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Uma História
do Universo
A Gênese e Desenvovimento
da Cosmologia Moderna
por
Marcelo Byrro Ribeiro
(Instituto de Física – UFRJ)
Uma História do Universo
A Gênese e Desenvovimento
da Cosmologia Moderna
por
Marcelo Byrro Ribeiro
Formato do Curso








A gênese do Big Bang
primórdios
O nascimento da
cosmologia científica
A astronomia validando o
Big Bang
A descoberta da expansão
do Universo
Os trabalhos de Edwin
Hubble
A descoberta da radiação
cósmica de fundo
Resultados e observações
recentes








Sumário do modelo do Big
bang
Estruturas cósmicas:
galáxias, aglomerados de
galáxias e vazios cósmicos
O telescópio espacial
Hubble
Supernovas: explosões
estelares
A aceleração da expansão
A constante cosmológica
Matéria escura e energia do
vácuo
O futuro da cosmologia
Por que estudamos a história e
evolução do Universo?

1)
2)
3)
Em qualquer cultura, em qualquer
época, sempre foram feitas as
seguintes perguntas:
De onde viemos?
Para onde vamos?
Qual a origem de tudos que nos cerca?
A pergunta sobre a origem de tudo
nos leva a outras duas perguntas:
4)
5)
De onde veio esse “todo”?
Para onde vai esse todo que nos cerca?
Essas perguntas são tão fundamentais
que todas as culturas humanas, em
qualquer época, procuraram, e ainda
procuram, responde-las
Mas, o que é o “todo”?
É a tentativa de responder essa
pergunta que gera uma COSMOLOGIA !
O Universo é o todo


A idéia de “universo” de qualquer cosmologia é
o todo, a totalidade de tudo que nos cerca
Mas, então, outra pergunta se coloca:
O que compõe esse todo?
•
A resposta a essa pergunta depende da
cultura, da época e da tecnologia disponível
Cada cultura tem a sua própria
resposta
Para os índios o universo é feito
dos animais e das matas
 Para os egípcios ele em parte era
um lugar árido
 E, para nós...

Vivemos em uma sociedade
baseada na ciência e tecnologia
Portanto...
Nossa cosmologia será
necessariamente baseada na ciência e
tecnologia
O que nos leva à questão:
Qual será essa cosmologia
tecnológica e científica?

Essa é a história que pretendo contar

Descrever a visão científica moderna da
cosmologia, a qual está totalmente
interligada aos avanços tecnológicos
principalmente na astronomia

A física e a matemática por trás dessas
idéias é bastante complexa
Mas as idéias e os resultados não são
Uma história sobre o Universo




Essa é a história que pretendo contar
Onde as idéias e resultados são
completamente acessíveis para um leigo
bem informado
Essa é, portanto, uma história sobre o
Universo
E é dessa história que se trata a
cosmologia moderna
Primordios
O mapeamento da Terra:
geometria
O começo de nossa história



Toda história tem um início escolhido pelo
contador da história
Vamos então começar no século XVIII, na
Alemanha, Hungria e Rússia
E os personagens são alguns dos grandes
matemáticos da época:
Gauss
Bolyai
Lobatchevski
Riemann
Geometria


Essa era a preocupação deles
Mas, o que é exatamente a geometria?
É uma maneira de pensarmos sobre
as propriedades do espaço físico e
sobre as figuras nesse espaço físico
Euclides


Até cerca do ano
1800 a única
maneira de pensar
em geometria era
baseada nos gregos
antigos
Essa geometria era
a escrita por
Euclides, nos seus
“Elementos”
“Os Elementos” de Euclides

“Os Elementos” é sem dúvida uma compilação do
conhecimento geométrico que foi o centro do
conhecimento em matemática por 2.000 anos

Segundo historiadores, provavelmente nenhum resultado
é realmente dele, mas a organização do material e a
exposição foram feitas por ele

A “geometria de Euclides” se baseava em um grupo de
afirmações auto-evidentes, chamados axiomas, os quais
eram advindos da experiência
O triângulo euclidiano
A soma dos ângulos
internos de um
triângulo é 180°
Entra em cena Carl Friedrich
Gauss (1777-1855)


Um menino prodígio em
matemática, que
demonstrou seu primeiro
teorema aos 7 anos de
idade
Trabalhou por muitos
anos no Observatório de
Göttingen e concluiu que
a natureza do espaço
pode ser nãoeuclidiana
Gauss, o “príncipe da
matemática”
O triângulo de Gauss
polo norte
A soma dos ângulos
internos é maior do
que 180°, porque
c
a  90

o
b  90
o
a  b  c maior do que 180
a
o
b
equador
O triângulo e círculo de Gauss
longitudes formam triângulos
latitudes formam círculos
As tres montanhas de Gauss


Gauss decide então realizar um
experimento em 1827 para tentar
determinar a verdadeira geometria do
nosso espaço
Com pessoas usando lanternas no topo
de tres montanhas alemãs de
Hohenhagen, Brocken e Inselsberg, ele
tenta medir a soma dos ângulos
formados pelo triângulo
As tres montanhas de Gauss (2)
Brocken
85 km
b
a
69 km
c
197 km
Hohenhagen
Inselsberg
Os resultados do experimento
de Gauss



Soma dos ângulos = 180° 0’ 14,85’’
Mas, o erro era MUITO maior que o
excesso !
Gauss percebe que precisava de um
triângulo muito maior, de escala
possivelmente astronômica
O medo de publicar
Temendo o ridículo, Gauss jamais
publica em vida nenhum de seus
resultados sobre geometrias nãoeuclidianas
Entra em cena um novo ator



Nikolai Ivanovich
Lobatchevsky (17931856)
Matemático russo da
Universidade de
Kazan
Obteve conclusões
semelhantes a
Gauss
E também um segundo ator




