Para_onde_vamos_CD

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=HD
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 > 60000K)
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 ?