Cosmologia do século XX: Aspectos históricos
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Cosmologia do S´ eculo XX: Aspectos hist´ oricos Lucas Guimar˜ aes Barros Outubro/2014 1 / 36
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Cosmologia do Seculo XX:Aspectos historicos
Lucas Guimaraes BarrosOutubro/2014
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1 Introducao
2 Cosmologia observacional ate 1929
3 Cosmologia entre 1930 e 1939
4 Cosmologia apos 1939
5 Cosmologia pos-guerra ate 1970
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1 Introducao
2 Cosmologia observacional ate 1929
3 Cosmologia entre 1930 e 1939
4 Cosmologia apos 1939
5 Cosmologia pos-guerra ate 1970
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Introducao
A revolucao newtoniana havia resolvido o “quebra-cabeca” dos planetas. Varias descobertasforam realizadas posteriormente. Como exemplo, podemos mencionar a descoberta deNetuno em 1845, onde a Lei da Gravitacao Universal foi utilizada para inferir a existenciade materia onde nao se conseguia observar.
A concepcao de Universo ate entao vigente (inıcio do seculo XIX) era aquela que afirmavaque as estrelas estavam distribuıdas de maneira uniforme no firmamento. O conceito de“Universo-ilha”, proposto por I. Kant, levou quase dois seculos para adquirir fundamentoobservacional (ex.: catalogo de objetos difusos de Messier).
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Introducao
A revolucao newtoniana havia resolvido o “quebra-cabeca” dos planetas. Varias descobertasforam realizadas posteriormente. Como exemplo, podemos mencionar a descoberta deNetuno em 1845, onde a Lei da Gravitacao Universal foi utilizada para inferir a existenciade materia onde nao se conseguia observar.
A concepcao de Universo ate entao vigente (inıcio do seculo XIX) era aquela que afirmavaque as estrelas estavam distribuıdas de maneira uniforme no firmamento. O conceito de“Universo-ilha”, proposto por I. Kant, levou quase dois seculos para adquirir fundamentoobservacional (ex.: catalogo de objetos difusos de Messier).
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1 Introducao
2 Cosmologia observacional ate 1929
3 Cosmologia entre 1930 e 1939
4 Cosmologia apos 1939
5 Cosmologia pos-guerra ate 1970
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Cosmologia observacional ate 1929
As cosmologias primeiras da Era Moderna eram cosmologias especulativas, que careciamde validade observacional.
Isso comecou a mudar em meados dos anos 1830, com as primeiras medidas de paralaxeestelar obtidas por F. Bessel, F. G. W. Struve e T. Henderson.
As primeiras estimativas da escala e da estrutura do Universo foram feitas por WilliamHerschel no final do seculo XVIII. O modelo de Herschel foi baseado na contagem deestrelas e forneceu a primeira evidencia quantitativa para a teoria “Universo-ilha”. Alemdisso, Herschel assumiu que todas as estrelas tinham a mesma magnitude absoluta.
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Cosmologia observacional ate 1929
As cosmologias primeiras da Era Moderna eram cosmologias especulativas, que careciamde validade observacional.
Isso comecou a mudar em meados dos anos 1830, com as primeiras medidas de paralaxeestelar obtidas por F. Bessel, F. G. W. Struve e T. Henderson.
As primeiras estimativas da escala e da estrutura do Universo foram feitas por WilliamHerschel no final do seculo XVIII. O modelo de Herschel foi baseado na contagem deestrelas e forneceu a primeira evidencia quantitativa para a teoria “Universo-ilha”. Alemdisso, Herschel assumiu que todas as estrelas tinham a mesma magnitude absoluta.
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Cosmologia observacional ate 1929
As cosmologias primeiras da Era Moderna eram cosmologias especulativas, que careciamde validade observacional.
Isso comecou a mudar em meados dos anos 1830, com as primeiras medidas de paralaxeestelar obtidas por F. Bessel, F. G. W. Struve e T. Henderson.
As primeiras estimativas da escala e da estrutura do Universo foram feitas por WilliamHerschel no final do seculo XVIII. O modelo de Herschel foi baseado na contagem deestrelas e forneceu a primeira evidencia quantitativa para a teoria “Universo-ilha”. Alemdisso, Herschel assumiu que todas as estrelas tinham a mesma magnitude absoluta.
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Cosmologia observacional ate 1929
A suposicao de Herschel foi corrigida por John Michell - que projetou o experimento deCavendish em 1767.
