Cosmologia 2
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Cosmologia 2 Vera Jatenco IAG/USP Agradecimentos: Prof. Gastão B. Lima Neto Hubble Ultra Deep Field-HST/ACS AGA 210 / 2010 Cosmologia História e estrutura do universo • Como se distribui a matéria? • Onde estamos? • Como isto se relaciona com a origem do Universo? Cosmologia Universo está em expansão (Hubble 1929) tempo singularidade radiação cósmica de fundo observada com 2,7K em 1964 nucleossíntese primordial: cerca de 10% dos átomos são de Hélio (anos 1960) Conteúdo do Universo energia escura 70% matéria escura 26% átomos, 4% História do universo 1 bilhão de anos WMAP • Big Bang a 14 bilhões de anos Logo depois do Big Bang… • 0,00000000000000000000000000000000000000001 seg (tem 40 zeros depois da vírgula) • Universo é MUITO quente e MUITO denso Inflação • 0,0000000000000000000000000000000001 seg (tem 33 zeros depois da vírgula) • Universo ainda é MUITO quente e denso, mas o espaço-tempo é liso Inflação Problemas com o modelo cosmológico clássico (pré 1980): • Universo plano: • Hoje, observamos que o universo é plano (ou praticamente plano). • Na teoria clássica, se o universo não fosse plano ele teria evoluído para uma geometria aberta ou fechada. – o universo expande tanto que, na região onde vivemos, ele é efetivamente plano. – semelhante a descrever a curvatura da Terra dentro da sala de aula. Inflação Problemas com o modelo cosmológico clássico (pré 1980): RCF • Horizonte – 2 pontos separados por mais de ~2° não estariam em contato causal. Como o Universo pode ser tão uniforme em toda esfera celeste? Aniquilação da anti-matéria • Sopa de partículas e antipartículas elementares • 1 em cada bilhão de partículas sobrevive • 0,00000000001 seg (tem 9 zeros depois da vírgula) • Universo ainda é MUITO quente e denso Léptons • Quarks se juntam e formam os nêutrons e prótons Quarks Bariogênese • 0,000001 seg (tem 5 zeros depois da vírgula) • Universo ainda é MUITO quente e denso Nucleossíntese primordial • Formam-se os elementos leves: hélio, deutério, lítio, berílio. • Ocorre entre 1 segundo e 5 minutos • Termina quando T ~ 10 bilhão de graus, densidade ~ água Previsão teórica X observação Medidas independentes da abundância de 4He, Deutério, 3He, e Lítio concordam entre si (ou quase…) abundância relativa Nucleossíntese primordial densidade de prótons e nêutrons Apenas a nucleossíntese primordial pode produzir ~24% (em massa) de He. Formação dos átomos neutros • Enquanto os átomos estão ionizados, o universo é opaco à radiação. • Quando o universo se esfria, ele se torna transparente. • Origem da radiação cósmica de fundo, hoje, com 3K. • Prevista desde os anos 1950; • Observada em 1964: – Prêmio Nobel para Penzias e Wilson • 400.000 anos • T ~ 3000 graus, densidade ~ 10.000 átomos/cm3 Formação dos átomos neutros • O universo se torna transparente • Origem da radiação cósmica de fundo, hoje, com 3K • A radiação cósmica de fundo se forma com 3000K, mas hoje medimos com 3K. • Expansão do universo. • 400.000 anos • T ~ 3000 graus, densidade ~ 10.000 átomos/cm3 (Wayne Hu) Formação dos átomos neutros • O universo se torna transparente • Origem da radiação cósmica de fundo, hoje, com 2,75 K • Radiação de corpo negro mais perfeita da natureza. Mapa da temperatura da radiação cósmica de Fundo: é realmente muito homogêneo! • 400.000 anos • T ~ 3000 graus, densidade ~ 10.000 átomos/cm3 Dipolo da Radiação Cósmica de Fundo Mapa de temperatura, subtraindo a temperatura média de 2,75 K. Movimento da Terra em relação à Radiação Cósmica de Fundo ∆T = 0,00337 K velocidade do Sol ~ 370 km/s Dados: Satélite COBE Anisotropia da Radiação Cósmica de Fundo Mapa de temperatura da radiação cósmica, subtraindo a componente de dipolo cinemático ∆T/T ~ 10-5 ≈ ∆ρ/ρ Flutuações de densidade Idade das trevas • Não há nenhuma fonte de luz • Há apenas a radiação cósmica de fundo, no infravermelho idade das trevas • entre 400 mil e 400 milhões de anos • Fim da idade das trevas: T ~ 30 K, densidade ~ 10 átomos/litro Radiação cósmica de fundo corresponde ao estado do universo com ~ 400.000 anos. Evolução da distribuição de massa no universo nos últimos 13,5 bilhões de anos Formação de grandes estruturas Universo no computador Universo no computador Formação das estrelas, galáxias, planetas… • Universo volta a se iluminar • Radiação cósmica de fundo, em micro-ondas (200 GHz) • entre 400 milhões de anos até hoje • T ~ 2,75 K, densidade ~ 1 átomos/ 1000 litros Formação das estrelas, galáxias, planetas… Quinteto de Stefan, Gemini Campo profundo do Hubble Sol, SOHO NGC6751 Aglomerado de Coma, CFHT Big Bang • Radiação cósmica de fundo se forma. Recombinação 400 mil de anos após o Big Bang “Idade das trevas” 1as estrelas e Quasares 400 milhões de anos “Renascimento” cósmico • Quasares e galáxias conhecidos mais distantes. Fim da idade das trevas universo reionizado 1 bilhão de anos Galáxias evoluem Do Big Bang até hoje Sistema Solar se forma 9 bilhões de anos Nós, hoje 13,7 bilhões de anos Uma breve história do Universo Uma breve história do Universo Então já conhecemos a origem e destino do universo? Não ! • O que acontece no Big Bang? • Pode haver algo antes do Big Bang? • Porque o universo é como ele é? • Como se formaram e onde estão as primeiras estrelas? • Como se formaram as galáxias? • Qual será o destino do universo? • O que é “matéria escura”? • O que é “energia escura”? Antes do Big Bang? • Teoria de cordas: – Necessita 10 dimensões espaciais. • Nosso universo estaria confinado em uma membrana (“brana”) . • Big Bang seria apenas uma transição. • Extremamente especulativo ainda… Fim