John Bolyai (1802-1860)
Oficial do exército
húngaro e matemático
nas horas vagas (filho
de um matemático)
Obteve conclusões
semelhantes a Gauss e
Lobatchevsky
Os trabalhos dos 3
foram independentes
A coragem de publicar

Ao contrário de Gauss, Bolyai e
Lobatchevsky mostram mais coragem e
publicam seus resultados

Mas, chegam a um resultado diferente
do de Gauss
O triângulo hiperbólico
Nesse triâmgulo,
diferente do de
Gauss, a soma dos
ângulos internos é
menor do que 180°
Mas, então, qual é a natureza
geométrica do espaço?
Euclidiano?
Hiperbólico?
Esférico?
Entra em cena Georg Bernhard
Riemann (1826-1866)


Aluno de Gauss
Em 1854 ele
apresenta em
Göttingen, na
presença de Gauss,
uma aula-tese
absolutamente
genial
O trabalho de Riemann de 1854

Título:
“Sobre as Hipóteses Presentes nos
Fundamentos da Geometria
As hipóteses de Riemann


O espaço é conhecido apenas em uma
pequena parte
O espaço é caracterizado por sua
CURVATURA
A curvatura dos 3 triângulos



Curvatura zero
Curvatura positiva
Curvatura negativa
Curvatura e distâncias podem
ser medidas


Riemann apresenta um método para calcular
as distâncias e a curvatura, baseados em
resultados prévios de Gauss
Teorema de Pitágoras:
2
2
2
a +b =c
c
b
a
Versão de Riemann
Y
^
distancia
D
2
2
D =X +Y
2
X
Em 3 dimensões
E ainda...
Então, de acordo com
Riemann...
1)
2)
3)
X e Y podem ser medidos
D é a distância entre dois pontos nas
posições X e Y
A curvatura está contida no valor
medido de D: a curvatura é intrínseca
Com essas hipóteses Riemann cria o
que passou a ser conhecido como...
Geometria Riemanniana
Baseada fortemente na teoria de Gauss sobre superfíficies
Reune as idéias anteriores de Gauss, Lobatchevsky, Bolyai
e Euclides
Riemann foi absolutamente
genial!
1)
2)
As idéias principais de Riemann foram
vitais para Albert Einstein e toda a
cosmologia do século XX
O espaço pode ser determinado pela
medida da distância D entre dois
pontos próximos
A curvatura determina o tipo de
espaço, que é medido por meio de D
A curvatura é medida
localmente
Então, em princípio podemos
determinar a natureza do espaço
Ao final de seu trabalho de
1854, Riemann foi profético
“A astronomia vai
decidir qual a
geometria se ajusta
ao espaço”
Qual será o espaço que contém
as estrelas?
As teorias da relatividade de
Albert Einstein: especial (1905)
e geral (1916)
A importância das teorias de
Einstein na cosmologia moderna



Albert Einstein (1879-1955), um dos maiores
físicos do século XX, preparou o terreno para
a cosmologia moderna ao criar as suas teorias
da relatividade
Inicialmente ele não se interessava por
geometria, mas, gradativamente, aceitou a
importância da visão geométrica do espaço
E foram os trabalhos de Einstein que
trouxeram à luz a abordagem de Riemann,
que, até o início do século XX, era
considerada uma área obscura da geometria
Contribuições de Einstein


Einstein não chegou a Riemann sozinho:
outros fizeram contribuições valiosas
Mas, foi ele que, apenas um ano após a
publicação de sua teoria generalizada
da relatividade, efetivamente
estabeleceu o problema cosmológico
nos moldes que nós seguimos até hoje
Cosmologia científica antes de
Einstein (pré-relatividade)

1)
2)
Algumas físicos já pensavam sobre o
problema cosmológico no século XIX, mas
seguiam hipóteses que esbarravam em
problemas sérios:
O espaço era assumido estático: não
haveria mudanças na distribuição da estrelas
com o passar do tempo
O espaço teria uma geometria Euclidiana:
seria infinito e ilimitado
Mas,...


Se o espaço é infinito e ilimitado e preenchido
por um número igualmente infinito de estrelas,
então essas estrelas deveriam deixar o céu
permanentemente iluminado
Como isso não é observado (o céu é escuro à
noite), essa contradição ficou conhecida como
O Paradoxo de Olbers
O Paradoxo de Olbers: por que o
céu é escuro à noite?



Ele já era discutido em 1610, na época de
Kepler, o grande antecessor de Newton sobre
o movimento dos planetas
Foi rediscutido no século XVIII por Halley
(quem descobriu o cometa que leva seu nome)
e Jean Philippe Leys de Cheseaux em 1744
Mas foi Heinrich Wilhelm Mathäus Olbers que
em 1826 rediscutiu o assunto e teve seu nome
associado a esse problema
Monumento a Olbers em Bremen
Possíveis explicações para o
paradoxo



Muita poeira: radiação a
esquentaria
Estrelas são finitas: mas,
mesmo assim, há
estrelas suficientes para
fazer todo o céu brilhar
Distribuição não
uniforme das estrelas
(uma na frente das
outras): talvez, mas
algumas partes seriam
escluras e outras claras
As explicações anteriores não
convencem, exceto...
O universo é muito jovem
 O universo está em expansão
Isso implicaria que:
1) nunca observaríamos todas as estrelas
ao mesmo tempo
2) O universo teria uma história

Essas conclusões serão tremendamente
importantes para toda a cosmologia
moderna
Einstein 1905: relatividade
especial


Conceitos de tempo e espaço
dependem de como e onde eles são
medidos
À medida em que nos aproximamos da
velocidade da luz, o tempo se dilata e os
comprimentos se contraem
Duas pessoas: uma parada e
outra em movimento


