Para_onde_vamos_CD
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Para onde Vamos ? O Destino do Universo Uma breve história do mapeamento do Universo e da descoberta de suas propriedades Paulo S. Pellegrini GEA/Observatório do Valongo MCT/Observatório Nacional O Universo conhecido em 1600: Terra, Sol, Lua, Planetas: objetos luminosos que se movimentam em relação a um Fundo de estrelas aparentemente fixas. O Universo conhecido em 1600, como descrito por Copérnico Movimento dos planetas sobre o fundo de estrelas No fundo de estrelas fixas se destaca uma faixa, relativamente estreita, cortando o céu, com aparência nebulosa, denominada Via Láctea. 1610 - Galileu Galilei Ao apontar sua luneta para a Via Láctea, descobre que ela é formada de estrelas 1775 – Immanuel Kant Sugere que a Via Láctea seja um sistema de estrelas, achatado Esquema mais tarde feito por Herschel como um disco. Por isso, quando olhamos na direção do plano desse disco, vemos mais estrelas que quando olhamos na direção perpendicular ao plano. Tendo conhecimento da observação de objetos difusos e nebulosos, Kant especula que assim seriam vistos outros sistemas estelares, como o nosso, se estivessem muito distantes 1785- William Herschel Constrói e utiliza telescópio de diâmetro 1,2m Tenta, pela primeira vez, determinar a forma da Via Láctea, o sistema de estrelas em que vivemos. Herschel assume que as estrelas têm mesmo brilho e estão distribuídas homogeneamente no espaço. Herschel argumenta que se o Universo de estrelas tem um limite visível, e sua forma é irregular (ou, achatada) deve-se contar mais estrelas em algumas direções que em outras. Campo de 20”x20” na direção da Via Lactea Campo de 20”x20” perpendicular à Via Lactea O Universo conhecido em 1785 (como descrito por Herschel) Herschel mapeia a Via Láctea realizando contagem sistemática de estrelas em 683 diferentes direções no céu e encontra a seguinte forma para o nosso sistema de estrelas Sol Exemplos de “estrelas nebulosas” Herschel, também ciente da existência de objetos de aparência difusa, encontra e cataloga cerca de 5000 “estrelas nebulosas”. Varia sua opinião se são objetos dentro da Via Láctea ...... ou outros sistemas de estrelas muito distantes, como especulado por Kant 1845 – William Parsons Constrói e utiliza um telescópio de diâmetro 1,80m Descobre que algumas “nebulosas” tem forma espiral. 1901 – 1922 Hugo von Seeliger (Obs Yerkes, EUA) , Jacobus Kapteyn (Obs. Leiden, Holanda) Assim como Herschel, realizam contagens estelares em diferentes direções no céu, com técnicas e instrumentos mais modernos. Seeliger Kapteyn coordena um esforço internacional para pesquisar o máximo possível de área do céu. Usam propriedades conhecidas das estrelas mais próximas: distâncias e número relativo por intervalo de brilho Kapteyn Tópico Complementar: Distâncias Astronômicas • A velocidade de propagação da luz no vácuo é cerca de 300.000 km/s. • Nesta velocidade, ela percorre uma distância de 9.460.000.000.000 km em 1 ano. • Por isso, a definição da unidade de distância 1 “ano-luz” = 9.460.000.000.000 km. Tópico Complementar: Distâncias Astronômicas --------------------------------------------------------------------- Distâncias anos-luz Sol - Terra 0,000016 km --------------------------------------------------------------------150.000.000 (8 minutos- luz) Sol – Plutão (Sistema Solar) Sol – Estrela mais próxima Diâmetro da Galáxia (estimado por Kapteyn) 0,00062 5.900.000.000 (5,5 horas-luz) 4,4 50.000 42.000.000.000.000 473.000.000.000.000.000 Modelo de Kapteyn para a nossa Galáxia O Universo conhecido, no início do século XX Sistema de estrelas achatado, e mais denso no centro, com dimensões aproximadas: diâmetro 50.000 anos-luz e espessura 10.000 anos-luz Sol situado