100 anos de Cosmologia e novos desafios para o século XXI

Instituto de FísicaUniversidade Federal do Rio de Janeiro

Ioav Waga

UmaUma visãovisão do do UniversoUniverso porpor voltavolta de 1900 d.C.de 1900 d.C.

30,000 anos luz

Sistema SolarComposição: estrelas Organização:

Origem: ?William Herschel

(1738-1822)

QuestãoQuestão chavechave 100 100 anosanos atrásatrás !!

Objetos em nossa própria galáxia?Objetos distantes semelhantes à Via Láctea?

Andromeda

• Curtis: “ A evidênciahoje aponta fortementepara a conclusão de que as espirais sãogaláxias individuais , ouuniversos ilhas, comparáveis à nossagaláxia em dimensão e número de componentes.”

H. D. Curtis

• Shapley: “ Penso que a evidência é oposta a que as espirais são galáxias de estrelas, comparáveis à nossa própia galáxia. Até o presente não há razão paramodificarmos a hipótese de que as espirais sãosimplesmente objetosnebulosos.”

H. Shapley

• A disputa não foi resolvidaentão. O que faltava?

• Dados inquestionáveis sobre a nossa distância às nebulosas.

Edwin Powel Hubble: 20/11/1889 - 28/9/1953

• 1923 - Hubble observa 2 novas e uma estrelavariável em Andrômeda.

• A estrela variável foi umadescoberta fundamental!

• Por que?• Após uma sequência de

observações Hubble concluiu que a estrelavariável era uma Cefeida.

Andrômeda

• Em 1912 Henrietta Leavituma astrônoma de Harward observou umacorrelação entre a luminosidade absolutamédia de estrelas do tipocefeida e o período de sua variação.

• Quanto maior o períodomaior a luminosidade.Henrietta Leavit

Lum

i nos

i dad

e(e

m u

nid a

d es o

l ar )

Período de pulsação (dias)

Cefeidas

10 metros

100

2520 metros

O fluxo observado é inversamente proporcional aoquadrado da distância à fonte.

• 19 de fevereiro de 1924.

Para: A.H.Shapley, Diretor do observatório de Harvard, Cambridge, Massachusets.

“Você se interessará em saber que encontrei uma variávelCefeida na nebulosa de Andrômeda (M31). ... Em anexo segue uma cópia dacurva de luz, que mostra de forma inquestionável as características de umaCefeida. ... a distância obtidaestá em torno de 300 000 parsecs." Hubble

1 parsec = 3,26 anos-luz = 3,09 x 1013 KmHubble

• "Sua carta me falandosobre estrelas variáveisna direção da nebulosade Andrômeda é a peçaliterária que mais me entreteve nos últimostempos …” Shapley

H. Shapley

• Portanto, medindo o períodoe o fluxo, Hubble pode determinara distância a Andrômeda .

• Hoje sabemos que essa distânciaé ~ 670 000 pc.

• Sabia-se naquela época que o raioda nossa galáxia era menor que o valor obtido por Hubble. Hoje sabemos que o raio dagaláxia é ~15000 parsecs.

• A conclusão era inescapável: Andrômeda é de fato uma galáxiaespiral semelhante à nossa e queestá fora da Via Láctea.Hubble no telescópio Schmidt no

monte Palomar, Califórnia

ANDRÔMEDA

Um esquema de nossa galáxia

Grupo Local

Distância ou tamanho Simbolo Valor Valor Relativo

Raio da Terrra RT 6371 Km Raio do Sol RS 696000 Km 100 RT Distância Terra - Sol AU 150 x 106 Km 200 RS 1 parsec pc 3.09 x 1013Km 200000 AU

Estrela + próxima R* 1.275 pc 7 x 107 RS

Distância Sol - centro da galáxia

RG 10 kpc 8000 R* Raio do grupo local (Andrômeda)

RA 670 kpc 70RG Aglomerado + próximo (Virgem)

RV 11 h-1 Mpc 30RA

Raio do Universo observável RU 3000 h-1Mpc 300RV

Idade• Universo – ~ 14 bilhões de anos• Terra – 4,5 bilhões de anos (45 anos)• Primeiras formas de vida (35 anos atrás)• A vida nos oceanos florece abundantemente (6 anos

atrás)• Plantas e animais na terra (4 anos atrás)• Dinossauros atingem o máximo 1 ano atrás e

desaparecem a ~ 4 meses• Os primeiros humanoides aparecem na última semana.• A nossa espécie (homo sapiens) só surge a 4 horas

atrás.• A agricultura foi inventada na última hora.• O Brasil foi descoberto a 3 minutos atrás.