Embora tenha discordado de Michell inicialmente, Herschel fez novas medidas com magni-tudes de sistemas binarios e, em 1802, fora forcado pelos dados a concordar com Michell.
O modelo de galaxia proposto por Herschel, no entanto, nao foi adiante por alguns fatores.Dentre eles, a limitacao dos instrumentos utilizados, especialmente o telescopio refrator de40 polegadas.
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Cosmologia observacional ate 1929
A suposicao de Herschel foi corrigida por John Michell - que projetou o experimento deCavendish em 1767.
Embora tenha discordado de Michell inicialmente, Herschel fez novas medidas com magni-tudes de sistemas binarios e, em 1802, fora forcado pelos dados a concordar com Michell.
O modelo de galaxia proposto por Herschel, no entanto, nao foi adiante por alguns fatores.Dentre eles, a limitacao dos instrumentos utilizados, especialmente o telescopio refrator de40 polegadas.
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Cosmologia observacional ate 1929
A suposicao de Herschel foi corrigida por John Michell - que projetou o experimento deCavendish em 1767.
Embora tenha discordado de Michell inicialmente, Herschel fez novas medidas com magni-tudes de sistemas binarios e, em 1802, fora forcado pelos dados a concordar com Michell.
O modelo de galaxia proposto por Herschel, no entanto, nao foi adiante por alguns fatores.Dentre eles, a limitacao dos instrumentos utilizados, especialmente o telescopio refrator de40 polegadas.
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Cosmologia observacional ate 1929
Figura: Telescopio construıdo por Lord Rosse.Fonte: http://amazing-space.stsci.edu/
Ao longo do seculo XIX varios telescopios foramconstruıdos, dentre eles, o telescopio refletor de72 polegadas construıdo por William Parsons (oconde Rosse), na Irlanda, em 1845.
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Cosmologia observacional ate 1929
Figura: Nebulosa M51, ilustrada por LordRosse. Fonte: http://amazing-space.stsci.edu/
Com esse instrumento, Lord Rosse pode observarnebulosas e estrelas, descobrindo a estrutura es-piral das galaxias.
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Cosmologia observacional ate 1929
Figura: Mount Wilson Observatory. Fonte:http://www.mtwilson.edu/
No final do seculo XIX, muitas tecnologias foramdesenvolvidas com o objetivo de aperfeicoar a ob-servacao dos astros. Imagens cada vez melho-res de galaxias e nebulosas eram obtidas. Comoexemplo, temos o telescopio Hooker (figura aolago) de 100 polegadas, construıdo em 1917. Ho-oker desempenhou um papel importante na re-solucao do que ficou conhecida como “a grandecontroversia”, que dizia a respeito de questoes re-lacionadas ao tamanho da nossa galaxia. Com oauxılio do Hooker, em 1922, foram descobertasestrelas variaveis em nebulosas espirais, que le-varam posteriormente a descoberta de Hubble devariaveis cefeidas em M31.
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1 Introducao
2 Cosmologia observacional ate 1929
3 Cosmologia entre 1930 e 1939
4 Cosmologia apos 1939
5 Cosmologia pos-guerra ate 1970
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Cosmologia entre 1930 e 1939
Figura: Nikolai Lobachevsky (1792 - 1856).Fonte: http://upload.wikimedia.org/
Trabalhando independentemente, N. Lobachevskyresolveu o problema de geometrias que tinham vi-olado o quinto postulado de Euclides. A geome-tria desenvolvida por Lobachevsky veio a ser co-nhecida como Geometria Hiperbolica. Em On thePrinciples of Geometry, trabalhou com o efeitode paralaxe estelar em geometria hiperbolica, che-gando ao resultado:
θ = arctan( aR
)(1)
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Cosmologia entre 1930 e 1939
Figura: Nikolai Lobachevsky (1792 - 1856).Fonte: http://upload.wikimedia.org/
Trabalhando independentemente, N. Lobachevskyresolveu o problema de geometrias que tinham vi-olado o quinto postulado de Euclides. A geome-tria desenvolvida por Lobachevsky veio a ser co-nhecida como Geometria Hiperbolica. Em On thePrinciples of Geometry, trabalhou com o efeitode paralaxe estelar em geometria hiperbolica, che-gando ao resultado:
θ = arctan( aR
)(1)
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Cosmologia entre 1930 e 1939
Figura: Albert Einstein (1879 - 1955). Fonte:http://en.wikipedia.org/
O caminho tracado por Einstein na RelatividadeGeral foi longo e tortuoso. Em sua busca poruma teoria relativista consistente para com a gra-vidade, tres ideias foram importantes:
