Para onde Vamos ? O Destino do Universo Paulo S. Pellegrini GEA/Observatório do Valongo MCT/Observatório Nacional Uma breve história do mapeamento do Universo

Para onde Vamos ? O Destino do Universo

Paulo S. PellegriniGEA/Observatório do ValongoMCT/Observatório Nacional

Uma breve história do mapeamento do Universoe da descoberta de suas propriedades

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

Por isso, quando olhamos na direção do plano desse disco, vemos mais estrelas que quando olhamos na direção perpendicular ao plano.

Esquema mais tarde feito por Herschel

Sugere que a Via Láctea

seja um sistema de estrelas, achatado como um disco.

Tendo conhecimentoda observação deobjetos difusos enebulosos,

Kant especula queassim seriam

vistosoutros sistemasestelares, como onosso, se

estivessemmuito 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 argumenta que se o Universo

de estrelas tem um limite visível, e sua forma é irregular (ou, achatada) deve-se contar mais estrelas emalgumas direções que em outras.

Herschel assume que as estrelastêm mesmo brilho e estão distribuídas homogeneamente no espaço.

Campo de 20”x20” nadireção da Via Lactea

Campo de 20”x20” perpendicular à Via Lactea

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

O Universo conhecido em 1785 (como descrito por Herschel)

Herschel, tambémciente da existência deobjetos de aparênciadifusa, encontra ecataloga cerca de 5000“estrelas nebulosas”.

Varia sua opinião se são

objetos dentro da Via Láctea ......ou outros sistemas deestrelas muito

distantes,como especulado por

Kant

Exemplos de “estrelas nebulosas”

1845 – William Parsons Constrói e utiliza um telescópio de diâmetro 1,80m

Descobre que algumas

“nebulosas” tem forma espiral.

Seeliger

Kapteyn

Kapteyn coordena um esforçointernacional para pesquisar

omáximo possível de área do

céu.

Assim como Herschel, realizam contagens estelares em diferentes direções no céu, com técnicas e instrumentos mais modernos.

Usam propriedades conhecidas das estrelas mais próximas: distâncias e número relativo por intervalo de brilho

1901 – 1922 Hugo von Seeliger (Obs Yerkes, EUA) , Jacobus Kapteyn (Obs. Leiden, Holanda)

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 de9.460.000.000.000 km em 1 ano.

Por isso, a definição da unidade de distância 1 “ano-luz” = 9.460.000.000.000 km.


--------------------------------------------------------------------- Distâncias anos-luz km---------------------------------------------------------------------

0,000016 150.000.000 (8 minutos- luz)

Diâmetro da Galáxia(estimado por Kapteyn) 50.000

473.000.000.000.000.000

Sol – Estrela mais próxima 4,4 42.000.000.000.000

Sol – Plutão(Sistema Solar)

0,00062 5.900.000.000 (5,5 horas-luz)

Sol - Terra

Modelo de Kapteyn para a nossa Galáxia

Sol situado próximo do centro

Sistema de estrelas achatado, e mais denso no centro, com dimensões aproximadas: diâmetro 50.000 anos-luz e espessura 10.000 anos-luz

O Universo conhecido, no início do século XX

Para uma estrela situada em diferentes distâncias D

Bin Bap = D 2

medimos um brilhoaparente Bap igual seubrilho intrínseco Bin

dividido (diluído) peladistância ao quadrado


Diluição do Brilho com a Distância

Diluição do Brilho com a Distância

Um telescópiocolhe menosluz de umafonte situada auma distânciamaior


Descobre relação entre: o tempo de variação (Período) e o Brilho intrínsecode uma classe de estrelas com variação regular denominadas Cefeidas

1908 – Henrietta Leavitt (Obs. Harvard, EUA)


Etapas para medir distânciasusando 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

Nebulosidades sãogaláxias como a Via Láctea

Via Láctea como estimada por Kapteyn: 50.000 x 15.000 anos-luz Sol aproximadamente no centro.

