Cosmologia

cosmologia é o estudo da natureza do universo como uma entidade inteira. A palavra cosmologia é derivada do grego kosmos significando harmonia ou ordem. Os cosmólogos estão interessados na formação, evolução e futuro do universo e seus constituintes.a maioria dos objetos que podemos ver com telescópios são grandes ou existem a distâncias extremas (por exemplo, planetas, estrelas, galáxias, aglomerados de galáxias e até superaglomerados)., A visão maioritária dos cosmólogos é que todos esses objetos foram formados após um evento de formação inicial, extremamente quente e densa, cerca de 14 Gigayears atrás, que criou (e continua a criar) o espaço que vemos ao nosso redor. Este evento chama-se Big Bang.embora o modelo hot Big Bang pareça explicar muito do que observamos ao nosso redor, ainda existem muitas questões fundamentais. De que é feita a maior parte da matéria no universo? Quão comuns são os planetas à volta das estrelas? O que faz com que algumas galáxias sejam elípticas, espirais ou irregulares em forma?, Qual é a geometria do universo? Qual é a misteriosa energia negra? Existe uma constante cosmológica? É uma variável? Existem outros universos?

assim como as propriedades dos maiores objetos (por exemplo, galáxias e estrutura em larga escala), cosmologia está se tornando cada vez mais preocupado com as propriedades dos menores objetos.

para ajudar a determinar o que aconteceu no início do universo, cosmólogos precisam da ajuda de físicos de partículas. O modelo do Big Bang descreve um começo muito quente e denso para o universo no qual muitos fenômenos interessantes da física de partículas ocorrem., Estes fenômenos influenciaram o tipo de universo em que vivemos.nos estágios iniciais, o universo era tremendamente quente e a matéria não podia existir. O universo era dominado pela radiação. À medida que o universo se expandiu e arrefeceu partículas elementares poderiam ser criadas, que mais tarde formaram os elementos mais leves como hidrogênio, hélio e lítio. Elementos mais pesados tiveram que esperar que as estrelas se formassem para que pudessem ser feitas através da nucleossíntese nos centros de alta temperatura, pressão e densidade das estrelas massivas.,

O Modelo Padrão da física de partículas é uma descrição matemática das 12 partículas fundamentais (6 leptões e 6 quarks) e 3 forças (eletromagnéticas, fracas e fortes). Acredita-se que em ~10-11 segundos após o Big Bang todas as 4 forças (época atual) (as três mencionadas acima mais a gravidade) se tornaram forças separadas. No entanto, cerca de ~10-43 segundos após o Big Bang (O tempo de Planck) todas as 4 forças foram unificadas em uma única força. O processo das forças que se separam umas das outras é chamado de quebra espontânea de simetria.,os primeiros cosmólogos foram babilônios e egípcios que observaram o céu e que podiam prever os movimentos aparentes do sol, da lua, das estrelas mais brilhantes e dos planetas.no século IV a. C., Os filósofos gregos deduziram que as estrelas estavam fixadas em uma esfera celeste que girava sobre a Terra esférica. Os planetas, o sol e a lua moviam-se numa substância fluida chamada éter entre a terra e as estrelas.,

Aristóteles esférica cosmologia
Crédito: Swinburne

No 2º século d.c. Ptolomeu baseou o seu trabalho na crença de que todo movimento circular. Para explicar o movimento de alguns dos planetas, que parecem voltar sobre si mesmos, Ptolomeu introduziu epiciclos para que os planetas movessem em círculos sobre círculos.

