História do Universo "O universo será de dimensão infinita e os mundos serão inumeráveis, porque, incomparavelmente melhor em inumeráveis indivíduos

História do Universo


"O universo será de dimensão infinita e os mundos serão inumeráveis, porque, incomparavelmente melhor em inumeráveis indivíduos se apresenta a excelência divina, que naqueles que são numeráveis e finitos."

GIORDANO BRUNO, De l’infinito, universo e mondi, I, 376


Preparação para as Olimpíadas de Astronomia 2012

Castelo Branco


Quando ao longo do trabalho aparecerem no texto palavras de cor diferente, deves “clicar” em cima da palavra pois serás encaminhada para algumas informações suplementares.

Posteriormente quando te aparecerem no monitor retângulos onde está escrito “voltar” ou “continuar” deves “clicar” sobre um deles, para continuares.

Observações:


Este documento é constituído por três partes:

- História da História do Universo

- História standard do Universo

- Modelos não Standard


História

da História do Universo


Nem sempre o Universo foi “olhado” da mesma forma!

Vamos então começar por fazer uma viagem no tempo e descobrir o que foram pensando, ao longo dos séculos, os Homens que dedicaram parte da sua vida a “olhar” o “Céu”!


Os modelos mais antigos eram muitas vezes descritos por artistas!


Alguns séculos antes de Cristo ...


Para a Escola Pitagórica (~500A.C.) o universo era esférico existindo um fogo no seu centro, à volta do qual, e por sua influência, se moviam a Terra, a Lua, o Sol, os outros cinco planetas conhecidos na altura e por fim as estrelas.


No modelo de Aristarco o Sol aparece como o centro do universo

Aristarco considerava também que a distância da Terra ao Sol era de desprezar quando comparada com a distância do Sol às Estrelas.


Depois de Cristo... ...


Esta imagem apresenta o esquema de universo segundo Ptolomeu.

Nele a Terra ocupava o centro. À sua volta encontravam-se, por esta ordem, Lua, Mercúrio, Vénus, Sol, Marte, Júpiter e Saturno.

A envolvê-los havia uma camada de estrelas (que estariam fixas).


O modelo de Ptolomeu visto pelos astrónomos medievais.


Para resolver o problema do movimento retrógrado dos planetas, Ptolomeu criou a designada “teoria dos epiciclos”.

epiciclo


No Séc. XIII o Universo perde o seu carácter de eterno uma vez que foi criado por Deus.

O inferno aparece no interior da Terra, enquanto que o purgatório se encontra na região sublunar e o paraíso aparece a envolver o universo.


Aristóteles pensava que a Terra se encontrava imóvel no centro do Universo e que os planetas e as estrelas se moviam à sua volta .

Ptolomeu adotou esta ideia e criou o modelo representado na figura.

Era na camada externa que se encontravam as estrelas.

Este modelo permitiu-lhes prever as posições dos objetos celestes.


Mapa Celeste

(séc XVI)


Outras representações...

Practica compendiosa artis, publicada em 1523, por Ramon Lull

Cosmographia, publicada em 1539, por P. Apin, em Antuérpia


No Século XV, Nicolau de Cusa, cardeal, defendeu que o Universo é ilimitado, que não tem fronteira e não tem centro definido.

No entanto o modelo de Universo antropocêntrico (universo grego) manteve-se durante cerca de 20 séculos.


Finalmente

a revolução heliocêntrica ...


Copérnico, em 1514, apresentou um novo modelo, mais simples.

Para Copérnico o Sol estava imóvel no centro e eram os planetas que, em órbitas circulares, se moviam à sua volta.


Modelo de Copérnico


Ainda considerava as órbitas dos planetas circulares mas percebeu que a ideia do Sol estar no centro das órbitas dos planetas fazia sentido. Mas o geocentrismo era um artigo de fé, não apenas um preconceito científico.

Copérnico descobriu que estava algo errado no sistema ptolemaico. Leu todos os trabalhos que precederam a teoria de Ptolomeu, e descobriu as teorias heliocêntricas propostas por volta de 300 anos a.C. por astrónomos como Aristarco.