1 A influencia da gravidade na luz.
2 O Princıpio da Equivalencia.
3 O conceito de espaco-tempo de Riemann.
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Cosmologia entre 1930 e 1939
Figura: Albert Einstein (1879 - 1955). Fonte:http://en.wikipedia.org/
O caminho tracado por Einstein na RelatividadeGeral foi longo e tortuoso. Em sua busca poruma teoria relativista consistente para com a gra-vidade, tres ideias foram importantes:
1 A influencia da gravidade na luz.
2 O Princıpio da Equivalencia.
3 O conceito de espaco-tempo de Riemann.
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Cosmologia entre 1930 e 1939
Figura: Albert Einstein (1879 - 1955). Fonte:http://en.wikipedia.org/
O caminho tracado por Einstein na RelatividadeGeral foi longo e tortuoso. Em sua busca poruma teoria relativista consistente para com a gra-vidade, tres ideias foram importantes:
1 A influencia da gravidade na luz.
2 O Princıpio da Equivalencia.
3 O conceito de espaco-tempo de Riemann.
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Cosmologia entre 1930 e 1939
Figura: Albert Einstein (1879 - 1955). Fonte:http://en.wikipedia.org/
O caminho tracado por Einstein na RelatividadeGeral foi longo e tortuoso. Em sua busca poruma teoria relativista consistente para com a gra-vidade, tres ideias foram importantes:
1 A influencia da gravidade na luz.
2 O Princıpio da Equivalencia.
3 O conceito de espaco-tempo de Riemann.
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Cosmologia entre 1930 e 1939
Em meados de 1912, Einstein percebeu que necessitava de uma geometria nao-euclidiana.Consultando Marcel Grossmann, seu antigo amigo de escola, sobre formas gerais de trans-formacao entre sistemas de referencia para metricas de forma ds2 = gµνdx
µdxν .
A resposta foi encontrada na geometria Riemanniana. Depois anos intensos de estudos, arelatividade geral formulada em sua forma definitiva ocorreu em 1915.
Em 1917, percebeu que sua teoria poderia ser utilizada para construir modelos totalmenteauto-consistentes para o Universo como um todo.
Obs.: E importante lembrarmos que, ate esse perıodo, a expansao do Universo ainda naotinha sido descoberta.
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Cosmologia entre 1930 e 1939
Em meados de 1912, Einstein percebeu que necessitava de uma geometria nao-euclidiana.Consultando Marcel Grossmann, seu antigo amigo de escola, sobre formas gerais de trans-formacao entre sistemas de referencia para metricas de forma ds2 = gµνdx
µdxν .
A resposta foi encontrada na geometria Riemanniana. Depois anos intensos de estudos, arelatividade geral formulada em sua forma definitiva ocorreu em 1915.
Em 1917, percebeu que sua teoria poderia ser utilizada para construir modelos totalmenteauto-consistentes para o Universo como um todo.
Obs.: E importante lembrarmos que, ate esse perıodo, a expansao do Universo ainda naotinha sido descoberta.
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Cosmologia entre 1930 e 1939
Em meados de 1912, Einstein percebeu que necessitava de uma geometria nao-euclidiana.Consultando Marcel Grossmann, seu antigo amigo de escola, sobre formas gerais de trans-formacao entre sistemas de referencia para metricas de forma ds2 = gµνdx
µdxν .
A resposta foi encontrada na geometria Riemanniana. Depois anos intensos de estudos, arelatividade geral formulada em sua forma definitiva ocorreu em 1915.
Em 1917, percebeu que sua teoria poderia ser utilizada para construir modelos totalmenteauto-consistentes para o Universo como um todo.
Obs.: E importante lembrarmos que, ate esse perıodo, a expansao do Universo ainda naotinha sido descoberta.
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Cosmologia entre 1930 e 1939
Em meados de 1912, Einstein percebeu que necessitava de uma geometria nao-euclidiana.Consultando Marcel Grossmann, seu antigo amigo de escola, sobre formas gerais de trans-formacao entre sistemas de referencia para metricas de forma ds2 = gµνdx
µdxν .
A resposta foi encontrada na geometria Riemanniana. Depois anos intensos de estudos, arelatividade geral formulada em sua forma definitiva ocorreu em 1915.
Em 1917, percebeu que sua teoria poderia ser utilizada para construir modelos totalmenteauto-consistentes para o Universo como um todo.