novas observações impulsionam avanços na teoria, e novas teorias podem estimular novas observações., No entanto, muitos séculos passaram até que um novo desenvolvimento significativo na cosmologia ocorreu.no século XVI, Nicolau Copérnico propôs um sistema heliocêntrico no qual a Terra girava sobre o seu eixo e, juntamente com os outros planetas, orbitava o sol. Mas a evidência observacional da época favoreceu o sistema Ptolemaico baseado no epiciclo. O sistema copernicano foi promovido por alguns, mas foi a descoberta da aberração da luz estelar em 1728 que provou sem dúvida que a Terra orbita o sol!,no início do século XVII Galileu Galilei descobriu luas orbitando o planeta Júpiter. Ele mostrou claramente que a terra não era especial e fez muitos acreditarem no modelo heliocêntrico copernicano de planetas orbitando o sol. Isaac Newton então descobriu a lei do quadrado inverso para a força gravitacional que poderia explicar as órbitas elípticas de planetas e cometas no Sistema Solar. Uma estrutura física para movimentos celestes tinha sido encontrada.se a Terra orbita o sol, então as posições das estrelas próximas, em comparação com o fundo, devem mudar., No entanto, as observações iniciais não detectaram tal movimento. A ausência de qualquer deslocamento observável ou paralaxe nas posições das estrelas como a Terra orbitou o sol implicava que as estrelas devem estar a grandes distâncias do sol. Newton concluiu que o universo deve ser um infinito e eterno mar de estrelas, cada uma Como o nosso próprio Sol.no século XVIII, dois filósofos notáveis emergiram com ideias semelhantes. Em 1750 Thomas Wright sugeriu que a Via Láctea, a galáxia, era um vasto disco giratório composto de estrelas e planetas., Immanuel Kant escreveu A “História Natural geral e Teoria dos céus” em 1755, na qual sugeriu que as nebulosas espirais, objetos nebulosos fracos observados através do céu, eram galáxias externas ou universos insulares independentes da Via Láctea.

cosmologia física, a versão quantitativa da cosmologia, começou com Albert Einstein em 1915, quando ele desenvolveu os primeiros modelos substanciais do universo através das soluções para sua Teoria Geral da relatividade. Estas soluções foram adicionadas e melhoradas por Alexander Freidmann, Willem De Sitter, Georges Lemaitre, H. P., Robertson e Arthur Geoffrey Walker. Nessa fase, os astrônomos não estavam cientes da expansão do universo, e Einstein tinha introduzido um termo matemático, uma constante cosmológica, para garantir que seu universo fosse estático.,

3 milhões de galáxias através de 7000 graus quadrados do céu
Crédito: Steve Maddox, Vai Sutherland, George Efstathiou e Jon Loveday

Em 1912 Henrietta Leavitt descobriu estrelas variáveis Cefeidas nas Nuvens de Magalhães e confirmou que as variáveis com períodos mais longos tiveram maiores luminosidades. A partir de 1912, Vesto Slipher no Observatório Lowell começou a acumular velocidades de nebulosas espirais., Em meados da década de 1920, a grande maioria dessas nebulosas tinha velocidades de recessão, algumas em milhares de km/s. era difícil não atribuir tais velocidades extremas a galáxias externas. Duncan e Edwin Hubble também haviam detectado estrelas variáveis cefeidas em Messier 33, Messier 31 e NGC 6822. Estas estrelas obedeciam a uma relação período-luminosidade na qual o período de sua variabilidade estava relacionado ao seu brilho intrínseco., Uma vez que uma calibração de Cefalídeos próximos com distâncias conhecidas tinha sido estabelecida uma distância para cada variável poderia ser atribuída com base apenas no seu período de variabilidade. Com base nestas estrelas variáveis, as distâncias inferidas eram demasiado grandes para permitir que estas nebulosas espirais fizessem parte da nossa galáxia. Eram galáxias por direito próprio. Wright e Kant estavam certos.

em 1929 Hubble publicou um artigo marcante que descreve uma relação entre a distância a uma galáxia e sua velocidade radial observada., Galáxias mais distantes têm velocidades recessivas maiores (como tinha sido visto com uma amostra menor por Vesto Slipher). Um caso pode ser feito que Lundmark e Lemaitre tinham vencido Hubble para esta descoberta. Também, H. P. Robertson foi o primeiro a descrever os resultados como expansão cósmica. Einstein então jogou fora sua constante cosmológica. O universo não era estático, mas em expansão.na década de 1950 Hermann Bondi, Thomas Gold e Fred Hoyle apresentaram o modelo de estado estacionário do universo., Neste modelo, a matéria foi feita a partir do vácuo do espaço e o universo olhou o mesmo em qualquer direção e em qualquer momento. Filosoficamente elegante, evitou um começo e um fim para o universo. Era, entretanto, testável. A evolução observada das fontes de rádio, e mais tarde o pico observado na densidade do número de quasares, a vários bilhões de anos-luz de distância, colocou o modelo de estado estacionário em questão., No início da década de 1960, Arno Penzias e Robert Wilson detectaram um sinal muito fraco na região de microondas correspondente à radiação de todo-céu a ~3 graus K que atinge a intensidade num comprimento de onda de 2 mm. Robert Dicke e colaboradores tinham previsto tal sinal, o fundo cósmico, se o universo tivesse começado num estado quente e denso.,