100 bilhõesEm todo o céu

3000 galáxiasaqui

HubbleDeepField

UmaUma visãovisão do do universouniverso porpor voltavolta de 2000 d.C.de 2000 d.C.

O O modelomodelo padrãopadrão dada CosmologiaCosmologia

• A cosmologia moderna parte de algumas hipóteses de trabalho.As leis da física, válidas no sistema solar valem tambémpara o resto do Universo.As leis da física, podem também ser extrapoladas para o passado.Gravitação é dominante em grandes escalas.Alcance das interações fraca e forte ~ 10-13 cm. Emborae2/GMp

2 >>1, os grandes agregados são eletricamente neutros.Principio de Copérnico: não ocupamos um lugar privilegiado

- somos observadores típicos.Princípio Cosmológico: em escalas suficientemente grandes

o Universo é espacialmente homogêneo e isotrópico.

A. A. Friedmann

Os 3 pilares básicos da Cosmologia

1

2 3

1. A expansão do universo

• 1901, Vesto M. Slipher é contratadopara trabalhar no ObservatórioLowell.

• durante mais de 10 anos ele analisou o espectro da luzvinda de estrelas e nebulosas.

Percival Lowell

Espectro contínuo

Espectro contínuo+

linhas de absorção

Lâmpada

Lâmpada

Prisma

Prisma

Tela

Tela

Gás frio

Fótons reemitidos

fenda

fenda

Hidrogênio aquecido

Lâmpada

Prisma

Prisma

Tela

Tela

vermelho

verde

violeta

Espectro contínuo

linhas de emissão

Espectro de emissão de alguns elementos conhecidos

Hidrogênio

Sódio

Hélio

Neonio

Mercúrio

• Em 1912 Slipherpercebeu que as linhasespectrais de Andrômeda estavam no lugar errado, elasestavam deslocadaspara o azul (região de menor comprimento de onda).

V. M. Slipher

Portanto a interpretação do resultadode Slipher é que Andrômeda está seaproximando de nós.Christian Doppler

• 1842 - Efeito Doppler

fonteref

fonterefobszλ

λλ −===

luz da velocidadefonte davelocidade

vermelhoo para

desvio

C = 300 000 km/seg Válido para v muito menor que c

http://www.astro.washington.edu/labs/hubble/

NGC 2276

Comprimento de onda (Angström)

Inte

nsid

ade

rela

tiva

metro 010,00000000moAngstr 1 =

km/seg3862v

008,08,6562

8,65626615A6615 A8,6562oo

==

=−

=

==

cz

z

obsf λλ

metro 010,00000000moAngstr 1 =

Comprimento de onda (Angström)

Hidrogênio α

Inte

nsid

ade

rela

tiva

Variação de λ metro 010,00000000moAngstr 1 =

o o6562,8 A 6615 A

6615 6562,8 0,0086562,8

v 2 386 km/s

f obs

z

z c

λ λ= =

−= =

= =

km/seg3862v

008,03.4861

3,48614900A4900 A3,4861oo

==

=−

=

==

cz

z

obsf λλ

Comprimento de onda (Angström)

Hidrogênio βIn

tens

idad

ere

lativ

a

• A velocidade de Andrômedaestimada por Slipher foi de, aproximadamente, 300km/seg.

• Em 1915 ele já tinha 40 medidas de espectro de nebulosas com 15 velocidades estimadas, número quesobe para 25 em 1917.

• Contrariamente ao que foraobservado em Andrômeda a grandemaioria apresentava velocidadespositivas. Por exemplo, das 41 nebulosas com desvio para o vermelho medido em 1923, apenas5 (incluindo Andrômeda) aproximavam-se de nós.

V. M. Slipher

A expansão do UniversoA expansão do Universo

Hubbledistância

recessãode

velocidade×= H

[Hubble & Humason (1931)]

010 20 30

5000

10000

15000

20000

0

distance (Mpc)

A lei de Hubble

Não há centro do Universo

A lei de Hubble

Para onde estão as galáxias se expandindo?