Obs.: E importante lembrarmos que, ate esse perıodo, a expansao do Universo ainda naotinha sido descoberta.
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Cosmologia entre 1930 e 1939
Um dos objetivos de Einstein era incorporar na estrutura geral da relatividade o que elechamou de Princıpio de Mach, significando que o sistema de referencia inercial local deveser determinado atraves da distribuicao de materia em larga escala no Universo.
No entanto, houve outro problema, enunciado primeiramente por Newton, afirmando quemodelos estaticos de universo sao instaveis devido a acao da gravidade.
A fim de contornar esse problema, Einstein introduziu nas equacoes de campo a constantecosmologica Λ.
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Cosmologia entre 1930 e 1939
Um dos objetivos de Einstein era incorporar na estrutura geral da relatividade o que elechamou de Princıpio de Mach, significando que o sistema de referencia inercial local deveser determinado atraves da distribuicao de materia em larga escala no Universo.
No entanto, houve outro problema, enunciado primeiramente por Newton, afirmando quemodelos estaticos de universo sao instaveis devido a acao da gravidade.
A fim de contornar esse problema, Einstein introduziu nas equacoes de campo a constantecosmologica Λ.
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Cosmologia entre 1930 e 1939
Um dos objetivos de Einstein era incorporar na estrutura geral da relatividade o que elechamou de Princıpio de Mach, significando que o sistema de referencia inercial local deveser determinado atraves da distribuicao de materia em larga escala no Universo.
No entanto, houve outro problema, enunciado primeiramente por Newton, afirmando quemodelos estaticos de universo sao instaveis devido a acao da gravidade.
A fim de contornar esse problema, Einstein introduziu nas equacoes de campo a constantecosmologica Λ.
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Cosmologia entre 1930 e 1939
Equacao de expansao
A equacao que descreve a expansao torna-se:
d2R
dt2= −4πGρ0
3R2+
1
3ΛR (2)
Nas palavras de Einstein, The inertial structure of spacetime was to be “exhaustively conditionedand determined” by the distribution of material throughout the Universe.
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Cosmologia entre 1930 e 1939
Equacao de expansao
A equacao que descreve a expansao torna-se:
d2R
dt2= −4πGρ0
3R2+
1
3ΛR (2)
Nas palavras de Einstein, The inertial structure of spacetime was to be “exhaustively conditionedand determined” by the distribution of material throughout the Universe.
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Cosmologia entre 1930 e 1939
Equacao de expansao
A equacao que descreve a expansao torna-se:
d2R
dt2= −4πGρ0
3R2+
1
3ΛR (2)
Nas palavras de Einstein, The inertial structure of spacetime was to be “exhaustively conditionedand determined” by the distribution of material throughout the Universe.
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Cosmologia entre 1930 e 1939
Quase que imediatamente apos a publicacao de Einstein, de Sitter, em 1917, mostrou queum dos objetivos de Einstein nao tinham sido alcancados. Ele encontrou solucoes dasequacoes de campo de Einstein, na ausencia de materia (ρ = 0).
Em seu artigo, de Sitter faz previsoes de observacoes do desvio para o vermelho paragalaxias distantes.
Tais resultados influenciarao nos estudos de Edwin Hubble e seu colaborador M. Humanson.Em 1927, Hubble conferiu que, para um dado espectro, todos os desvios eram da mesmamagnitude e resultavam em valores proporcionais as distancias estimadas para as galaxiasemissoras.
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Cosmologia entre 1930 e 1939
Quase que imediatamente apos a publicacao de Einstein, de Sitter, em 1917, mostrou queum dos objetivos de Einstein nao tinham sido alcancados. Ele encontrou solucoes dasequacoes de campo de Einstein, na ausencia de materia (ρ = 0).
Em seu artigo, de Sitter faz previsoes de observacoes do desvio para o vermelho paragalaxias distantes.
Tais resultados influenciarao nos estudos de Edwin Hubble e seu colaborador M. Humanson.Em 1927, Hubble conferiu que, para um dado espectro, todos os desvios eram da mesmamagnitude e resultavam em valores proporcionais as distancias estimadas para as galaxiasemissoras.
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Cosmologia entre 1930 e 1939
Quase que imediatamente apos a publicacao de Einstein, de Sitter, em 1917, mostrou queum dos objetivos de Einstein nao tinham sido alcancados. Ele encontrou solucoes dasequacoes de campo de Einstein, na ausencia de materia (ρ = 0).