WMAP vistas a radiação Cósmica de Fundo
de Crédito: NASA/WMAP Equipe de Ciência

A 3 graus K radiação que nós agora detectar, foi emitido cerca de 300.000 anos depois do Big Bang, quando o universo tinha esfriado o suficiente para plasma para formar um gás de átomos neutros. Depois disso, os fótons da radiação cósmica de fundo viajaram em linhas retas (para nós) sem interagir com a matéria desde então., Outras observações mostraram que a radiação era da forma esperada do corpo negro para uma origem muito quente e o modelo quente do Big Bang foi re-aceso como o modelo cosmológico preferido. Juntamente com o fundo cósmico, duas outras observações sustentam o modelo do Big Bang. Uma delas é que a nucleossíntese em um universo quente inicial corretamente explica a abundância cósmica dos isótopos nucleares leves como hidrogênio, deutério, hélio-3, hélio-4 e lítio-7. A segunda foi a expansão observada do universo como implícito pelos movimentos de galáxias distantes.,

Uniforme expansão do espaço

no Entanto, o modelo Big Bang não poderia explicar certas observações do universo. Se dividirmos o espaço em cubos de várias centenas de milhões de anos-luz, cada cubo seria semelhante em termos de densidade de massa, densidade de galáxia e a quantidade de estrutura coerente. Esta uniformidade em larga escala é observada em pesquisas de galáxias distantes., No entanto, no modelo padrão do Big Bang, o universo evolui tão rapidamente que não há tempo para tal semelhança ser estabelecida. Este problema é conhecido como o horizonte problema onde o horizonte é usado para indicar a maior distância que informação ou de energia poderia ter atravessado desde o instante do Big Bang, dada a restrição da constância da velocidade da luz. Simplificando, o universo é quase homogêneo e isotrópico em escalas muito grandes.

O segundo problema é o problema da plana. A densidade de massa do universo governa a sua evolução e destino., Se a densidade de massa exceder uma densidade crítica, então a gravidade será forte o suficiente para reverter a expansão da corrente e o universo tem uma geometria que é chamada de fechada. Se a densidade de massa for menor que o valor crítico, o universo continuará se expandindo para sempre, e o universo tem uma geometria aberta. A razão entre a densidade de massa real e o valor crítico é conhecida como Omega. A Teoria Geral da relatividade implica que a geometria do universo é Euclidiana somente se Omega é exatamente 1,0, então um universo Omega = 1 é chamado plano., Atualmente, acreditamos que o valor de Omega esteja bem dentro de um fator de 10 de 1,0. Para o valor de Omega estar tão perto de 1,0 nesta época é notável – se inicialmente fosse apenas uma quantidade muito, pequena de 1,0, cerca de 14 bilhões de anos de evolução tê-lo-iam afastado bem deste valor nesta época atual. Para todos os efeitos, o universo parece plano.

Três formas geométricas básicas do universo., A partir do alto: fechado, aberto e televisão
Crédito: NASA/GSFC Imaginar o Universo

Para explicar estas observadas “problemas”, em 1980, Alan Guth determinou que um período extremamente rápida expansão exponencial, ‘inflação’, ocorreu em torno de 10-34 segundos após o Big Bang. Imediatamente após este período inflacionário, o universo atualmente visível para nós tinha um raio de ~1 m. O universo então retornou ao seu modo normal (linear) de expansão. , Afinação posterior da inflação foi feita por Andrei Linde, Andreas Albrecht e Paul Steinhardt, e as versões atuais incluem múltiplos universos todos passando por algum tipo de inflação (por exemplo, caótica, eterna). A inflação pode estar ligada à teoria das cordas e à cosmologia do brane, na qual o nosso brane 4 dimensional (3 espacial, uma dimensão temporal) pode ser considerado como um subconjunto de uma dimensão muito maior.

O período de inflação inicial do universo, e suas causas físicas, pode estar relacionado a uma observação recente do universo., Supernovas distantes parecem ser ligeiramente menos luminosas do que o esperado, o que pode ser interpretado como um universo que está passando por uma fase de expansão acelerada. A energia escura tem sido postulada como uma espécie de anti-gravidade que impulsiona esta aceleração.as áreas atuais da investigação cosmológica incluem a natureza da matéria escura e da energia escura, a busca pelas primeiras estrelas e galáxias, propriedades do fundo cósmico e simulações numéricas de estrutura em larga escala.


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