 150 x 106 Km 200 RS 1 parsec pc 3.09 x 1013Km 200000 AU
Estrela + próxima R* 1.275 pc 7 x 107 RS
Distância Sol - centro da galáxia
RG 10 kpc 8000 R* Raio do grupo local (Andrômeda)
RA 670 kpc 70RG Aglomerado + próximo (Virgem)
RV 11 h-1 Mpc 30RA
Raio do Universo observável RU 3000 h-1Mpc 300RV
Idade• Universo – ~ 14 bilhões de anos• Terra – 4,5 bilhões de anos (45 anos)• Primeiras formas de vida (35 anos atrás)• A vida nos oceanos florece abundantemente (6 anos
atrás)• Plantas e animais na terra (4 anos atrás)• Dinossauros atingem o máximo 1 ano atrás e
desaparecem a ~ 4 meses• Os primeiros humanoides aparecem na última semana.• A nossa espécie (homo sapiens) só surge a 4 horas
atrás.• A agricultura foi inventada na última hora.• O Brasil foi descoberto a 3 minutos atrás.
100 bilhõesEm todo o céu
3000 galáxiasaqui
HubbleDeepField
UmaUma visãovisão do do universouniverso porpor voltavolta de 2000 d.C.de 2000 d.C.
O O modelomodelo padrãopadrão dada CosmologiaCosmologia
• A cosmologia moderna parte de algumas hipóteses de trabalho.As leis da física, válidas no sistema solar valem tambémpara o resto do Universo.As leis da física, podem também ser extrapoladas para o passado.Gravitação é dominante em grandes escalas.Alcance das interações fraca e forte ~ 10-13 cm. Emborae2/GMp
2 >>1, os grandes agregados são eletricamente neutros.Principio de Copérnico: não ocupamos um lugar privilegiado
- somos observadores típicos.Princípio Cosmológico: em escalas suficientemente grandes
o Universo é espacialmente homogêneo e isotrópico.
• 1901, Vesto M. Slipher é contratadopara trabalhar no ObservatórioLowell.
• durante mais de 10 anos ele analisou o espectro da luzvinda de estrelas e nebulosas.
Percival Lowell
Espectro contínuo
Espectro contínuo+
linhas de absorção
Lâmpada
Lâmpada
Prisma
Prisma
Tela
Tela
Gás frio
Fótons reemitidos
fenda
fenda
Hidrogênio aquecido
Lâmpada
Prisma
Prisma
Tela
Tela
vermelho
verde
violeta
Espectro contínuo
linhas de emissão
• Em 1912 Slipherpercebeu que as linhasespectrais de Andrômeda estavam no lugar errado, elasestavam deslocadaspara o azul (região de menor comprimento de onda).
V. M. Slipher
Portanto a interpretação do resultadode Slipher é que Andrômeda está seaproximando de nós.Christian Doppler
• 1842 - Efeito Doppler
fonteref
fonterefobszλ
λλ −===
luz da velocidadefonte davelocidade
vermelhoo para
desvio
C = 300 000 km/seg Válido para v muito menor que c
km/seg3862v
008,08,6562
8,65626615A6615 A8,6562oo
==
=−
=
==
cz
z
obsf λλ
metro 010,00000000moAngstr 1 =
Comprimento de onda (Angström)
Hidrogênio α
Inte
nsid
ade
rela
tiva
Variação de λ metro 010,00000000moAngstr 1 =
o o6562,8 A 6615 A
6615 6562,8 0,0086562,8
v 2 386 km/s
f obs
z
z c
λ λ= =
−= =
= =
km/seg3862v
008,03.4861
3,48614900A4900 A3,4861oo
==
=−
=
==
cz
z
obsf λλ
Comprimento de onda (Angström)
Hidrogênio βIn
tens
idad
ere
lativ
a
• A velocidade de Andrômedaestimada por Slipher foi de, aproximadamente, 300km/seg.
• Em 1915 ele já tinha 40 medidas de espectro de nebulosas com 15 velocidades estimadas, número quesobe para 25 em 1917.
• Contrariamente ao que foraobservado em Andrômeda a grandemaioria apresentava velocidadespositivas. Por exemplo, das 41 nebulosas com desvio para o vermelho medido em 1923, apenas5 (incluindo Andrômeda) aproximavam-se de nós.