Em seu artigo, de Sitter faz previsoes de observacoes do desvio para o vermelho paragalaxias distantes.
Tais resultados influenciarao nos estudos de Edwin Hubble e seu colaborador M. Humanson.Em 1927, Hubble conferiu que, para um dado espectro, todos os desvios eram da mesmamagnitude e resultavam em valores proporcionais as distancias estimadas para as galaxiasemissoras.
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Cosmologia entre 1930 e 1939
Hubble
Os resultados obtidos por Hubble mostraram pela primeira vez uma correlacao entre a velocidadee a distancia estimada as galaxias da forma:
υ = H0 ×D (3)
Que hoje e reconhecida como Lei de Hubble.
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Cosmologia entre 1930 e 1939
Hubble
Os resultados obtidos por Hubble mostraram pela primeira vez uma correlacao entre a velocidadee a distancia estimada as galaxias da forma:
υ = H0 ×D (3)
Que hoje e reconhecida como Lei de Hubble.
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Cosmologia entre 1930 e 1939
Hubble
Os resultados obtidos por Hubble mostraram pela primeira vez uma correlacao entre a velocidadee a distancia estimada as galaxias da forma:
υ = H0 ×D (3)
Que hoje e reconhecida como Lei de Hubble.
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Cosmologia entre 1930 e 1939
Figura: Grafico da Lei de Hubble. Fonte:http://www.das.inpe.br/
O valor atual da constante de Hubble H0 e de 71km/s · Mpc, cuja dimensao e de 1/t. Logo, a par-tir dos valores medidos de D e v, e possıvel fazeruma estimativa da idade do Universo. O impactodas observacoes de Hubble foi enorme, e de fatoinaugurou a Cosmologia moderna. Em poucosanos nao tinha so ficado claro que habitamos umsistema auto-gravitante de ±1011 estrelas, gas epoeira, mas tambem que existem outros bilhoesde galaxias e diversos tipos que se afastam denos com velocidades gigantescas, maiores quantomaior for a distancia relativa.
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Cosmologia entre 1930 e 1939
As descobertas como as de Hubble mudaram radicalmente a visao que os cientistas tinhamdo Universo. Foi preciso desenvolver toda uma nova forma de olhar e descrever este estadode coisas e resolver varios problemas que surgiram.
A descoberta da relacao velocidade-distancia para galaxias foi interpretada como evidenciada expansao do Universo como um todo. Restavam problemas de interpretacao das nocoesde tempo e distancia em cosmologia. (que, em 1935, fora resolvido de forma independentepor Robertson e G. Walker).
Com a descoberta da relacao velocidade-distancia, Einstein lamentou a inclusao da cons-tante cosmologica nas equacoes de campo.
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Cosmologia entre 1930 e 1939
As descobertas como as de Hubble mudaram radicalmente a visao que os cientistas tinhamdo Universo. Foi preciso desenvolver toda uma nova forma de olhar e descrever este estadode coisas e resolver varios problemas que surgiram.
A descoberta da relacao velocidade-distancia para galaxias foi interpretada como evidenciada expansao do Universo como um todo. Restavam problemas de interpretacao das nocoesde tempo e distancia em cosmologia. (que, em 1935, fora resolvido de forma independentepor Robertson e G. Walker).
Com a descoberta da relacao velocidade-distancia, Einstein lamentou a inclusao da cons-tante cosmologica nas equacoes de campo.
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Cosmologia entre 1930 e 1939
As descobertas como as de Hubble mudaram radicalmente a visao que os cientistas tinhamdo Universo. Foi preciso desenvolver toda uma nova forma de olhar e descrever este estadode coisas e resolver varios problemas que surgiram.
A descoberta da relacao velocidade-distancia para galaxias foi interpretada como evidenciada expansao do Universo como um todo. Restavam problemas de interpretacao das nocoesde tempo e distancia em cosmologia. (que, em 1935, fora resolvido de forma independentepor Robertson e G. Walker).
Com a descoberta da relacao velocidade-distancia, Einstein lamentou a inclusao da cons-tante cosmologica nas equacoes de campo.
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1 Introducao
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4 Cosmologia apos 1939
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Materia escura
A evidencia para a materia escura nao demorou a chegar. Em 1933, Fritz Zwicky fezos primeiros estudos dinamicos de aglomerados ricos de galaxias, buscando determinar amassa total do agrupamento.