Se a velocidade da que está em
movimento aproxima-se à da luz, então
há a contração dos comprimentos, para
aquele que está parado
Da mesma forma, para aquele que está
parado ocorre uma dilatação do tempo
medido
Visualmente: contração dos
comprimentos
Visualmente: dilatação do
tempo
Ainda a dilatação do tempo
O tempo é então tão importante
quanto o espaço


Ao colocar o tempo no mesmo nível que
o espaço, Einstein propõe uma nova
maneira de descrever os eventos
São os diagramas espaço-temporais
Diagramas espaço-temporais


Se pensarmos em cada
instante de tempo como
sendo uma folha de
papel
Colocando muitas folhas
umas sobre as outras
teremos a idéia desses
diagramas, onde o
tempo estará no eixo
vertical
Diagramas espaço-temporais (2)
Diagramas espaço-temporais (3)
Entra em cena Hermann
Minkowski (1864-1909)



Matemático de Göttingen,
nascido na Rússia
Em 1907 Minkowski
percebeu que o trabalho
de Einstein poderia ser
entendido do ponto de
vista de uma geometria
não-euclidiana
Ele então faz a conexão
entre Einstein e Riemann
ao propor que o espaçotempo seja visto do ponto
de vista geométrico
O triângulo de Minkowski


Não obedece a
Pitágoras
Relacionada
grandezas físicas
medidas em “locais”
diferentes (em
movimento ou sem
movimento)
Profecia de Minkowski
“O ponto de vista sobre o espaço e o tempo que eu
desejo apresentar aqui nasceu do solo da física
experimental, e nele está a sua força. É uma visão
radical. A partir de agora espaço por si mesmo e o
tempo por si mesmo ficam destinados a desaparecer
como meras sombras, e somente um tipo de união
dos dois irá preservar uma realidade independente”
(80ª Assembléia de Médicos e Cientistas Naturais
Alemães, 21 de setembro de 1908)
A teoria da relatividade geral de
Einstein
Do que se trata essa teoria?


Einstein, que foi aluno
de Minkowski, assume o
ponto de vista
geométrico e procura
uma teoria que inclua
gravidade
Partindo de idéias
simples ele, com a ajuda
do matemático Marcel
Grossmann (1878-1936)
chegou a uma teoria de
grande complexidade
matemática
Quais idéias Einstein usou?
A principal é de que
há uma equivalência
entre gravidade e
aceleração
Uma teoria radicalmente nova: a
Teoria Geral da Relatividade
Einstein então chega à seguinte fórmula
Geometria do
espaço-tempo
=
matéria
O que significa isso?


Significa que, ao contrário do que
Gauss e Riemann pensavam, a
verdadeira natureza geométrica do
espaço deve incluir também o tempo
Significa também que a própria matéria
afeta a geometria do espaço e do tempo
Como a matéria afeta a
geometria do espaço
E para a cosmologia...

Significa que temos que, além de
verificar qual a distância entre as
estrelas, como pensou Riemann, temos
também que determinar a distribuição
e quantidade de matéria no Universo
Einstein então formula o
problema cosmológico em 1917
O problema cosmológico torna-se então:
 Determinação da quantidade de massa
no Universo
 Determinação da distribuição de massa
no Universo
 Determinação da geometria do
Universo
Sendo que tudo isso deve...

Ser compatível com as equações de
Einstein:
Geometria do
espaço-tempo
=
matéria
Resumindo: em 1917 Einstein
unifica várias das idéias de...
1.
2.
3.
4.
Gauss
Riemann
Minkowski
Ele mesmo em 1905
Além de propor uma metodologia e um conjunto de
equações que permitem solucionar,
o problema cosmológico:
conhecer a distribuição de massa e geometria do
Universo
Os primeiros modelos
cosmológicos
1917 a 1929
O modelo estático de Einstein



Einstein formulou, já em 1917, o
primeiro modelo baseado em suas
equações
Mas era um modelo com problemas
matemáticos, que chegava ao paradoxo
de que o Universo deveria ser vazio
Einstein tentou contornar
matematicamente o problema, mas...
...em 1922 entra em cena outro
ator


Alexander
Friedmann (18881925)
matemático russo
que propôs, em 1922
e 1924, usando as
equações do próprio
Einstein, que o
universo poderia
estar em expansão
E um outro ator


Georges Lemaître
(1894-1966), físico e
padre católico belga
Ele de certa forma
redescobre a
possibilidade de
expansão proposta
por Friedmann, mas
vai muito além...
Georges Edouard Lemaître


Lemaître percebe que se o universo pode
estar se expandindo, então, no passado, ele
deveria estar concentrado no que ele chamou
de “ovo cósmico”, ou “átomo primordial”
Assim, em 1927, Lemaître de fato lança a idéia
que depois foi batizada como o modelo do
Big Bang
Cosmologia na década de 1920


Lemaître
O trabalho de Lemaître
foi notável porque
cosmologia era uma
área tremendamente
obscura da física e
astronomia na época
Se as equações de
Einstein já eram algo
muito complicado, que
nem os físicos
entendiam, aplicações
delas então...
Mas, o que é exatamente essa
expansão?