Nebulosidades são objetos pequenos dentro da Via Láctea

----------------- 300.000 anos-luz -------------

Heber CurtisHarlow Shapley

SolCentro da Galáxia

Mapeamento usando Cefeidas em aglomerados de estrelas

Diferentes propostasPara o tamanho da ViaLactea e natureza dasnebulosidades

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

Nas atmosferas das estrelas, os vários átomos absorvem a radiação vinda do centro, retirando do espectroalguns comprimentos de onda

Estrela

Cada átomo absorve um conjunto de comprimentos de onda característico

A mesma fonte de luz se afastando

A mesma fonte de luz se aproximando

Espectro de uma fonte de luz estacionária que emite e absorve radiação numa variedade de comprimentos de onda (ex. um estrela)

Espectro se desloca para o vermelho

Espectro de desloca para o azul

Efeito que acontece com a radiação

comprimentos de onda

A Lei Descoberta por Hubble (1929)

Edwin Hubble (Obs. Mount Wilson, EUA), medindo distâncias com estrelas Cefeidas e deslocamentos dos espectros para o vermelho, encontra uma importante propriedade do Universo

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

A Lei Descoberta por Hubble

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

mais deslocado está seu espectro para o lado vermelho

Quanto mais distante estáuma galáxia,

A Lei Descoberta por Hubble

V = H D

distância (anos-luz)de uma galáxia qualquer à nossa Galáxia

velocidade de afastamento (km/s),medida pelo deslocamento do espectro

500.000.000 anos-luz

1.000.000.000 anos-luz

500.000.000 anos-luz

1.000.000.000 anos-luz

10.000 km/s 10.000 km/s 20.000 km/s

20.000 km/s

NossaGaláxia

20 km/s/Manos-luz

Um estimador de distâncias

O Universo Conhecido no Final do Século XX

Praticamente todas as galáxias, em alguma escala de tamanho, podem ser consideradas como parte de um sistema:

pares

grupos

aglomeradossuperaglomerados

grandes estruturas

Mapeando as Galáxias com a Lei de Hubble

Pares de Galáxias

Sistemas de 2 galáxiasligadas pela atraçãogravitacional

Grupos de GaláxiasSão sistemas contendoentre 3 e 50 galáxias

O Grupo Local : onde está situada a nossa Galáxia

Galáxias Elípticas anãsGaláxias Irregulares anãs

M33

Andrômeda

Nossa Galáxia

<-------------- 3.000.000 anos-luz ---------------->

Aglomerados de galáxias têm dimensões da ordem de 6.000.000 de anos-luz

<----------------------------- 6.000.000 anos-luz ----------------------------->

Aglomerados de Galáxias

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 bloqueiaa visão na direção do plano do disco

Sol

A observação óptica de galáxias distantes só pode ser feita em direções perpendiculares ao plano do disco da nossa Galáxia

Nossa GaláxiaDireçãoocultapelapoeira

Direçãoocultapelapoeira

Direçãolivredepoeira

Direçãolivredepoeira

As Grandes Estruturas do Universo

As galáxias e suas associações se agrupam em estruturascom formas de filamentos e “paredes”, que circundamgrandes regiões vazias de material luminoso

aglomeradosfilamento

vazio

Parede vista de frente

nossa Galáxia

<-------------- 400.000.000 anos-luz -------------------->

Parede vista de perfil

nossa Galáxia

Parede vista de perfil

As grandes paredesde galáxias têm umadimensão característicade 200.000.000 anos-luze espessura 15.000.000 anos-luz

<------------------ 800.000.000 anos-luz ------------------->

Imagem mais profundado Universo, na faixa de luz visível .

Galáxias mais distantes na figura estão a cerca de 10 bilhões de anos-luz

Nossa Galáxia não ocupa um lugar preferencial no Universo

A lei de expansão vale para qualquer local do Universo

500.000.000 anos-luz

1.000.000.000 anos-luz

500.000.000 anos-luz

10.000 km/s 10.000 km/s 20.000 km/s

20.000 km/s

Nossa Galáxia

A Expansão do Universo

1.000.000.000 anos-luz

500.000.000 anos-luz

1.000.000.000 anos-luz

1.500.000.000 anos-luz

2.000.000.000 anos-luz

10.000 km/s 20.000 km/s

30.000 km/s 40.000 km/s

Uma galáxiaqualquer

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 ...