Zwicky mediu a dispersao de velocidades das galaxias no aglomerado de Coma e encontrouque havia muito mais massa do cluster do que poderia ser atribuıdo as partes visıveis dasgalaxias.
Em unidades solares, a razao entre a massa e luminosidade optica de uma galaxia como anossa e de cerca de 3, enquanto que para o Conjunto do coma a proporcao encontrada foicerca de 500.
Os estudos pioneiros de Zwicky foram confirmados em estudos posteriores de aglomeradosricos de galaxias.
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Materia escura
A evidencia para a materia escura nao demorou a chegar. Em 1933, Fritz Zwicky fezos primeiros estudos dinamicos de aglomerados ricos de galaxias, buscando determinar amassa total do agrupamento.
Zwicky mediu a dispersao de velocidades das galaxias no aglomerado de Coma e encontrouque havia muito mais massa do cluster do que poderia ser atribuıdo as partes visıveis dasgalaxias.
Em unidades solares, a razao entre a massa e luminosidade optica de uma galaxia como anossa e de cerca de 3, enquanto que para o Conjunto do coma a proporcao encontrada foicerca de 500.
Os estudos pioneiros de Zwicky foram confirmados em estudos posteriores de aglomeradosricos de galaxias.
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Materia escura
A evidencia para a materia escura nao demorou a chegar. Em 1933, Fritz Zwicky fezos primeiros estudos dinamicos de aglomerados ricos de galaxias, buscando determinar amassa total do agrupamento.
Zwicky mediu a dispersao de velocidades das galaxias no aglomerado de Coma e encontrouque havia muito mais massa do cluster do que poderia ser atribuıdo as partes visıveis dasgalaxias.
Em unidades solares, a razao entre a massa e luminosidade optica de uma galaxia como anossa e de cerca de 3, enquanto que para o Conjunto do coma a proporcao encontrada foicerca de 500.
Os estudos pioneiros de Zwicky foram confirmados em estudos posteriores de aglomeradosricos de galaxias.
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Materia escura
A evidencia para a materia escura nao demorou a chegar. Em 1933, Fritz Zwicky fezos primeiros estudos dinamicos de aglomerados ricos de galaxias, buscando determinar amassa total do agrupamento.
Zwicky mediu a dispersao de velocidades das galaxias no aglomerado de Coma e encontrouque havia muito mais massa do cluster do que poderia ser atribuıdo as partes visıveis dasgalaxias.
Em unidades solares, a razao entre a massa e luminosidade optica de uma galaxia como anossa e de cerca de 3, enquanto que para o Conjunto do coma a proporcao encontrada foicerca de 500.
Os estudos pioneiros de Zwicky foram confirmados em estudos posteriores de aglomeradosricos de galaxias.
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A idade do Universo e os modelos de Eddington-Lemaıtre
A renuncia de Einstein da constante cosmologica Λ resultou em um grave problema para osmodelos que tiveram que supor Λ = 0. Em todo o mundo, os modelos desenvolvidos quefizeram Λ = 0, a idade do Universo encontrada era de 1/H0, o que daria aproximadamente2 bilhoes de anos. Dado este conflituoso com a idade da Terra, determinada atraves estudosde datacao radioativa.
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A idade do Universo e os modelos de Eddington-Lemaıtre
Figura: Arthur Eddington e Georges Lemaıtre
Entre 1930/31, Eddington e Lemaıtre reconhece-ram que esse problema poderia ser solucionadose Λ fosse uma constante positiva. O efeito deuma constante cosmologica positiva e para con-trabalancar a forca atrativa da gravidade quandoo Universo cresceu em um tamanho suficiente.Entre as solucoes das equacoes de Einstein, hacasos especiais equivalentes ao Universo Estaticode Einstein, mas em uma epoca primordial. Essemodelo permaneceu nesse estado para um perıodoarbitrario e longo e, em seguida, expandiu sob ainfluencia do termo cosmologico. No modelo deEddington-Lemaıtre, a idade do Universo poderiaser arbitrariamente longa.
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1 Introducao
2 Cosmologia observacional ate 1929
3 Cosmologia entre 1930 e 1939
4 Cosmologia apos 1939
5 Cosmologia pos-guerra ate 1970
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Gamow e o Big-Bang
Em 1946, George Gamow descobriu que a escala de tempo da expansao inicial do Universofoi, de fato, demasiado curta para estabelecer uma abundancia de equilıbrio dos elementosquımicos.