Significa que o espaço e o tempo estão
inflando, aumentando a distância entre os
objetos astronômicos
Mas, isso é apenas um resultado matemático,
será que isso existe mesmo?
Será possível que a astronomia possa dizer
algo sobre isso?
A resposta é... SIM!
A descoberta da espansão do
universo
Medindo a distância dos objetos
distantes
Regiões nebulosas




Ao olharmos (com
telescópios) para o
céu vemos estrelas
Mas também vemos
algo mais: regiões
nebulosas
O que elas são?
Estão tão distantes
quantos as estrelas?
Mais regiões nebulosas
A natureza das “nebulosas”




Intriga as pessoas há MUITO tempo
Muitos achavam que elas estavam tão
próximas quanto as estrelas
Mas outros, seguindo a idéia propostas em
1755 pelo grande filósofo alemão Immanuel
Kant (1724-1804), achavam que elas estavam
muito distantes e formavam universos-ilha
completos, com suas próprias estrelas
Mas, como medir a distância das nebulosas?
Entra em cena Henrietta Swan
Leavitt (1868-1921)


Trabalhando no
Observátório de
Harvard, ela cerca
de 2400 estrelas de
brilho variável
Algumas dessas
estralas são
chamadas Cefeidas
Estrelas variáveis e Cefeidas
Observação de Cefeidas
Cefeidas na galáxia M100
Mas, por que as Cefeidas são
importantes?



Porque Henrietta Leavitt descobriu que
elas variam de forma previsível
E sabendo a relação períodoluminosidade podemos determinar a
distância dessas estrelas
Essa importantíssima descoberta abriu o
caminho para medir a distância das
nebulosas
Entra em cena
Edwin Powell Hubble
(1889-1953)



Talvez um dos maiores
astrônomos do século
XX
Fez enormes
contribuições ao que
chamamos hoje de
astronomia extragaláctica
Para a cosmologia, suas
descobertas foram
revolucionárias
Hubble e as nebulosas


Em 1923 Hubble
aponta o então novo
telescópio de Monte
Palomar, na
California, para a
“nebulosa”
Andrômeda
E observa entrelas
variáveis
A fotografia de Hubble:
5-6/10/1923


Na foto ao lado
(original), Hubble
descobriu estrelas
variáveis (notas do
próprio Hubble)
Assim ele
determinou que
Andrômeda está a
2,5 milhões de anosluz distante
Kant estava certo: galáxias
(nebulosas) são universos-ilha
Galáxias estão MUITO longe





Têm seus próprios
conjuntos de:
Estrelas
Planetas
Gases
Poeira
Andrômeda
na época de
Hubble
Andrômeda vista hoje
A desvio espectral das galáxias


Em 1903 Vesto Melvin
Slipher (1875-1969),
trabalhando no Observatório
de Lowell, Arizona,
descobriu que as galáxias
espirais estão em rotação
Além disso, ele descobriu
que elas se movem 3 vezes
mais rápidas do que
qualquer outro objeto
conhecido na época
A contribuição de Slipher para a
cosmologia


Já em 1925, independente de Hubble,
Slipher sabia que as galáxias eram
objetos externos porque a medida de
suas velocidades radiais eram grandes
demais para serem objetos próximos
Slipher chegou a essa conclusão
medindo o espectro das galáxias
O espectro galáctico



Ao conduzirmos a luz
por um prisma podemos
decompor a luz como
nas cores do arco-íris
Isso é feito
rotineiramente pelos
astrônomos
E desse jeito podemos
saber qual a composição
das estrelas
O espectro pode conter linhas
de emissão ou absorção
O espectro pode então ser
representado por um gráfico
Slipher descobriu um desvio nas
“linhas” espectrais das galáxias


Esse desvio pode ser na direção do azul
ou do vermelho, que são os extremos
do espectro
E implicam em velocidade de
aproximação ou de afastamento
Desvio espectral galáctico
(efeito Doppler)
O espectro das galáxias SÃO
desviados!


Duas linhas de
absorção, cálcio e
hidrogêneo, na
galáxia NGC2775
Ambas as linhas
estão deslocadas na
direção do extremo
vermelho do
espectro
Todas as galáxias têm
espectros deslocados


O mesmo acontece
na galáxia
NGC2276, com a
linha β (beta) do
hidrogêneo
É uma linha de
emissão e está
desviada para o
vermelho
Velocidade e distância

1.
2.

Em 1923, devido aos trabalhos de Slipher e
Hubble, já era claro que:
As galáxias são objetos externos à nossa
própria galáxia
As galáxias tem grandes velocidades de
aproximação e afastamento
Mas, a seguinte questão pairava no ar:
Haveria alguma relação entre a velocidade
de recessão e a distância das galáxias?
Em cena Willem de Sitter
(1872-1934)


Astrônomo holandês, que
trabalhou no Observatório
de Groningen
Em 1916 e1917 de Sitter
publicou uma série de
artigos contendo as
conseqüências astronômicas
das equações de Einstein da
Teoria da Relatividade Geral
O “efeito de Sitter”


Por meio de cálculos laboriosos, de
Sitter mostrou que as equações de
Einstein poderiam implicar que a
velocidade de afastamento de objetos
aleatoriamente espalhados no
Universo aumentaria com a distância
Mas o modelo de de Sitter dizia que não
haveria matéria no Universo
Porém, o modelo de Friedmann
tinha matéria!



Friedmann, já no trabalho de 1922, mostrou
que poderia haver uma relação entre
velocidade e distância se o Universo estivesse
em expansão
Assim, os trabalhos de Friedmann e de Sitter
mostravam teoricamente a possibilidade da
expansão do Universo
Mas, o que dizia então a astronomia sobre
esse assunto?
A expansão do Universo



Motivado pelas medidas de Slipher e o “efeito de Sitter”,
em 1922 o alemão Carl Wilhelm Wirtz (1876-1939) foi o
primeiro astrônomo a buscar uma relação entre a
distância e a velocidade de galáxias
O astrônomo sueco Knut Lundmark (1889-1958) também
investigou o assunto em 1920, mas sem chegar a
resultados conclusivos
Em 1928, o americano H. Robertson usando as
velocidades obtidas por Slipher e dados de distância de
galáxias já publicados por Hubble, encontra uma relação
aproximadamente linear entre velocidade e distância
Em 1929 Hubble retoma o
trabalho de Slipher