Mas este modelo não foi completamente aceite ...


Com Thomas Digges a ideia do universo ser heliocêntrico começa a ser aceite.

A esfera exterior constituída pelas estrelas é removida e começa a ter-se a noção de que o universo é ilimitado.


Para Tycho a Terra girava em torno do Sol mas todos os outros objetos giravam em torno da Terra.

O astrónomo Tycho Brahe apresentou um novo modelo de universo.


Ilustração do modelo de Tycho.

História do UniversoEste foi o modelo apresentado por Kepler.

Este modelo é constituído por 5 sólidos geométricos regulares (os chamados sólidos platónicos) encadeados.

Entre eles existia sempre uma esfera planetária que era suficientemente espessa para incluir o pequeno epiciclo previsto por Copérnico.


Kepler foi o primeiro astrónomo a sugerir que as órbitas dos planetas seriam elípticas e não circulares.


Frontispício do “Almagestum novum”

(pulicado em 1651, por Giambattista Riccioli)

Nesta gravura, Urânia, a musa da Astronomia, “pesa” os diferentes sistemas do Universo.

Em baixo, a seus pés, está Ptolomeu, com o seu sistema geocêntrico, encontra-se em nítida desvantagem em relação ao sistema de Tycho Brahe, que se encontra um pouco acima, mas o sistema que se evidência é o de Kepler.


Este novo modelo foi construído por Copérnico mas só foi apresentado por Galileu.

Neste modelo já se verifica a presença dos satélites de Júpiter.


Galileu observou a Via Láctia e concluiu que ela era constituída por milhares de estrelas.

Imagem da Via Láctea na direcção do centro da Galáxia, na constelação de Sagitário.


Os estudos de Descartes levaram-no a concluir que o Universo era totalmente uniforme.

Todas as diferenças eram resultado do movimento, movimento esse que teria de ser compatível com a matéria à sua volta. Daí os movimentos não serem em linha reta e surgirem os vórtices.


Aqui temos esquemas de Estrelas rodeadas dos seus vórtices, onde se movem os planetas.

Vórtice


Os resultados obtidos nas observações de Galileu e as órbitas elípticas de Kepler continuaram a dar sentido ao tipo de Universo defendido por Copérnico.

Faltava ainda esclarecer o motivo pelo qual os planetas se mantinham nas suas órbitas.

Surgiram então as Teorias de Newton.


Num corpo uniforme e esférico, (aproximadamente como a Terra), a soma de todas as forças que esse exerce sobre outro corpo exterior é equivalente à força correspondente à totalidade da matéria, se esta estiver concentrada no centro do corpo esférico”

Este teorema foi demonstrado por Newton.


As leis de Newton, formuladas há trezentos anos, ainda hoje são válidas e utilizadas para determinar a velocidade e a trajetória, necessárias para colocar satélites em órbita à volta da Terra.

Newton provou que era a força da gravidade que mantinha os planetas em órbitas elípticas à volta do Sol.


Newton concluiu assim que o Universo era infinito, quer quanto ao espaço quer quanto ao tempo.

Porque para Newton nada se mantém em repouso, então também os objectos celestes deveriam estar em movimento. E esses movimentos seriam determinados por campos gravitacionais.

Este modelo foi aceite e manteve-se por mais de duzentos anos.


Uma das preocupações dos astrónomos foi conhecer a estrutura do universo das estrelas.

Um desses astrónomos foi William Herschel, sendo o seu contributo muito importante. Nomeadamente no estudo da Galáxia.


Esboço em lâmina da Galáxia.


Esboço de um corte longitudinal da estrutura da Galáxia, onde o sol se encontra assinalado por um ponto perto do centro.


Uma descoberta importante:

O EFEITO DE DOPPLER


Aqui temos dois exemplos de espectros eletromagnéticos, que incluem ondas rádio, micro-ondas, radiação infravermelha e ultravioleta, raios X e luz visível.

As ondas medem-se em comprimento (em metros ou em angstroms) ou em frequência (em hertz).


A luz emitida, por exemplo, por uma estrela, propaga-se em ondas.

Se a estrela se deslocar, o que acontecerá às ondas?