Toda a matéria e radiação do Universo contidas num pequeno volume

O Universo numa pequeníssima fração de segundo, logo apósa seu surgimento

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 >

60000K) 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”

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”

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

Penzias Wilson

Universo Primordial Universo Atual

Universo inicial:muito próximo dahomogeneidade

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

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)

Regiões de maior temperatura e mais densas

Regiões mais frias e menosdensas

Como radiação e matéria estavam acopladas até essa época, as mesmas variações na radiação estavam presentes na matéria

A Radiação Cósmica em Microondas

As galáxias se formam nos locais onde o efeito da gravitação suplanta a força de expansão do Universo e condensa nuvens primordiais de Hidrogênio

Irregularidades na distribuição primordial de matéria e radiação constituem centros de atração gravitacional

A Formação das Galáxias

Agrupamentos de galáxias se formam posteriormente pela atração gravitacional entre as galáxias, também suplantando a força de expansão do Universo


Universo inicialmuito próximo dahomogeneidade

Na verdade, pequenas irregularidades primordiais estão presentes (como visto na radiação de fundo)

Matéria e radiação


Evolução das irregularidades sob efeito da gravitação

Regiãomenosdensa

Regiãomaisdensa



Regiãomenosdensa

Regiãomaisdensa



Regiãomenosdensa

Regiãomaisdensa



Regiãomenosdensa

Regiãomaisdensa



Regiãomenosdensa

Regiãomaisdensa



Regiãomenosdensa

Regiãomaisdensa

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

Fritz Zwicky

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 no Universo Evidências observacionais

A Matéria EscuraOs

candidatosGás (Hidrogênio) que não formou estrelas.

Estrelas pouco luminosas ou sem luminosidade, planetas, planetóides, asteróides, etc

Pode ser detectado:-frio pela radiação devida a uma mudança de estado eletrônico.-quente pela radiação térmica (óptico até raios-X)

Conhecimento da nossa vizinhança mostraque, mesmo contabilizando todos os tiposde objetos pouco luminosos ou semluminosidade, massa total é pequena

Poeira 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

Problemas Para a Matéria ComumMétodos 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 ecom propriedades diferentes da matéria que conhecemos, tenha participado da formação das estruturas que vemos hoje em dia.

Isso existe ?

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 EscuraOs melhores candidatos

Quantidade: Medidas indicam que existe 10 vezes mais matéria escura que a matéria que observamos

Sua importância para o Universo

A Matéria Escura

Suposta natureza: Partículas elementares que só interagem gravitacionalmente

Localização: Envolvendo galáxias e suas aglomeraçõesSuposta 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

Simulações numéricas para representar a formação de galáxias e aglomerados, partindo de matéria escura, reproduzem muito bem as estruturas observadas no Universo

A Matéria EscuraSimulação: Clique abaixo para ver o

filme

A Formação de Estruturas no UniversoEvolução das irregularidades de matéria escura sob efeito da gravitação, formando estruturas em grande escala

Simulação: Clique abaixo para ver o filme

Observado

A Gravitação e o Espaço no Universo

A gravitação (causada pela existência de massa) “deforma” o espaço na sua vizinhança

Albert Einstein (1916) elabora a Teoria da Relatividade Geral

Albert Einstein

Uma Constatação da Teoria da Relatividade Geral

Galáxias situadas atrás de aglomerados tem suas imagens deformadas pelocampo gravitacional intenso, causado pela grande quantidade de massa (muitas galáxias) do aglomerado.


Quanto mais massa estiver concentrada, mais curvado e “fechado” é o espaço em sua volta

Representação da deformação do espaço pela presença de massa


O Universo contendo todaa matéria e a radiação

A curvatura do espaçopela 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


Estamos restritos ao volume do Universo como uma formiga colocada dentro de um balão sendo inflado, estaria restrita ao volume deste balão

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 UniversoPode 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

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

Até onde podemos ver: distância percorrida pela luz durante a idade do Universo = 12 - 15 bilhões de anos-luz

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


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”,

Este processo seria repetitivo e o Universo pode ter sempre existido,sem início ou fim.

todo o Universo se contrairá, até ser tão denso que produzirá uma nova “explosão”.

expansão será freada até parar,


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.

Número de galáxias no Universo 100 bilhõesDensidade 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)

Modelo mais aceito atualmente: Universo em expansão eterna.


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 curiosidadenos levará ?

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