Hubble mede sistematicamente o desvio
espectral das galáxias e compara com
suas medidas de distância
Obteve então uma relação linear que
coincidia com as previsões de de Sitter,
Friedmann, Lemaître e Robertson
Velocidade é proporcional a distância
A lei de Hubble
v  Hr
Constante
de Hubble
Sumário da cosmologia em 1930



Havia uma forte base astronômica para os
modelos baseados na teoria da relatividade
geral de Einstein
A expansão do Universo estava bem
estabelecida pela astronomia
O que parecia algo completamente obscuro,
cálculos baseados na teoria de Einstein,
encontrou forte base empírica graças à
astronomia
Desenvolvimentos teóricos na
década de 1930




Em 1932 Einstein e de Sitter publicam um
trabalho onde é proposto o modelo de
Einstein-de Sitter
É uma solução bem simples das equações de
Einstein para um universo em espansão
Eles argumentam nesse artigo que deve haver
grandes quantidades de matéria escura, a
qual não emite luz e ainda não tinha sido
detectada
No entanto, a natureza dessa matéria escura
era um mistério
Visualizando a expansão do
universo
Visualizando a expansão do
universo (2)
A dinâmica do modelo

1.
2.
3.
As soluções das equações de Einstein
implicam em 3 tipos de dinâmica que
dependem da massa total do universo:
Modelo aberto: o universo se expande para
sempre
Modelo plano: a expansão também é
eterna, mas com somente a massa
necessária para tal
Modelo fechado: após um período a
expansão pára e o universo inicia um
processo de contração
A dinâmica do modelo de forma
gráfica
A dinâmica do modelo de forma
gráfica (2)
A geometria relacionada com a
dinâmica do modelo


A massa total do
universo define,
portanto, a geometria do
universo
Essa é uma conclusão
inevitável do uso das
equações de Einstein
em cosmologia
Outra contribuição de Hubble:
a classificação das galáxias



Após Hubble torna-se
claro que as galáxias
são os “tijolos” a partir
dos quais o universo é
construído
Assim, conhecer a
natureza das galáxias
torna-se importante
Devido a sua
diversidade, Hubble
propõe um classificação
que basicamente
permanece até hoje
Diagrama de forquilha de
Hubble
E0
E6
S0
Sa
Sb
Sc
Sd
SB0
SBa
SBb
SBc
SBd
A Formação dos Elementos
Químicos Leves
Nucleo-síntese
Entra em cena George
Antonovich Gamow (1904-1968)



Físico russo; emigrou
para os EUA em 1934
Trabalhou no projeto
Manhattan que criou a
bomba atômica
Lecionou na
Universidade George
Washington, onde
orientou o doutorado
de...
...Ralph Asher Alpher (1921-)



Aluno de doutorado de
Gamow
Com seu orientador,
começou a trabalhar
na hipótese de que os
elementos possam ter
tido origem no átomo
primordial hipotetizado
por Lemaître (tese de
doutorado de 1948)
Aos dois junta-se...
Robert Herman (1914-1997)



Também aluno de Gamow
Os tres então elaboram sobre
trabalhos anteriores de Gamow e
concluem que o átomo primordial
de Lemaître e a expansão de
Friedmann poderiam estar
relacionado ao universo ter
passado por um estado quente
Em 1948 Gamow, Alpher e
Herman publicam um artigo
intitulado...
“A Origem dos Elementos
Químicos”

1.
2.
3.
4.
Nesse artigo de 1/4/1948, Gamow, Alpher e
Herman previram que
Os elementos químicos leves poderiam ter
sido formados nos estágios iniciais do
universo
Que a abundância do hélio seria de 25%
Que algum tipo de radiação devida a esse
processo poderia ainda existir
Previram também a abundância do
deutério e do lítio
O universo inicial QUENTE de
Gamow, Alpher e Herman
Mas,...

Após um certo furor inicial o trabalho de
Gamow, Alpher e Herman cai em
esquecimento
Sendo retomado por...
Robert Henry Dicke (1916-1997)


Trabalhando na Universidade
de Princeton, por volta de
1955 Dicke se interessa pela
teoria da relatividade geral de
Einstein
Examinando o trabalho de
Gamow, Alpher e Herman, ele
percebe que a “bola de fogo”
inicial talvez pudesse ser
detectada por meio de uma
radiação fóssil
O trabalho de Dicke



Junto com seus alunos, P.J.E. Peebles e D.T. Wilkinson,
ele tenta persuadir outras pessoas e grupos de pesquisa
a procurarem detectar essa radiação
Como não foi bem sucedido, Dicke decide então montar
a sua própria antena, pois ele sabia que essa “radiação
fóssil” estaria na região das microondas
Em 1965, quando a antena estava construída pela
metade, ele soube que dois outros pesquisadores
haviam descoberto algo, por acidente, ao qual eles não
sabiam qual seria a origem
A descoberta da radiação
cósmica de fundo


Em 1965 Arno Penzias
e Robert Wilson
trabalhavam na
construção de uma
antena de microondas
para detecção
radioastronômica
Quando a antena foi
ativada ele começaram
a receber um sinal de
baixa intensidade que
eles imaginaram ser
estática
Penzias e Wilson




Eles passaram algumas semanas acreditando
ser um problema técnico
Até mesmo o excremento dos pombos na
antena foi considerado uma possível causa
Mas, como após quatro estações a “estática”
não desaparecia eles acabaram se
convencendo de que o sinal era legítimo
Ao perceberem que o sinal vinha de todas as
direções, eles então concluiram que o sinal
tinha uma origem externa ao planeta Terra
Penzias e Wilson procuram
Dicke em Princeton