Comprimento de onda mais curto

Comprimento de onda mais longo

Direcção do movimento da Estrela


Observando um espectro, temos:

Quando a estrela se afasta

Quando a estrela se aproxima


Cristopler Buuys-Ballot, na Holanda, realizou a experiência mais conhecida para exemplificar o Efeito Doppler.

Esta experiência consistiu em colocar um grupo de músicos dentro de um comboio e Cristopher ficou numa das plataformas da estação.

O comboio passou por ele a toda a velocidade e permitiu, apesar dos músicos terem mantido a melodia, que se distinguisse uma variação na altura do som!


O EFEITO DE DOPPLER não é mais que o desvio no comprimento ou na frequência de onda.

Quando o desvio é para o vermelho, isto é o objeto celeste está a afastar-se, as ondas apresentam um alongamento. Neste caso o Efeito de Doppler é também designado por Redshift.

Quando o objeto celeste se aproxima as ondas aparecem comprimidas e as riscas apresentam um desvio para o azul.


Este resultado foi muito importante para o cálculo da velocidade e direção do movimento quer das estrelas quer das galáxias.

O estudo das ondas é igualmente muito importante para se estudar o universo primitivo.


O astrónomo Vesto Slipher fez um trabalho sistemático de análise de espectros de galáxias.


Em 1912 Slipher descobriu que as linhas espectrais das estrelas da Galáxia M13 apresentavam um enorme desvio para o azul, o que indica que a galáxia se estava a aproximar.

Foi a partir daí que ele começou um trabalho de pesquisa sistemático, que o levou à conclusão que a maioria das galáxias estudadas (41) apresentavam um deslocamento para o vermelho. Isto é estão a afastar-se!

Verificou ainda que quanto mais afastado estava a galáxia em estudo maior era o seu deslocamento.


O astrónomo Edwin Hubble, utilizando um telescópio recém instalado (de 2,5 metros de diâmetro) na Califórnia, resolveu as estrelas da galáxia Andrómeda.

Daí concluiu que existem outras galáxias para além da nossa.


Em 1929 Hubble determinou as distâncias a algumas galáxias e conjugando esse dado com o deslocamento para o vermelho (efeito de Doppler ) pôde concluir que:

Quanto mais distante está uma galáxia maior é a sua velocidade de afastamento.


E mais:

A velocidade e a distância são grandezas diretamente proporcionais.


Estava assim definida a conhecida constante de Hubble:

H = velocidade

distância


Estava agora comprovada a

EXPANSÃO DO UNIVERSO!


Mais tarde é descoberta a

RADIAÇÃO DE FUNDO...


Em 1965 Arno Penzias e Robert Wilson, ao testarem a grande antena da estação de Holmdel (New Jersey), descobriram um comprimento de onda de sete centímetros.

Já anteriormente, alguns astrónomos, tinham deduzido que, no caso de ser verdadeira a hipótese do Universo ter origem numa grande explosão, teria de existir uma radiação importante no âmbito dos 7 cm.

E aí estava ela:

a Radiação de Fundo!


Em que o valor de “z” representa o respectivo desvio para o vermelho.


Uma descoberta muito importante para o avanço dos estudos sobre o Universo, foi a Teoria da Relatividade.


TEORIAS DA RELATIVIDADE

Estas teorias foram propostas por Albert Einstein.

Esta teoria propunha que a velocidade da luz no vácuo é constante, independente da velocidade da fonte, que a massa depende da velocidade, que há dilatação do tempo durante o movimento em alta velocidade, que a massa e a energia são equivalentes (E=Mc2) e que nenhuma informação ou matéria pode mover-se mais rapidamente que a luz.

Teoria da Relatividade Restrita


Esta teoria (1915) é uma generalização da anterior. Introduz agora um novo conceito de gravitação e considera que o Universo parece ser o mesmo (isotrópico e homogéneo) em todas as direções.

Uma das originalidades desta teoria consiste em interpretar a força gravitacional como consequência de uma deformação do espaço-tempo.