próximo do centro Tópico Complementar: Distâncias Astronômicas Diluição do Brilho com a Distância Para uma estrela situada em diferentes distâncias D medimos um brilho aparente Bap igual seu brilho intrínseco Bin dividido (diluído) pela distância ao quadrado Bap = Bin D2 Diluição do Brilho com a Distância Um telescópio colhe menos luz de uma fonte situada a uma distância maior Tópico Complementar: Distâncias Astronômicas 1908 – Henrietta Leavitt (Obs. Harvard, EUA) Descobre relação entre: o tempo de variação (Período) e o Brilho intrínseco de uma classe de estrelas com variação regular denominadas Cefeidas Tópico Complementar: Distâncias Astronômicas Etapas para medir distâncias usando estrelas Cefeidas: 1 - Identificar uma estrela deste tipo 2 - Medir o período de variação de sua luz e seu brilho aparente Bap 3 - Usar a relação Período – Brilho intrínseco para obter o brilho intrínseco Bin 4 - Usar a fórmula Bap = Bin/D2 para obter a distância D 1920: Curtis x Shapley Diferentes propostas Para o tamanho da Via Lactea e natureza das nebulosidades Harlow Shapley Heber Curtis Mapeamento usando Cefeidas em aglomerados de estrelas ----------------- 300.000 anos-luz ------------- Sol Via Láctea como estimada por Kapteyn: 50.000 x 15.000 anos-luz Sol aproximadamente no centro. Nebulosidades são galáxias como a Via Láctea Centro da Galáxia Nebulosidades são objetos pequenos dentro da Via Láctea 1923 – Edwin Hubble (Obs. Mount Wilson, EUA) Encontra uma estrela Cefeida numa das maiores nebulosidades, na constelação de Andrômeda ... e calcula a distância da nebulosa como 1.400.000 anos-luz ! Muito além do maior diâmetro estimado para a nossa Galáxia O Universo conhecido em 1923 – 1929 Hubble determina distância para cerca de 20 nebulosas, mostrando que são sistemas de estrelas, como a nossa Galáxia, a milhões de anos-luz de distância. Para diferenciar das pequenas nuvens de gás, dentro da Via Láctea, esses objetos distantes passam a ser chamados de galáxias Alguns Conceitos Importantes Sobre a Luz A luz é uma perturbação do campo eletromagnético,que se propaga pelo espaço, e que pode ser parcialmente representada por uma onda | | Uma característica importante de uma onda é a distância entre 2 máximos ou mínimos da sua variação. Essa distância é chamada comprimento de onda () Uma feixe de radiação pode conter desde apenas um comprimento de onda até uma infinidade de valores de . Ao atravessar alguns materiais, a radiação pode ser “espalhada” nos seus infinitos comprimentos de onda e vemos o seu espectro Quando observamos a luz de uma estrela, espalhada nos seus comprimentos de onda (o espectro da estrela), vemos um contínuo de cores e linhas escuras onde há “ausência” de radiação No interior das estrelas, é produzido um espectro contínuo de cores Estrela Nas atmosferas das estrelas, os vários átomos absorvem a radiação vinda do centro, retirando do espectro alguns comprimentos de onda Cada átomo absorve um conjunto de comprimentos de onda característico Efeito que acontece com a radiação Espectro de uma fonte de luz estacionária que emite e absorve radiação numa variedade de comprimentos de onda (ex. um estrela) A mesma fonte de luz se afastando comprimentos de onda Espectro se desloca para o vermelho A mesma fonte de luz se aproximando Espectro de desloca para o azul A Lei Descoberta por Hubble (1929) Vesto Slipher (Observatório Lowell, EUA), em 1914, foi o primeiro a indicar que todas as 14 galáxias, por ele observadas, apresentavam o espectro deslocado para o vermelho Edwin Hubble (Obs. Mount Wilson, EUA), medindo distâncias com estrelas Cefeidas e deslocamentos dos espectros para o vermelho, encontra uma importante propriedade do Universo A Lei Descoberta por Hubble Quanto mais distante está uma