Sim

Não

Curvatura espacial nula

Curvatura espacial positiva

Curvatura espacial negativa

A expansão do Universo

tempo

Sepa

raçã

oen

tre

galá

xias

Desacelerado sem recolapso

Desacelerado com recolapso

Acelerado

Kolb

Acelerado

DesaceleradoVelocidade constante

1H

dTv

v H d T H −

=

= ⇒ =

Os 3 pilares básicos da Cosmologia

1

2 3

2. A existência de uma radiação cósmica de fundo de microondas

A Radiação Cósmica de Fundo

Penzias e Wilson

• descoberta: A. A. Penzias & R. W. Wilson, em 1964, Bell Laboratory

• interpretação: R. H. Dicke, P. J. E. Peebles, P. G. Roll e D. T. Wilkinson, em 1964, Princeton University

Superfície de últimoespalhamento (z ~1000)

Universoopaco

Núcleos e elétrons livres

Terra

UniversotransparenteÁtomos

A Radiação Cósmica de Fundo

COBE1989 • Características principais:

• É uma radiação de corpo negro de microondas (T ~ 3 oK).

• A radiação é, altamenteisotrópica ∆T/T ~ 1.2 x 10-5 .

• Contudo ela possui umaanisotropia dipolar, ∆T/T ~ 1.2 x 10-3 , que decorre da nossavelocidade em relação aoreferencial da radiação de fundo; v ~ 360 km/seg

510TT

−∆

ANISOTROPIAS

OBSERVAÇÕES

• COBE:2.725 0.001T = +

2.725 0.001T = −

WMAP

ESPECTRO ANGULAR DE POTÊNCIA

ˆExpandindo C( ) usando polinomios de Legendre, obtemosα

A função de correlação de temperatura é definida como:

1 2

... denota uma me dia sobre as direçoesˆˆ, separadas por um angulo .n n α

′

Calvão

Analogia: Série de Fourier

π2x

f(x) “dipolo”:

1c é máximo!⇓

“quadrupolo”:f(x)

π2x

é máximo!2c⇓

período:

Calvão

Pryke

Pryke

α bΩ

ΛΩ,h kΩ

,, ΛΩh kΩ

Calvão

OBSERVAÇÕES

abril/1999

março/2003

OBSERVAÇÕES

Hinshaw et al astro-ph/0203217

Os 3 pilares básicos da Cosmologia

1

2 3

3. A formação de elementos leves

A formação de elementos leves

Em 1946, Alpher, Bethe e Gamov sugeriram a possibilidade de que todos os elementos químicos teriam sido gerados através de uma longa cadeia de captura de nucleons em 1 Universo primordial em expansão e que estaria esfriando-se. O esquema falha pois não há elementos leves estáveis com número de massa 5 e 8.

Alpher Bethe Gamov

A formação de elementos levesNucleosíntese Primordial

p

n2H

p 3He

4Hen

2H

4He3He

6Li7Li

9Be

1HA=5

A=8

+2He(Raro)

Predições estão baseadas em física bem conhecida

Predições da teoria:– Forma, essencialmente,

Hydrogênio & 4Hélio– Também forma 2H, 3He,

Li.– Depende da razão entre

prótons e neutrons naépoca e da taxa de decaimento do neutron.

• Razão (p:n) ~ 7:1– Abundância (por massa)

de hélio ~ 25% do total.

A formação de elementos levesNucleosíntese Primordial

He

D

LiA

bund

ânci

aR

elat

iva

1

10-3

10-6

10-9

Densidade Atual de Bárions ΩBh2

0.01 0.020.005

Regiãopermitida

~25%

Valor Observado Valor Predito

As observações estãoem excelente acordo com as previsões teóricas.

Forte suporte aomodelo padrão daCosmologia

3

10

; hoje 5 prótons/m

100 /

BB cr

cr

H h km seg M pc

ρ ρρ

−

Ω = ≅

=

Há evidências que mais de 90% de toda a matéria é escura.

Aglomerados e dinâmica de galáxias.

Lentes Gravitacionais

Fração de massa barionica emaglomerados.

Inventário Cósmico

Ordinary Matter~4%

Dark Energy~70%

Cold Dark Matter~25%

23;8

ii c

c

HG

ρρ

ρ πΩ = =

Fótons (CMB)Ωfótons ~ 0.00005 (0.005%)

NeutrinosΩneutrinos ~ 0.003 (0.3%)

Matéria Luminosa (estrelas)Ωlum ~ 0.005 (0.5%)

Matéria Bariônica (prótons e neutrons)

Ωbarion ~ 0.04 (4%)Matéria Escura (não barionica)

ΩM ~ 0.25 (25%)Energia Escura

ΩΛ ~ 0.7 (70%)

Rv

MSOLmedindo v & R

v2 G MSOL

R R2=

R

MGALÁXIAmedindo v & R

v2 G MGALÁXIA

R R2=

E. Kolb

1917 - Einstein introduziu a constante cosmológica nas equações da TRG.