Esta teoria, apos diversos estudos com neutrons, foi publicada em 1948 por Alpher, Bethee Gamow. No artigo, chama-se a atencao para a necessidade de uma fase quente, densano inıcio do Universo, onde os elementos foram sintetizados cosmologicamente.
No mesmo ano, Alpher e R. Herman realizaram calculos melhorados, incluindo a expansaocosmica nos calculos. Como resultado, constataram que a temperaturas muito altas nafase inicial, o Universo era dominado por radiacao ao inves de materia.
Com isso, resolveram o problema da temperatura do Universo, estimando a temperaturade fundo igual a 5K.
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Gamow e o Big-Bang
Em 1946, George Gamow descobriu que a escala de tempo da expansao inicial do Universofoi, de fato, demasiado curta para estabelecer uma abundancia de equilıbrio dos elementosquımicos.
Esta teoria, apos diversos estudos com neutrons, foi publicada em 1948 por Alpher, Bethee Gamow. No artigo, chama-se a atencao para a necessidade de uma fase quente, densano inıcio do Universo, onde os elementos foram sintetizados cosmologicamente.
No mesmo ano, Alpher e R. Herman realizaram calculos melhorados, incluindo a expansaocosmica nos calculos. Como resultado, constataram que a temperaturas muito altas nafase inicial, o Universo era dominado por radiacao ao inves de materia.
Com isso, resolveram o problema da temperatura do Universo, estimando a temperaturade fundo igual a 5K.
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Gamow e o Big-Bang
Em 1946, George Gamow descobriu que a escala de tempo da expansao inicial do Universofoi, de fato, demasiado curta para estabelecer uma abundancia de equilıbrio dos elementosquımicos.
Esta teoria, apos diversos estudos com neutrons, foi publicada em 1948 por Alpher, Bethee Gamow. No artigo, chama-se a atencao para a necessidade de uma fase quente, densano inıcio do Universo, onde os elementos foram sintetizados cosmologicamente.
No mesmo ano, Alpher e R. Herman realizaram calculos melhorados, incluindo a expansaocosmica nos calculos. Como resultado, constataram que a temperaturas muito altas nafase inicial, o Universo era dominado por radiacao ao inves de materia.
Com isso, resolveram o problema da temperatura do Universo, estimando a temperaturade fundo igual a 5K.
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Gamow e o Big-Bang
Em 1946, George Gamow descobriu que a escala de tempo da expansao inicial do Universofoi, de fato, demasiado curta para estabelecer uma abundancia de equilıbrio dos elementosquımicos.
Esta teoria, apos diversos estudos com neutrons, foi publicada em 1948 por Alpher, Bethee Gamow. No artigo, chama-se a atencao para a necessidade de uma fase quente, densano inıcio do Universo, onde os elementos foram sintetizados cosmologicamente.
No mesmo ano, Alpher e R. Herman realizaram calculos melhorados, incluindo a expansaocosmica nos calculos. Como resultado, constataram que a temperaturas muito altas nafase inicial, o Universo era dominado por radiacao ao inves de materia.
Com isso, resolveram o problema da temperatura do Universo, estimando a temperaturade fundo igual a 5K.
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Gamow e o Big-Bang
Em 1950, Hayashi destacou que, no inıcio do Universo, as temperaturas eram dez vezesmaiores do que aquelas em que ocorreu a nucleossıntese.
Os neutrons e os protons foram levados para o equilıbrio termico pelas interacoes fracas.
A partir desses e de outros estudos realizados com a nucleossıntese de elementos quımicos,reforcou-se a ideia de que o Universo esta se expandindo.
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Gamow e o Big-Bang
Em 1950, Hayashi destacou que, no inıcio do Universo, as temperaturas eram dez vezesmaiores do que aquelas em que ocorreu a nucleossıntese.
Os neutrons e os protons foram levados para o equilıbrio termico pelas interacoes fracas.
A partir desses e de outros estudos realizados com a nucleossıntese de elementos quımicos,reforcou-se a ideia de que o Universo esta se expandindo.
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Gamow e o Big-Bang
Em 1950, Hayashi destacou que, no inıcio do Universo, as temperaturas eram dez vezesmaiores do que aquelas em que ocorreu a nucleossıntese.
Os neutrons e os protons foram levados para o equilıbrio termico pelas interacoes fracas.
A partir desses e de outros estudos realizados com a nucleossıntese de elementos quımicos,reforcou-se a ideia de que o Universo esta se expandindo.