galáxia, mais deslocado está seu espectro para o lado vermelho Como o deslocamento do espectro para o vermelho é maior quanto maior for a velocidade com que a fonte está se afastando, este resultado significa que ... quanto mais distante está uma galáxia, maior é a velocidade com que ela se afasta da nossa Galáxia A Lei Descoberta por Hubble Um estimador de distâncias V=HD velocidade de afastamento (km/s), medida pelo deslocamento do espectro distância (anos-luz) de uma galáxia qualquer à nossa Galáxia 20 km/s/Manos-luz 20.000 km/s 10.000 km/s 10.000 km/s 1.000.000.000 anos-luz 20.000 km/s 500.000.000 anos-luz Nossa Galáxia 500.000.000 anos-luz 1.000.000.000 anos-luz O Universo Conhecido no Final do Século XX Mapeando as Galáxias com a Lei de Hubble Praticamente todas as galáxias, em alguma escala de tamanho, podem ser consideradas como parte de um sistema: pares grupos aglomerados superaglomerados grandes estruturas Pares de Galáxias Sistemas de 2 galáxias ligadas pela atração gravitacional Grupos de Galáxias São sistemas contendo entre 3 e 50 galáxias O Grupo Local : onde está situada a nossa Galáxia Andrômeda M33 Nossa Galáxia Galáxias Elípticas anãs Galáxias Irregulares anãs <-------------- 3.000.000 anos-luz ----------------> Aglomerados de Galáxias Aglomerados de galáxias têm dimensões da ordem de 6.000.000 de anos-luz <----------------------------- 6.000.000 anos-luz -----------------------------> Aglomerados de Galáxias e alguns chegam a conter mais de 1000 galáxias Superaglomerados de Galáxias A Observação do Universo Distante A presença de poeira ao longo do disco da nossa Galáxia bloqueia a visão na direção do plano do disco Direção livre de poeira Direção Direção Nossa Galáxia oculta pela pela Sol poeira A observação óptica de galáxias distantes só pode ser feita em direções perpendiculares ao plano do disco da nossa Galáxia oculta Direção livre de poeira poeira As Grandes Estruturas do Universo As galáxias e suas associações se agrupam em estruturas com formas de filamentos e “paredes”, que circundam grandes regiões vazias de material luminoso nossa Galáxia aglomerados filamento vazio Parede vista de frente <-------------- 400.000.000 anos-luz --------------------> <------------------ 800.000.000 anos-luz -------------------> Parede vista de perfil As grandes paredes de galáxias têm uma dimensão característica de 200.000.000 anos-luz e espessura 15.000.000 anos-luz nossa Galáxia Parede vista de perfil Imagem mais profunda do Universo, na faixa de luz visível . Galáxias mais distantes na figura estão a cerca de 10 bilhões de anos-luz A Expansão do Universo Nossa Galáxia não ocupa um lugar preferencial no Universo A lei de expansão vale para qualquer local do Universo 20.000 km/s 10.000 km/s 10.000 km/s 1.000.000.000 anos-luz 500.000.000 anos-luz 10.000 km/s Uma galáxia qualquer 500.000.000 anos-luz Nossa Galáxia 20.000 km/s 20.000 km/s 1.000.000.000 anos-luz 500.000.000 anos-luz 30.000 km/s 1.500.000.000 anos-luz 1.000.000.000 anos-luz 40.000 km/s 2.000.000.000 anos-luz Uma representação da expansão Uma representação da expansão Uma representação da expansão Uma representação da expansão Uma representação da expansão Uma representação da expansão Como era o Universo em seus momentos iniciais ? Pode-se inferir uma resposta rodando o “filme” da expansão ao contrário e usando o conhecimento da Física da matéria Rodando o filme ao contrário ... Rodando o filme ao contrário ... Rodando o filme ao contrário ... Rodando o filme ao contrário ... Rodando o filme ao contrário ... Rodando o filme ao contrário ... Rodando o filme ao contrário ... Rodando o filme ao contrário ... Rodando o filme ao contrário ... Rodando o filme ao contrário ... O Universo numa pequeníssima fração de segundo, logo após a