Teoria da Relatividade Geral (TRG)

Com teoria da relatividade geral, Einstein propôs uma nova explicação para a força gravitacional: ela seria decorrente da curvatura do espaço-tempo causada pela matéria: a Terra curva o espaço-tempo da mesma forma como uma esfera de chumbo deforma um lençol.


Einstein criou um novo modelo para o Universo em que a matéria é criada a partir do vácuo e está continuamente a ser criada. O Universo é estático e sempre existiu.

Porque considerou que o Universo era estático teve de condicionar as equações da sua teria a esse facto, pelo que teve de considerar a denominada “constante cosmológica”.


Em 1922 e 1924, Alexandre Friedmann construiu um novo modelo baseado nas equações de Einstein.

É neste modelo que a maioria das teorias cosmológicas modernas se baseiam.


Outros modelos surgiram, modelos que podemos agrupar em dois grandes grupos:

- o modelo standard;

- outros modelos.

É a esses modelos, mais especificamente ao modelo standard, que vamos agora dedicar uma atenção especial!

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História Standard do Universo



BIG BANG

Segundo as teorias mais actuais. o Modelo Standard (ou Modelo Padrão), o universo teve origem numa grande explosão que tem o nome de


o


Tal como já foi referido , a descoberta da radiação de fundo veio confirmar que teria existido o BIG BANG.

Segundo a teoria do BIG BANG o Universo nasceu da grande explosão primordial que terá ocorrido há cerca de 15 milhões de anos!


E a expansão foi continuando...



Esta teoria cosmológica reúne hoje o consenso geral.


Outra simulação


A expansão desacelerada

Neste esquema, o universo é representado por um disco, cuja expansão se desacelera devido à atracção gravitacional da matéria.

A idade do universo é estimada em 9,3 bilhões de anos.


A expansão constante

Se a velocidade de expansão fosse constante, o Big Bang teria que ser deslocado para trás, pois o universo precisaria de mais tempo para atingir o tamanho atual.

A idade do universo seria de 12 bilhões de anos.


A expansão acelerada

A hipótese mais aceite atualmente é que a expansão seja acelerada, o que faz recuar ainda mais o instante inicial.

A idade do universo seria de cerca de 15 bilhões de anos.


Durante a expansão todos os objetos se afastam e o comprimento de onda da luz vai aumentando.


O facto de o Universo estar em expansão não quer dizer que nós ocupamos o seu centro.

Podemos comparar o Universo com um bolo de passas: com o crescer do bolo as passas vão-se todas afastando umas das outras.


Em Junho de 2000 foram divulgados os resultados da medição das posições de 106688 galáxias distribuídas por um campo de 2 graus de amplitude do céu.

A seguir temos o respectivo mapa de distribuição


Cada ponto representa a posição de uma galáxia, encontrada a partir do seu redshift.


A quantidade de galáxias observada pode provar que a matéria existente não é suficiente para parar a expansão do Universo!

Podemos verificar a partir da análise do mapa anterior que para distâncias superiores a 4 biliões de anos-luz a distribuição é homogénea.


Mas para a hipótese do modelo ser fechado, caso em que o Universo colapsava, era necessário que a força da gravidade fosse suficientemente grande para parar a expansão!

Vamos então pensar um pouco sobre a densidade...


A densidade local do universo vai diminuindo!

Universo em expansão

Hoje

No passado


Se a densidade for muito baixa o Universo é aberto e continuará sempre a expandir-se!

Se a densidade for elevada o Universo é fechado e verificar-se-á o colapso!

No caso que falta o Universo diz-se plano e é o limite entre o Universo fechado e o Universo aberto! (densidade crítica)

expansão crítico

Fechado 1

Fechado 2

presente

tempo

Tamanh

o actual

tam

an

ho


Neste gráfico podemos conjugar os resultados obtidos pelo estudo das supernovas (a amarelo) e os estudos efetuados pelo projeto Boomerang (a azul). : densidade da

energia de vácuo (constante cosmológica);

m : densidade da matéria.


Pode-se daí concluir que as densidades da energia de vácuo (constante cosmológica) e da matéria estarão na zona de intersecção da região azul com a região amarela.