Penzias e Wilson começaram então a procurar uma
explicação teórica para esse sinal
A antena estava instalada próximo da Universidade
de Princeton, onde Dicke trabalhava
Dicke imeditamente percebeu tratar-se da radiação
fóssil que ele havia teorizado, a seguir o trabalho de
Gamow, Alpher e Herman, e para o qual estava
construindo uma antena semelhante
Dicke então decide mostrar a Penzias e Wilson o
trabalho teórico que havia feito sobre a radiação
proveniente do Big Bang, embora ele tenha dito aos
seus colegas “fomos vencidos”
O achado e a explicação
tornam-se públicos



Penzias e Wilson publicaram seus resultados
em 1965 na revista The Astrophysical
Journal da Sociedade Americana de
Astronomia
E no mesmo volume um outro artigo de
Dicke com seus alunos Peebles, Wilkison e
Roll apresentava a explicação dessa
radiação
Tratava-se da radiação fóssil da era do
Big Bang
Mas, o fenômeno não era novo...




Muitos pesquisadores já haviam esbarrado
com esse fenômeno antes
Mas, até o trabalho de Dicke ninguém havia
reconhecido a importância e o significado
desse fenômeno
Isso porque até 1965 cosmologia era
considerado um assunto ao qual nenhum
físico de respeito deveria dedicar seu tempo
Tudo isso mudou em 1965 com a descoberta
completamente acidental por Penzias e
Wilson desse “fóssil do Big Bang”
A injustiça
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



Em 1978 Penzias e Wilson ganharam o
Prêmio Nobel de Física pela descoberta da
radiação cósmica de fundo
No entanto, Dicke não foi premiado
Isso ainda é considerado por muitos como
uma das maiores injustiças do Nobel (mas,
não a única)
Alpher e Herman não foram sequer
mencionados!
Um mês depois do anúncio do Nobel, Alpher
teve um ataque cardíaco
A antena de Penzias e Wilson
E a radiação é completamente
uniforme
Mas, contém algumas
flutuações
E um diferencial devido ao
movimento da Terra
A origem do termo “Big Bang”



Na décade de 1950 havia dois modelos
cosmológicos
A primeira era chamada de “Modelo do
Estado Estacionário”, de Hermann Bondi,
Thomas Gold and Fred Hoyle, que dizia que
o universo era homogêneo no espaço e no
tempo, e sempre esteve e estará dessa
forma
A teoria rival era a de Friedmann e Lemaître,
que advogava a existência da expansão a
partir de um “ovo cósmico”
O big bang



Na época muito poucos físicos, entre eles Gamow,
aceitavam essa noção, pois era radical e implicava
em um universo mais quente no passado e onde as
galáxias estariam muito mais próximas
Em um programa de rádio em 1955, Fred Hoyle
referiu-se pejorativamente a esse modelo dizendo
que implicava em uma “grande explosão” (big bang)
No entanto, o termo “pegou” e desde então ele é
conhecido como o modelo cosmológico do big
bang
Big Bang
O modelo cosmológico
padrão
A aceitação do modelo



Com a descoberta da radiação cósmica de
fundo em 1965, a cosmologia tornou-se então
uma área respeitável da física
O modelo do big bang foi amplamente aceito e
passou a chamar-se de o modelo padrão
A partir daí começou-se a estudar
sistematicamente os seus dois aspectos
principais
Aspectos do modelo padrão
1.
2.
Teórico: procura-se estudar os aspectos
matemáticos do modelo, como fizeram
Friedmann, Lemaître, Einstein, de Sitter,
Robertson, Walker, Gamow, Alpher e
Herman
Astronômico: procura seguir a linha
inaugurada por Hubble, por meio de
levantamentos cada vez mais detalhados da
distribuição da galáxias e da linha de Dicke,
com estudos detalhados da radiação de
fundo
As principais linhas de
investigação recentes
1.
2.
3.
4.
O modelo de expansão inflacionária
(1980)
As estruturas cósmicas (1986)
O detalhamento da radiação
cósmica de fundo por meio de
satélites artificias e balões (1990)
Supernovas e a descoberta da
aceleração da expansão (1997)
Inflação
O modelo de expansão com
fase inflacionária
O modelo teórico de inflação


Vários estudos teóricos ocorridos na
década de 1970 culminaram com a
proposta feita em 1980 de que em uma
fase extremamente inicial o universe
pode ter passado por um período de
expansão MUITO rápida, chamada de
inflação
o modelo inflacionário, como passou a
ser conhecido procura explicar:
Explicações do modelo
inflacionário
1.
2.
3.
Em sua fase inicial o universo teria existido
com todas as suas quatro forças
(gravitacional, nuclear forte, nuclear fraca,
eletromagnética) unificadas
Prevê que o deve existir grande quantidade
de matéria não observada, ou matéria
escura, no universo
Essa matéria escura teria composição bem
distinta da matéria ordinária e não emitiria luz
A história do universo após a
inflação
E a idade do universo
A fase de inflação
Cosmologia e especulação
teórica




Críticos do modelo inflacionário dizem que ele é
altamente especulativo e que não temos evidências
astronômicas para sustentá-lo
Mas, as idéias de Einstein, Friedmann e Lemaître
também eram bastante especulativas quando foram
publicadas por eles, em 1917, 1922 e 1929
Se tivéssemos abandonado-as por serem
especulativas jamais teríamos feito progresso em
cosmologia
Conclusão: especular é essencial em cosmologia
Estruturas Cósmicas
A distribuição irregular das
galáxias e matéria escura
Mapeando as galáxias