seu surgimento Toda a matéria e radiação do Universo contidas num pequeno volume O Conceito da “Grande Explosão” George Gamow (1948) (Univ. George Washington, EUA): A expansão pode ser descrita como conseqüência de uma “Grande Explosão” (Big Bang) a partir de condições físicas extremas: altíssima densidade altíssima temperatura Nestas condições, toda a matéria está na forma de seus constituintes mais elementares. A matéria, que conhecemos, se forma a medida que o Universo se expande, fica menos denso e mais frio. Evolução do Universo após a “Grande Explosão” Até 1000 anos (temperatura > 60000K) Radiação domina o Universo: - não deixa elétrons se associarem a núcleos e formar átomos - destrói condensações de matéria eventualmente causadas pela gravitação - Universo bastante homogêneo Expansão faz o Universo esfriar e se tornar menos denso Após 1 milhão de anos (temperatura < 3000 K): Matéria domina o Universo: - elétrons e núcleos se combinam para produzir os átomos de Hidrogênio e Hélio - matéria se agrupa sob efeito da gravitação - radiação que permeia o Universo segue esfriando, quase sem interagir com a matéria Uma Confirmação da Teoria da “Grande Explosão” Com o aperfeiçoamento da teoria da “Grande Explosão”, previa-se que, a radiação que permeia o Universo, com o seu esfriamento, teria atualmente (cerca de 15 bilhões de anos após o início) uma temperatura de cerca de 3 K que deveria ser percebida no espectro eletromagnético na faixa de microondas Arno Penzias e Robert Wilson (Bell Laboratories, EUA) utilizando uma radio-antena, para outras finalidades, detectaram em 1965 um “ruído” constante, proveniente de todas as direções do espaço, na faixa de microondas. Ao medirem a temperatura da radiação como 3 K, perceberam que estavam detectando o remanescente previsto da “Grande Explosão” Penzias Wilson Universo Primordial Universo Atual Universo inicial: muito próximo da homogeneidade Matéria e radiação fortemente acoplados Matéria no Universo atual: distribuição heterogênea, galáxias, aglomerados, vazios Radiação no Universo atual: - remanescente da Grande Explosão, - reflete condições no momento em que matéria e radiação desacoplam - exibe grande homogeneidade, - mostra pequenas irregularidades A Radiação Cósmica em Microondas Mapa da radiação cósmica em microondas (T=3 K), em todo o céu, mostrando marcas de pequenas variações (T=0,0002 K) na temperatura, já existentes quando o Universo tinha cerca de 1000 anos (desacoplamento matéria-radiação) Como radiação e matéria estavam acopladas até essa época, as mesmas variações na radiação estavam presentes na matéria Regiões de maior temperatura e mais densas Regiões mais frias e menos densas A Formação das Galáxias Irregularidades na distribuição primordial de matéria e radiação constituem centros de atração gravitacional As galáxias se formam nos locais onde o efeito da gravitação suplanta a força de expansão do Universo e condensa nuvens primordiais de Hidrogênio Agrupamentos de galáxias se formam posteriormente pela atração gravitacional entre as galáxias, também suplantando a força de expansão do Universo A Formação das Galáxias Na verdade, pequenas irregularidades primordiais estão presentes (como visto na radiação de fundo) Universo inicial muito próximo da homogeneidade Matéria e radiação A Formação das Galáxias Evolução das irregularidades sob efeito da gravitação Região mais densa Região menos densa A Formação das Galáxias Evolução das irregularidades sob efeito da gravitação Região mais densa Região menos densa A Formação das Galáxias Evolução das irregularidades sob efeito da gravitação Região mais densa Região menos densa A Formação das Galáxias Evolução das irregularidades sob efeito da gravitação Região mais densa Região menos densa A