V. M. Slipher
A expansão do UniversoA expansão do Universo
Hubbledistância
recessãode
velocidade×= H
[Hubble & Humason (1931)]
010 20 30
5000
10000
15000
20000
0
distance (Mpc)
A expansão do Universo
tempo
Sepa
raçã
oen
tre
galá
xias
Desacelerado sem recolapso
Desacelerado com recolapso
Acelerado
Kolb
Os 3 pilares básicos da Cosmologia
1
2 3
2. A existência de uma radiação cósmica de fundo de microondas
A Radiação Cósmica de Fundo
Penzias e Wilson
• descoberta: A. A. Penzias & R. W. Wilson, em 1964, Bell Laboratory
• interpretação: R. H. Dicke, P. J. E. Peebles, P. G. Roll e D. T. Wilkinson, em 1964, Princeton University
Superfície de últimoespalhamento (z ~1000)
Universoopaco
Núcleos e elétrons livres
Terra
UniversotransparenteÁtomos
A Radiação Cósmica de Fundo
COBE1989 • Características principais:
• É uma radiação de corpo negro de microondas (T ~ 3 oK).
• A radiação é, altamenteisotrópica ∆T/T ~ 1.2 x 10-5 .
• Contudo ela possui umaanisotropia dipolar, ∆T/T ~ 1.2 x 10-3 , que decorre da nossavelocidade em relação aoreferencial da radiação de fundo; v ~ 360 km/seg
ESPECTRO ANGULAR DE POTÊNCIA
ˆExpandindo C( ) usando polinomios de Legendre, obtemosα
A função de correlação de temperatura é definida como:
1 2
... denota uma me dia sobre as direçoesˆˆ, separadas por um angulo .n n α
′
Calvão
Analogia: Série de Fourier
π2x
f(x) “dipolo”:
1c é máximo!⇓
“quadrupolo”:f(x)
π2x
é máximo!2c⇓
período:
Calvão
A formação de elementos leves
Em 1946, Alpher, Bethe e Gamov sugeriram a possibilidade de que todos os elementos químicos teriam sido gerados através de uma longa cadeia de captura de nucleons em 1 Universo primordial em expansão e que estaria esfriando-se. O esquema falha pois não há elementos leves estáveis com número de massa 5 e 8.
Alpher Bethe Gamov
A formação de elementos levesNucleosíntese Primordial
p
n2H
p 3He
4Hen
2H
4He3He
6Li7Li
9Be
1HA=5
A=8
+2He(Raro)
Predições estão baseadas em física bem conhecida
Predições da teoria:– Forma, essencialmente,
Hydrogênio & 4Hélio– Também forma 2H, 3He,
Li.– Depende da razão entre
prótons e neutrons naépoca e da taxa de decaimento do neutron.
• Razão (p:n) ~ 7:1– Abundância (por massa)
de hélio ~ 25% do total.
A formação de elementos levesNucleosíntese Primordial
He
D
LiA
bund
ânci
aR
elat
iva
1
10-3
10-6
10-9
Densidade Atual de Bárions ΩBh2
0.01 0.020.005
Regiãopermitida
~25%
Valor Observado Valor Predito
As observações estãoem excelente acordo com as previsões teóricas.
Forte suporte aomodelo padrão daCosmologia
3
10
; hoje 5 prótons/m
100 /
BB cr
cr
H h km seg M pc
ρ ρρ
−
Ω = ≅
=
Há evidências que mais de 90% de toda a matéria é escura.
Aglomerados e dinâmica de galáxias.
Lentes Gravitacionais
Fração de massa barionica emaglomerados.
Inventário Cósmico
Ordinary Matter~4%
Dark Energy~70%
Cold Dark Matter~25%
23;8
ii c
c
HG
ρρ
ρ πΩ = =
Fótons (CMB)Ωfótons ~ 0.00005 (0.005%)
NeutrinosΩneutrinos ~ 0.003 (0.3%)
Matéria Luminosa (estrelas)Ωlum ~ 0.005 (0.5%)
Matéria Bariônica (prótons e neutrons)
Ωbarion ~ 0.04 (4%)Matéria Escura (não barionica)
ΩM ~ 0.25 (25%)Energia Escura
ΩΛ ~ 0.7 (70%)
1917 - Einstein introduziu a constante cosmológica nas equações da TRG.