A adoção do uso extenso de computação nos telescópios
tornou possível obter grandes quantidades de espectros
das galáxias
Pode-se então continuar o trabalho do Hubble em grande
escala
Hubble precisava de uma noite inteira para medir um
espectro
Hoje podem-se obter dezenas em apenas uma noite
E o astrônomo sai com os dados em alguns CDs
Ou os deixa no computador do telescópio e traz depois
para seu computador pela Internet
Mapa tridimensional das
galáxias


Em 1986 Valerie de
Lapparent, Margaret
Geller e John Huchra
publicaram a
primeira “fatia do
céu”
Ficou claro então
que a distribuição
das galáxias é
totalmente irregular
Ao se extender para o hemisfério sul
(com a participação do Brasil)
Foi encontrada também uma
“Grande Muralha”
E muitos “vazios cósmicos”
O telescópio espacial Hubble





Lançado em 1990
Não foi o primeiro
telescópio em órbita
Mas, foi o primeiro de
grande porte
Uma das câmeras
apresentou defeito, que
foi consertado em órbita
em1993
Para cosmologia, havia
uma câmera especial...
Câmera de grande exposição do
Hubble (deep field camera)
O Hubble sobre as nuvens
Imagens do Hubble confirmam que
há “galáxias de todos os tipos, em
todos os lugares”
E com uma enorme variedade
de formas
O telescópio Hubble viu em detalhes
o aglomerado de galáxias de Fornax
E o aglomerado de Virgem
Além de detalhes de grupos de
galáxias
E ainda mais uma previsão da teoria
de Einstein: lentes gravitacionais
Mapeamento do cosmos





O mapeamento das galáxias tomou grande
impulso com os grandes telescópios
computadorizados
E de novas tecnologias, como as câmeras
CCD, hoje populares nas câmeras digitais
e o telescópio espacial ajudou muito, mas não
substituiu os telescópios em terra
Pois ele ainda é muito caro para ser operado
Hoje o mapeamento das galáxias é uma área
de pesquisa de grande dinamismo
Variações na Radiação Cósmica
de Fundo
A era espacial na cosmologia
A radiação cósmica de fundo
não é uniforme




A teoria diz que para que a galáxias possam
ter se formado, pequenas variações devem ter
ocorrido no passado remoto
E essa variações podem ter deixado marcas
fósseis na radiação cósmica de fundo
A medida dessas variações devem nos
informar sobre o processo que gerou a
formação das galáxias
A busca por essas variações é uma área
MUITO ativa de pesquisa em vários paises
O envolvimento do Brasil
Em 1982 o INPE
(Instituto Nacional de
Pesquisas
Espaciais) lançou
um balão para
medidas da radiação
de fundo
Resultados do balão do INPE
Satélites “cosmológicos”




Relikt 1: 1983 (ex-URSS)
COBE: 1989 (NASA)
WMAP: 2001 (NASA)
Planck: 2007 (ESA)
Resultados do RELIKT (1983)
Satélite COBE
(Cosmic Background Explorer)


Lançado em 1989
Foi por muito tempo
o satélite mais
famoso dedicado a
analisar a radiação
cósmica de fundo
Variação na radiação conforme
medida pelo COBE (1992)
Satélite WMAP (Wilkinson
Microwave Anisotropy Probe)



Satélite WMAP
Lançado em
30/06/2001
Em homenagem a um
dos alunos de Dicke
que publicou com ele o
famoso artigo de 1965
que explicava o que
Penzias e Wilson
haviam encontrado
David T. Wilkinson (1935-2002)


Além da publicação de
1965, Wilkinson
participou ativamente do
satélite COBE
Era o cientista chefe do
satélite MAP que, após
seu falecimento,
ocorrido 2 meses após o
lançamento em junho de
2002, foi rebatizado de
WMAP
Variação na radiação conforme
medida peo WMAP
COBE
WMAP
CÉU EM MICROONDAS
aumento de contraste
400 vezes
aumento de contraste
em mais ~20 vezes
Aumento do refinamento
observacional da radiação de fundo
Muitas experiências com a
radiação de fundo



Além dos satélites, muitos outros balões
foram lançados (também no Brasil) para
estudos da radiação de fundo
Outros balões estão em fases variadas
de planejamento e lançamento
O Brasil participa ativamente nessa
área com um grupo de pesquisa no
INPE
A Expansão Acelerada
Supernovas e a detecção da
aceleração da expansão do
universo
Usando as estrelas para medir
distâncias cosmológicas



Hubble usou as estrelas variáveis
cefeidas de 1924 a 1929 para
determinar a distância das galáxias
A partir da década de 1990 já havia
tecnologia suficiente para usar outro tipo
de estrelas para medir distâncias
As,...
Supernovas



Supernovas são estrelas que explodem
Como existe mais de uma maneira de
uma estrela explodir, existe mais de um
tipo de supernova
As importantes para a cosmologia são
as chamadas de tipo Ia
Mas, por que as estrelas
explodem?


As estrelas são formadas de poeira e
gás que se aglomeram por atração
gravitacional
Após atingir um certo valor crítico de
massa, as estrelas começam a brilhar
devido a reações nucleares em seu
interior
A vida do sol
Mas, o sol é uma estrela
pequena





Estrelas com massa muito superior à do sol
são instáveis
Sabemos que quando a massa é 10 vezes a
do sol, a estrela brilha MUITO mais
intensamente
Mas, por isso mesmo elas são instáveis
E podem explodir
Assim estrelas grandes vivem rápido e morrem
cedo
A vida das estrelas




Estrelas começam sua vida produzindo
energia transformando hidrogênio em hélio
Quando não há mais hélio, elas transformam o
carbono em oxigênio
Quando o oxigênio acaba se a estrela é
pequena ela se apaga
Mas, se for grande ela então passa a
transformar silício em ferro
Estrelas de ferro