Formação das Galáxias Evolução das irregularidades sob efeito da gravitação Região mais densa Região menos densa A Formação das Galáxias Evolução das irregularidades sob efeito da gravitação Região mais densa Região menos densa A Matéria Escura no Universo Evidências Observacionais Fritz Zwicky 1933 - Fritz Zwicky (Caltech, EUA), estudando os movimentos caóticos de galáxias em aglomerados mostrou que movimentos observados só podem ser causados por uma quantidade de matéria cerca de 10 vezes maior que a visível na forma de galáxias A Matéria Escura no Universo Evidências observacionais Vera Rubin 1976 - Vera Rubin (Carnegie Inst., EUA), estudando o movimento de rotação de galáxias espirais (como a nossa) mostra que nas partes externas, movimento só pode ser explicado se existe um halo de material escuro, com cerca de 10 vezes mais massa que a galáxia A Matéria Escura Os candidatos Gás (Hidrogênio) que não formou estrelas. Poeira Pode ser detectado: -frio pela radiação devida a uma mudança de estado eletrônico. -quente pela radiação térmica (óptico até raios-X) Pode ser detectada: - fria obscurece material mais distante - quente pela radiação térmica (radio ou microondas) Medidas indicam que gás e poeira (contidos nas galáxias ou, fora delas), não representam fração significativa Estrelas pouco luminosas ou sem luminosidade, planetas, planetóides, asteróides, etc Conhecimento da nossa vizinhança mostra que, mesmo contabilizando todos os tipos de objetos pouco luminosos ou sem luminosidade, massa total é pequena Problemas Para a Matéria Comum Métodos analíticos e numéricos mostram que, se o Universo fosse constituído apenas da matéria que conhecemos, as irregularidades observadas na radiação cósmica não seriam suficientes para criar as estruturas que vemos hoje em dia. É necessário que matéria invisível e com propriedades diferentes da matéria que conhecemos, tenha participado da formação das estruturas que vemos hoje em dia. Isso existe ? A Matéria Escura Os melhores candidatos Algumas partículas elementares previstas pela Física (axions, neutrinos, neutralinos, etc) têm as seguintes propriedades: - Não absorvem, nem emitem radiação (são invisíveis) - Só interagem por gravitação (causam alteração dos movimentos de outros corpos) - Não formam outras partículas mais complexas A Matéria Escura Sua importância para o Universo Quantidade: Medidas indicam que existe 10 vezes mais matéria escura que a matéria que observamos Suposta natureza: Partículas elementares que só interagem gravitacionalmente Localização: Envolvendo galáxias e suas aglomerações Suposta atuação: Condensações de matéria escura não foram destruídas na Era da Radiação (pois tal matéria não interage com a radiação) e devem ter sido as “sementes” para a formação das galáxias, aglomerados e grandes estruturas no Universo, atraindo para seus centros, a matéria que observamos A Matéria Escura Simulações numéricas para representar a formação de galáxias e aglomerados, partindo de matéria escura, reproduzem muito bem as estruturas observadas no Universo Simulação: Clique abaixo para ver o filme A Formação de Estruturas no Universo Evolução das irregularidades de matéria escura sob efeito da gravitação, formando estruturas em grande escala Observado Simulação: Clique abaixo para ver o filme A Gravitação e o Espaço no Universo Albert Einstein (1916) elabora a Teoria da Relatividade Geral Albert Einstein A gravitação (causada pela existência de massa) “deforma” o espaço na sua vizinhança Uma Constatação da Teoria da Relatividade Geral Galáxias situadas atrás de aglomerados tem suas imagens deformadas pelo campo gravitacional intenso, causado pela grande quantidade de massa (muitas galáxias) do aglomerado. A Gravitação e o Espaço no Universo