Mas:

densidade totaldensidade da matéria +

densidade da energia de

vácuo (constante

cosmológica)

=


Em Abril de 2001, o Projeto BOOMERANG publicou novas conclusões:

- a matéria bariónica só representa 3% da densidade total;

- a densidade total está entre 0,98 e 1,03 da densidade crítica;

- a densidade da energia do vácuo (constante cosmológica) está entre 0,52 e 0,68 da densidade crítica.

Com estes dados pode concluir-se que a idade do Universo está entre 14 e 16,2 G.anos.


Vejamos como está distribuída a matéria do Universo:

Energia do vácuo


A partir da expansão podemos também tirar conclusões sobre a idade do Universo:


expansãocrítico

Fechado 1

Fechado 2

Idade do Universo crítico = 1/H0

Idade do Universo em expansão

Idade do Universo fechado 2

Idade do Universo fechado 1

presente

tempo

Tamanho

actual

tam

an

ho


Formação de Galáxias...


Aqui temos um esquema de como se foi concentrando a matéria para permitir a formação de estrelas e galáxias.

Porque a radiação de fundo não é completamente homogénea, a matéria vai-se acumulando nas zonas onde se verifica uma redução na temperatura da radiação (zonas essas que neste esquema estão representadas pelos vales).


Temos aqui uma simulação (feita por White) que nos mostra que a interação gravitacional aumenta o contraste inicial.


Variação da densidade primordial

(~1015 massas solares)

Contracção numa “panqueca”

Fragmentação em galáxias

Na imagem temos um exemplo de formação de Galáxias!

Uma nuvem de gás primordial de 1015 massas solares colapsa dando origem a uma “panqueca” que posteriormente se vai “partir” e dar origem às galáxias!


Simulação da formação de uma galáxia


Simulações em computador

Pouco depois da sua formação as galáxias encontravam-se espalhadas ao acaso no Universo.

14 000 milhões de anos depois as galáxias aparecem agrupadas em enxames


Quanto à observação das temperaturas na Radiação de Fundo...


O Projeto BOOMERANG veio permitir um estudo mais “localizado” da radiação de fundo.


Modelo Standard Infinito Plano


Temperaturas e os tipos de universos (simulações):

Universo fechado

Universo plano

Universo aberto


Com a imagem obtida pelo BOOMERANG, por comparação, podemos concluir que o universo é, aproximadamente, plano.


Segundo o modelo do BIG BANG temos o seguinte resumo de evolução:


< 10-44 segundos

< 1032 KBIG BANG


10-44 segundos

1032 KGrande unificação.

Todas as forças do universo se

confundem, constituindo uma só

força!


10-32 segundos

1027 K

O Universo expande-se rapidamente.


7x 105 seg.

103 KÉpoca da recombinação

Formam-se os primeiros átomos neutros (de hidrogénio e hélio).

O Universo torna-se transparente e a radiação pode fluir livremente no espaço.


1x 109 seg.

20 KFormação da primeiras estrelas e galáxias


> 10x 109 seg.

3 KÉpoca atual

nebulosa

planeta

galáxia

aglomerado de estrelas

objectos longínquos

estrela

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Modelos não standard


Alguns modelos não standard têm sido defendidos!

Vamos agora, a título de exemplo, referir dois deles!


Aqui temos o esquema de temperaturas do modelo com uma topologia global toroidal.


Temos na figura as duas maneiras de nos deslocarmos entre dois pontos diametralmente opostos: ou nos deslocávamos ao longo da superfície ou teríamos de criar uma terceira dimensão!

Trajectória mais curta de A a B em três dimensões

Trajectória mais curta de A a B em duas dimensões

Segundo este modelo o Universo distribui-se sobre a superfície de um toro.


No modelo inflacionário de Linde e Steinhardt o nosso Universo não é mais que uma bolha de um possível mega-universo de bolhas!

MODELO INFLACIONÁRIO


Como se vê na imagem, neste modelo, a velocidade de expansão, nos tempos mais primitivos, foi muito maior que no caso do modelo do Big Bang.


Este modelo prevê que o Universo tem cem vezes mais matéria escura que matéria brilhante, e sendo assim o Universo contrair-se-á no futuro!