Qunado o ferro termina, a única opção é
transformar ferro em cobalto e níquel
Porém,... Essa última etapa faz com que o
centro da estrela fique mais fria
Com o interior mais frio, a estrela então
colapsa sobre si mesma
a parte interna forma uma estrela de
nêutrons
E a parte externa é ejetada formando uma...
Mas, estrelas pequenas também
explodem!
“O limite de Chandrasekhar”



Em 1931 o físico indiano
Subrahmanyan
Chandrasekhar (1910-1995)
mostrou que estrelas como o
sol, se tiverem massa superior
a 1,4 massas do sol, elas
também podem explodir
E essas explosões formam as
supernovas tipo Ia
Chandrasekhar ganhou o
Prêmio Nobel de Física em
1983 por essa descoberta
Supernova SN1994A
Observada pelo
telescópio espacial
Hubble
Cosmologia por supernovas




A primeira supernova Ia distante foi descoberta
em 1988
Mas, foi somente a partir de 1994 que
supernovas tipo Ia distantes foram
descobertas em grande número
E somente em 1996 a primeira amostra
dessas explosões foi completada e divulgada
por um grupo no CTIO (Cerro Tololo InterAmerican Observatory) no Chile
E elas permitem medir a distância com
precisão de 7%
Foi então aberta a temporada
de caça às supernovas


As supernovas são
detectadas por
subtração de
imagens
Comparam-se as
imagens obtidas em
dias diferentes para
tentar observar
alguma variação de
brilho
Mas, isso é impossível sem
computadores que processam as
imagens
Voce pode
encontrar
uma
supernova
nas
imagens
ao lado?
Onde está a supernova?
Imagens de supernovas distantes
obtidas pelo telescópio Hubble
Supernovas observadas de
observatórios terrestres
Comparando
A mudança da luz em 15 dias de uma
supernova na galáxia Centauro-A
Após alguns dias o brilho vai
desaparecendo
Imagem feita
com o
telescópio
espacial
Hubble da
SN1997cj
Outra seqüência da SN1997cj
A surpresa


Os astrônomos então calcularam as
distâncias dessas galáxias usando suas
supernovas
E descobriram que
a expansão está se acelerando!
Gráfico da aceleração
Mas, por que a expansão está
acelerando?




Uma explicação possível é de que deve
existir algo repelindo as galáxias
Uma força de repulsão agindo em
escala cosmológica
E, desde 1917 sabemos que existe um
candidato óbvio
É a...
A constante cosmológica



Em 1917, quando Einstein propôs o
primeiro modelo cosmológico, ele
pensava que o universo não se
expandia
Mas, as equações não funcionaram
Ele então colocou um termo adicional,
chamado de
constante cosmológica
A equação original da Teoria Geral
da Relatividade de Einstein
Era
Geometria do
espaço-tempo
=
matéria
Com a modificação
Ela tornou-se
Geometria do
espaço-tempo
Constante
+ Cosmológica
=
matéria
Mas, se existe essa constante...


A teoria diz que deve existir grande
quantidade de matéria e energia
escura
Então, os vazios entre as galáxias
estaria preenchido com essa matéria e
energia escura
Porém, esses resultados são
muito recentes (1998)
Ainda é muito cedo para chegarmos a
qualquer conclusão definitiva sobre essa
matéria escura
Epílogo
O futuro da cosmologia
Para onde vai a cosmologia
moderna?

1.
2.
3.
4.

Muitas questões permanecem em aberto. Por exemplo:
Houve mesmo um período inflacionário? Se sim, como
podemos verifica-lo?
Se as galáxias se formaram em uma época não tão remota
na história do universo, será que poderemos observar com
nossos telescópios a época em que não existiam galáxias?
O que existia então?
Será que no início do universo todas as forças realmente se
unificam? Se sim, poderíamos então reproduzir algo desse
tipo em laboratório?
Até que nível de refinamento podemos observar as
estruturas galácticas e as variações na radiação cósmica de
fundo?
Essas são questões típicas dos que trabalham na área
150 anos de indagações acerca
da natureza do universo



É freqüente considerar-se o ano de 1917 como
o do nascimento da cosmologia moderna, pois
foi quando Einstein formulou o primeiro
modelo cosmológico relativístico
Mas, como vimos antes, talvez devêssemos
recuar esse início para 1854, que foi quando
Riemann formulou as bases da geometria que
leva o seu nome
E foi a geometria Riemanniana que de fato
criou as bases para criarmos a cosmologia
moderna
O que conseguimos nesses 150
anos?
1.
2.
3.
4.
Criamos uma concepção completamente nova do
mundo, que unifica matéria, espaço e tempo
Essa concepção começou com idéias puramente
especulativas acerca do tudo que nos cerca até
chegarmos a resultados com fortes bases
astronômicas
Os resultados mais importantes são a expansão do
Universo e a radiação cósmica de fundo
Cosmologia deixou então de ser algo meramente
especultativo, passando a ser uma séria área de
pesquisa com sólidas bases empíricas
E a nossa cultura em geral
ganhou porque:

Para outras culturas os mitos de criação
do mundo sempre existiram devido à
necessidade humana de indagar sobre
questões como
“de onde viemos?”
“para onde vamos?”
“de onde veio tudo que nos cerca?”
Cosmologia, de alguma forma,
estará sempre presente entre nós



Algum tipo de resposta a essas questões trouxe a essas
culturas alguma tranqüilidade, algum tipo de satisfação
psicológica, pois eles encontraram respostas a estas
indagações
Mas, porque as respostas não são completamente
satisfatórias, a indagação não termina, sempre havendo
espaço para que essas perguntas seja refeitas, de
formas diferentes
E essa é a meta da cosmologia moderna: indagar sobre
essas questões no contexto da ciência e tecnologia dos
séculos XX e XXI
FIM