1 82
R R g G T gπµ ν µ ν µ ν µ ν− = + Λ
principal motivação: observacionalΛ atua como uma força repulsiva
1922 - Friedman obteve soluções das E.E. sem Λ e que são expansionistas.
1929 - Hubble anuncia a descoberta de que o U está em expansão.
1931 - Einstein exclui Λ de suas equações``The greatest blunder of my life’’
Eddington tinha um ponto de vista distinto:`` Λ-term is the strongest pillar of the theory of relativity and I would as soon thinkto reverting to Newtonian theory as of dropping the cosmical constant’’naquela época acreditava-se que a constante de Hubble tinha um valor ~ 8 vezes maior do
que acreditamos ser seu valor hoje (~ 65 km/s Mpc -1 ). Λ aumenta a idade do U.
Breve Histórico da Constante Cosmológica
Lemaitre acreditava que devemos manter Λ nas E.E. e que as observaçõesdevem dar a última palavra.Nas décadas de 60 & 70 Λ foi introduzida novamente.
1967 Petrosian , Salpeter & Szekeres para explicar uma concentração aparente de quasars em z=2.1975 Gunn and Tinsley
Na década de 80 Λ é introduzida no contexto do cenário inflacionário do Universo
Um período suficientemente longo de inflação
observações
Peebles (1988) - Carlberg et al.(1997)
23;8
ii c
c
HG
ρρ
ρ πΩ = =
1TΩ =
0 0.3 0.1mΩ = ±
Como conciliar a inflação com as observações?
component suave tal que Ωsuave ~ 0.7
0 1T m smoothΩ = Ω + Ω =Peebles Ap.J. 284, 439 (1984); Turner, Steigman& Krauss PRL52, 2090,(1984)
10 100 / ; 0.65 0.1H h km s Mpc h−= = ±
Candidatos para a componente suave:
Constante cosmológicaCampo escalar
ENERGIA ESCURA (Quintessência)
1Total mnr radiaçao EEΩ = Ω + Ω +Ω =
A Energia Escura deve ter outra propriedade
Pressão Negativa!!!
003
)3(3
4
>⇒<+
+−=
aPif
PGaa
ρ
ρπ
Aceleração!!
Sne Ia como ferramentapara a cosmologia
Vantagens• Luminosos
(109 - 1010 Lο).• muito
homogêneos.
Problemas• Raros, ~ 1/500 ano/galáxia.• aleatórios.• rápidos.
•Sne Ia atinge o máximo em alguns dias.• em alto “z” nao é mais possível detecta-lascom os mais poderosos telescópios dentro de 1 ou 2 meses.
Supernova do tipo Ia
Anã Branca
Explosão resultante de uma detonação termonuclearde uma estrela Anã Branca.
SN 1997ck é uma das supernovas mais distante até hoje descobertas.
4 de abril de 1997 28 de abril de 1997
SN 1997ck afasta-se com ~ 60% da velocidade da luz
A luz dessa supernova leva 8 bilhões de anos para chegar a Terra
Maiores avanços teóricos e sucessos da Cosmologia no século XX Relatividade Geral como teoria de gravitação ; existência de um quadro
auto-consistente.Expansão do Universo e a lei de Hubble (1929) .Alpher, Herman e Gamov fazem a previsão da existência de uma RCF de 3oK.Descoberta da RCF por Penzias e Wilson (1964).Previsão da nucleosíntese primordial (Alpher, Bethe e Gamov - 1948).
Concordância da teoria com as observações.Previsão da existência de matéria escura (não bariônica) e seu papel na
formação de estruturas.Inflação e o problema das condições iniciais no Universo (Guth – 1980). Origem
das flutuações de densidade para formação de estruturas.Bariogênese e assimetria matéria e antimatéria.Energia escura e a aceleração da expansão (1998).
Grandes questões abertas
Natureza da matéria e da energia escura.Topologia do UniversoGravitação quântica e a origem do Universo.Quadro mais completo para a formação de galáxias e aglomerados.