1 82

R R g G T gπµ ν µ ν µ ν µ ν− = + Λ

principal motivação: observacionalΛ atua como uma força repulsiva

1922 - Friedman obteve soluções das E.E. sem Λ e que são expansionistas.

1929 - Hubble anuncia a descoberta de que o U está em expansão.

1931 - Einstein exclui Λ de suas equações``The greatest blunder of my life’’

Eddington tinha um ponto de vista distinto:`` Λ-term is the strongest pillar of the theory of relativity and I would as soon thinkto reverting to Newtonian theory as of dropping the cosmical constant’’naquela época acreditava-se que a constante de Hubble tinha um valor ~ 8 vezes maior do

que acreditamos ser seu valor hoje (~ 65 km/s Mpc -1 ). Λ aumenta a idade do U.

Breve Histórico da Constante Cosmológica

Lemaitre acreditava que devemos manter Λ nas E.E. e que as observaçõesdevem dar a última palavra.Nas décadas de 60 & 70 Λ foi introduzida novamente.

1967 Petrosian , Salpeter & Szekeres para explicar uma concentração aparente de quasars em z=2.1975 Gunn and Tinsley

Na década de 80 Λ é introduzida no contexto do cenário inflacionário do Universo

Um período suficientemente longo de inflação

observações

Peebles (1988) - Carlberg et al.(1997)

23;8

ii c

c

HG

ρρ

ρ πΩ = =

1TΩ =

0 0.3 0.1mΩ = ±

Como conciliar a inflação com as observações?

component suave tal que Ωsuave ~ 0.7

0 1T m smoothΩ = Ω + Ω =Peebles Ap.J. 284, 439 (1984); Turner, Steigman& Krauss PRL52, 2090,(1984)

10 100 / ; 0.65 0.1H h km s Mpc h−= = ±

Candidatos para a componente suave:

Constante cosmológicaCampo escalar

ENERGIA ESCURA (Quintessência)

1Total mnr radiaçao EEΩ = Ω + Ω +Ω =

A Energia Escura deve ter outra propriedade

Pressão Negativa!!!

003

)3(3

4

>⇒<+

+−=

aPif

PGaa

ρ

ρπ

Aceleração!!

Sne Ia como ferramentapara a cosmologia

Vantagens• Luminosos

(109 - 1010 Lο).• muito

homogêneos.

Problemas• Raros, ~ 1/500 ano/galáxia.• aleatórios.• rápidos.

•Sne Ia atinge o máximo em alguns dias.• em alto “z” nao é mais possível detecta-lascom os mais poderosos telescópios dentro de 1 ou 2 meses.

Supernova do tipo Ia

Anã Branca

Explosão resultante de uma detonação termonuclearde uma estrela Anã Branca.

SN 1997ck é uma das supernovas mais distante até hoje descobertas.

4 de abril de 1997 28 de abril de 1997

SN 1997ck afasta-se com ~ 60% da velocidade da luz

A luz dessa supernova leva 8 bilhões de anos para chegar a Terra

PerlmutterPerlmutter et al.et al.www.snap.lbl.govwww.snap.lbl.gov

1 25log ( , ,...)Lm D θ θ= +M

(0.3,0.7)

(0.3,0)

(1,0)

Tonry et al 2003

mprior 0.2 0.03hΩ = ±

Tonry et al 2003

Concordância Cósmica

Allen et al. – astro-ph/0405340

Maiores avanços teóricos e sucessos da Cosmologia no século XX Relatividade Geral como teoria de gravitação ; existência de um quadro

auto-consistente.Expansão do Universo e a lei de Hubble (1929) .Alpher, Herman e Gamov fazem a previsão da existência de uma RCF de 3oK.Descoberta da RCF por Penzias e Wilson (1964).Previsão da nucleosíntese primordial (Alpher, Bethe e Gamov - 1948).

Concordância da teoria com as observações.Previsão da existência de matéria escura (não bariônica) e seu papel na

formação de estruturas.Inflação e o problema das condições iniciais no Universo (Guth – 1980). Origem

das flutuações de densidade para formação de estruturas.Bariogênese e assimetria matéria e antimatéria.Energia escura e a aceleração da expansão (1998).

Grandes questões abertas

Natureza da matéria e da energia escura.Topologia do UniversoGravitação quântica e a origem do Universo.Quadro mais completo para a formação de galáxias e aglomerados.