Existem outros modelos que não foram aqui referidos!

E, possivelmente, muito existirá ainda para descobrir!...

Dois satélites que, presentemente, muito têm ajudado no conhecimento do Universo são:


PLANCK

Microwave Anisotropy Probe (MAP)


... mas nós ficamos por aqui !

E muito haveria também a dizer ...

Agora, os mais apaixonados por este assunto, podem ir procurar novos dados e aumentar assim os seus conhecimentos ! ...

BOM TRABALHO !

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Pitágoras

(582a.C - 497a.C)

Como muitos sábios da antiguidade clássica, Pitágoras tem seu perfil traçado em obras que atravessaram os séculos.


A Escola Pitagórica introduziu o rigor da demonstração e a generalização dos resultados, garantindo um lugar importante na história da matemáticas.

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Aristarco de Samos

(320 a.C - 250 a.C)

Aristarco procurou determinar a distância Terra-Lua em relação à Distância Terra-Sol, considerando o triângulo formado por esses três astros no início do quarto crescente.


Aristarco procurou determinar a distância Terra-Lua em relação à Distância Terra-Sol, considerando o triângulo formado por esses três astros no início do quarto crescente.

Terra

SolLua


Sol

Terra

Lua19 R

R

Aristarco fez um estudo comparativo entre as distâncias e os diâmetros da Lua, da Terra e do Sol.

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Cláudio Ptolomeu

(87 – 151)

Astrónomo grego que, com os seus estudos e livros, contribuiu para diversos ramos da Ciência.


Elaborou um calendário com a hora em que várias estrelas apareciam e desapareciam no céu, no alvorecer e no crepúsculo.

Forneceu uma série de métodos e regras para a construção de relógios solares.

Na Astronomia: Deu nome às estrelas e

organizou uma lista com as 48 constelações conhecidas.

Previu, com um pequeno erro, os eclipses.

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Nicolau Copérnico

(1473 – 1543)

De origem Polaca, foi astrónomo e matemático.

Sendo um homem da Igreja tentou conciliar o seu modelo com a perspectiva religiosa.

O cálculo das órbitas foi a grande preocupação deste astrónomo.

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Tycho Brahe

(1546 – 1601)

Começou a interessar-se pela Astronomia apenas com 14 anos de idade.


Nesta imagem está representado o quarto de círculo mural do Observatório de Uranieborg utilizado por Tycho Brahe(personagem da direita) e seus assistentes.

Esta imagem encontra-se em “Tychonis Brahe astronomie instauratae mechanica”

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Kepler

(1571 – 1630)

Acreditava no modelo de Copérnico pois achava-o simples e harmonioso.Para Kepler o Universo era finito e tinha um centro e seu maior objectivo foi aperfeiçoar a teoria heliocêntrica.


Kepler descobriu que os planetas apresentam órbitas elípticas, nas quais o Sol ocupa um dos focos.


Foi a partir dessas observações que Newton, mais tarde, pôde enunciar a lei da gravitação universal.

Descobriu ainda que o raio vetor que une o Sol a um determinado planeta traça áreas iguais em igual período de tempo.


Mais gravuras retiradas da obra de Kepler onde está representado o seu sistema do mundo

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Galileu Galileu

(1564 – 1642)

Galileu dedicou-se a novos conceitos:

- tempo e distância

- velocidade e aceleração

- forças e matéria


Estas lunetas foram construidas pelo próprio Galileu e permitiram-lhe fazer uma melhor observação do Céu.

E também o seu telescópio


Por observação descobriu quatro planetas nunca vistos até essa data. Galileu tinha descoberto as quatro luas de Júpiter.

Descobriu também que o planeta Vénus apresenta fases, tal como a Lua.


Conta-se que um dia Galileu para tentar o apoio dos religiosos os tentou convencer a olharem o céu através da sua luneta! Mas foi em vão, pois eles recusaram-se a fazê-lo!

Diz-se ainda que nessa altura Galileu terá “perdido a cabeça” e soltou-lhes os seus cães!


Todos os modelos propostos no renascimento foram fortemente criticados pela Igreja, o que custou mesmo a vida a alguns pensadores da época.