Representação da deformação do espaço pela presença de massa Quanto mais massa estiver concentrada, mais curvado e “fechado” é o espaço em sua volta A Gravitação e o Espaço no Universo O Universo contendo toda a matéria e a radiação A curvatura do espaço pela presença de matéria O Universo pode ser descrito como se toda sua matéria curvasse e “fechasse” o espaço completamente em sua volta. Todo o espaço a que temos acesso está “fechado” em nossa volta A Gravitação e o Espaço no Universo Estamos restritos ao volume do Universo como uma formiga colocada dentro de um balão sendo inflado, estaria restrita ao volume deste balão A Gravitação e o Espaço no Universo Conceito correto sobre a expansão do Universo : Não são as galáxias que estão se expandindo num espaço vazio. É o próprio espaço que está se expandindo como conseqüência de uma “explosão” inicial. Idade do Universo Pode ser calculada de 3 maneiras distintas : Pela idade e transformação dos elementos químicos (através do conhecimento da Física Nuclear), lembrando que eles foram formados nos interiores das estrelas: 10 -15 bilhões de anos (adicionar 1bilhão) Pela idade das estrelas mais velhas, através do conhecimento da evolução estelar : 11 - 13 bilhões de anos (adicionar 1bilhão) Pela escolha de um modelo para o Universo baseado em dados observacionais: - quantidade total de matéria - taxa de expansão = constante H da lei de Hubble ( D = H×V ) Exemplo: Modelo padrão, expansão desacelerando 12 – 15 bilhões de anos Melhor estimativa de idade para Universo: 12 – 15 bilhões de anos Tamanho do Universo Até onde podemos ver: distância percorrida pela luz durante a idade do Universo = 12 - 15 bilhões de anos-luz Universo total é maior que o Universo visível . A distâncias muito grandes, a expansão (do espaço) se processa numa velocidade maior que a da luz. Quão maior é o Universo total ? Desconhecido: estimativas teóricas dependem do modelos que assumimos para o Universo. Pode ser desde um pouco maior que o limite visível, até infinito A Evolução do Universo A evolução do Universo depende da competição entre: a força da “Grande Explosão”, que causa a expansão a força de atração gravitacional (de toda a sua matéria), que tende a frear a expansão A Evolução do Universo Se a força da “Grande Explosão” for maior que a força gravitacional, a expansão continuará indefinidamente. Neste caso, o evento “criação do Universo” foi único A Evolução do Universo Se a quantidade de matéria existente no Universo for grande o suficiente para causar uma força de atração gravitacional maior que a da “Grande Explosão”, expansão será freada até parar, todo o Universo se contrairá, até ser tão denso que produzirá uma nova “explosão”. Este processo seria repetitivo e o Universo pode ter sempre existido, sem início ou fim. A Evolução do Universo Número de galáxias no Universo 100 bilhões Densidade de matéria visível é 10-31 g/cm3 (0,0000000000000000000000000000001 g/cm3) Densidade necessária para parar a expansão 10-29 g/cm3 (0,00000000000000000000000000001 g/cm3) Resultados observacionais na década de 90 indicam que, mesmo contabilizando a matéria escura, a quantidade total de massa no Universo parece ser bem inferior (30%) à necessária para reverter a expansão. Modelo mais aceito atualmente: Universo em expansão eterna. A Evolução do Universo Resultados observacionais na década de 90 indicavam que expansão do Universo estaria desacelerando. Com o passar do tempo, teríamos acesso ao resto do Universo que ainda não vemos Entretanto, resultados recentes indicam que a expansão pode estar sendo acelerada ! A expansão é impulsionada por uma força cósmica . Neste caso, com o passar do tempo perdemos gradativamente acesso ao Universo mais distante Onde nossa curiosidade nos levará ?