Galileu não foi exceção!


A 22 de Junho de 1633, numa sala do convento dominicano de Santa Maria Sopra Minerva, em Roma, realizou-se o julgamento de Galileu pela Santa Inquisição, tendo este sido condenado a prisão domiciliar perpétua e a repetição, semanal, por três anos, dos sete salmos penitenciais. Foi ainda obrigado a renunciar à crença de que a Terra gira em torno do Sol (motivo pelo qual ele se livrou da pena de morte).

Depois de lido o veredicto, consta que Galileu teria murmurado ironicamente: "e, no entanto, ela move-se“. voltar


René Descartes

(1571 – 1630)

Foi Descartes que introduziu na Astronomia conceitos matemáticos de espaço e movimento.

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Isaac Newton

(1642-1727)


Esta obra de Newton foi a primeira descrição matemática do Universo.


Tal como ilustra este desenho, foi a observação da queda de maçãs da árvore que inspirou Newton para a Teoria da Gravidade. É claro que esta lei precisou de muito mais do que inspiração: precisou de complicados estudos matemáticos.


Este telescópio, com pouco mais de um palmo de comprimento, foi construído por Newton.

Foi o primeiro telescópio refletor.

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Christian Doppler

(1803 - 1853)

Em 1842, publicou uma obra intitulada "Sobre as Cores da Luz Emitida pelas Estrelas Duplas", na qual ele apresenta os fundamentos do efeito Doppler, quer com o som, quer com a luz.

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Vesto Melvin Slipher

(1875 – 1969)

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Edwin Powell Hubble

(1889-1953)

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Arno Allan Penzias

(1933-)

Robert Woodrow Wilson

(1936-)

Ganharam o Prémio Nobel em 1978, em consequência da sua descoberta histórica: a radiação de fundo. voltar


Albert Einstein

(1879 – 1955)

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MODELO STANDARD

Este modelo, apesar de ser criticado por alguns cientistas, é o que parece melhor descrever o Universo. Para isso este modelo baseia-se em:

- Princípio Cosmológico:

em escalas suficientemente grandes, o universo é homogéneo e isotrópico, isto é, não existem locais no Universo previligiados; qualquer observador, colocado em qualquer posição descreve o Universo sempre da mesma forma.

- Radiação de Fundo.voltar


Define-se Cosmologia como o ramo da astronomia e da astrofísica que estuda o nascimento, a estrutura e a evolução do Universo no seu todo.

Até cerca de 1950 esta ciência era eminentemente teórica, com pouco suporte observacional e praticamente sem nenhuma atividade experimental.

Recentemente, alguns dados observacionais vieram ajudar a aceitar o modelo cosmológico standard.

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COSMOLOGIA


Na transição entre o modelo fechado e modelo aberto, existe a possibilidade do Universo não parar de se expandir, mas a velocidade de expansão tender para zero!

À densidade necessária para que tal aconteça é que damos o nome de densidade crítica e o Universo diz-se plano.

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DENSIDADE CRÍTICA


CONSTANTE COSMOLÓGICA

A constante cosmológica não é mais que a densidade da energia do vácuo.

A densidade da energia do vácuo provoca um efeito de repulsão, de que resulta uma maior velocidade de expansão do universo!

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MATÉRIA ESCURA

Os cientistas chegaram à conclusão que terá de existir muito mais matéria do que aquela que é hoje observada.

Esta matéria, até agora desconhecida, é designada por matéria escura.

Apesar de não poder ser observada ela constitui grande parte da massa do Universo, estando distribuída por toda a parte, sendo fundamental para a dinâmica das estruturas celestes e para o destino do Universo!

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Ainda sobre a Radiação de Fundo...

Para o conhecimento da Radiação de Fundo foram muito importantes os estudos feitos pelo satélite COBE

a NASA enviou para o espaço este satélite (Cosmic Background Explorer) a 18 de Novembro de 1989.


... e pelas observações do Projeto BOOMERANG, durante um voo de balão feito durante 259 horas, em Dezembro de 1998, sobre a Antártica.


Medições observadas pelo satélite COBE

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