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Cosmologia do estado estacionario
Foi desenvolvida em 1948 por H. Bondi, Thomas Gold e Fred Hoyle. Eles estenderam oprincıpio cosmologico, segundo o qual o Universo apresenta a mesma imagem em grandeescala para todos os observadores fundamentais em todos os momentos.
Com isso, a constante de Hubble torna-se uma constante fundamental da natureza.
Uma consequencia dessa teoria era que o Universo era infinito em idade, mas a idade dosobjetos tıpicos observados no Universo local era de apenas 1
3H−10 .
Foi durante um programa de radio no final dos anos 1940 que Fred Hoyle introduziu demaneira pejorativa o termo “Big Bang” para descrever os modelos de Friedman com origemsingular.
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Cosmologia do estado estacionario
Foi desenvolvida em 1948 por H. Bondi, Thomas Gold e Fred Hoyle. Eles estenderam oprincıpio cosmologico, segundo o qual o Universo apresenta a mesma imagem em grandeescala para todos os observadores fundamentais em todos os momentos.
Com isso, a constante de Hubble torna-se uma constante fundamental da natureza.
Uma consequencia dessa teoria era que o Universo era infinito em idade, mas a idade dosobjetos tıpicos observados no Universo local era de apenas 1
3H−10 .
Foi durante um programa de radio no final dos anos 1940 que Fred Hoyle introduziu demaneira pejorativa o termo “Big Bang” para descrever os modelos de Friedman com origemsingular.
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Cosmologia do estado estacionario
Foi desenvolvida em 1948 por H. Bondi, Thomas Gold e Fred Hoyle. Eles estenderam oprincıpio cosmologico, segundo o qual o Universo apresenta a mesma imagem em grandeescala para todos os observadores fundamentais em todos os momentos.
Com isso, a constante de Hubble torna-se uma constante fundamental da natureza.
Uma consequencia dessa teoria era que o Universo era infinito em idade, mas a idade dosobjetos tıpicos observados no Universo local era de apenas 1
3H−10 .
Foi durante um programa de radio no final dos anos 1940 que Fred Hoyle introduziu demaneira pejorativa o termo “Big Bang” para descrever os modelos de Friedman com origemsingular.
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Cosmologia do estado estacionario
Foi desenvolvida em 1948 por H. Bondi, Thomas Gold e Fred Hoyle. Eles estenderam oprincıpio cosmologico, segundo o qual o Universo apresenta a mesma imagem em grandeescala para todos os observadores fundamentais em todos os momentos.
Com isso, a constante de Hubble torna-se uma constante fundamental da natureza.
Uma consequencia dessa teoria era que o Universo era infinito em idade, mas a idade dosobjetos tıpicos observados no Universo local era de apenas 1
3H−10 .
Foi durante um programa de radio no final dos anos 1940 que Fred Hoyle introduziu demaneira pejorativa o termo “Big Bang” para descrever os modelos de Friedman com origemsingular.
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O Big Bang
Fase hegemonica do Big Bang
Embora a ideia de que o Universo esta em expansao fosse bem aceita desde a observacao feitapor Hubble, no final da decada de 1920, foi somente na segunda metade dos anos 1960 que elapassou a ser entendida como consequencia natural de uma grande explosao que teria ocorridoha cerca de poucos bilhoes de anos. Dois grandes acontecimentos concorreram para isso, umde natureza observacional e outro de natureza teorica (NOVELLO, 2010, p. 21):
1 A descoberta da radiacao cosmica de fundo por Penzias e Wilson.
2 A evolucao de alguns teoremas desenvolvidos por A. Friedman.
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O Big Bang
Fase hegemonica do Big Bang
Embora a ideia de que o Universo esta em expansao fosse bem aceita desde a observacao feitapor Hubble, no final da decada de 1920, foi somente na segunda metade dos anos 1960 que elapassou a ser entendida como consequencia natural de uma grande explosao que teria ocorridoha cerca de poucos bilhoes de anos. Dois grandes acontecimentos concorreram para isso, umde natureza observacional e outro de natureza teorica (NOVELLO, 2010, p. 21):
1 A descoberta da radiacao cosmica de fundo por Penzias e Wilson.
2 A evolucao de alguns teoremas desenvolvidos por A. Friedman.
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O Big Bang
Figura: Ilustracao dos efeitos ocorridos no Universo apos o Big Bang. Fonte: Astronomy Brasil
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A radiacao cosmica de fundo - CMB
Figura: Fonte: http://www.universetoday.com
Em 1964, dois radioastronomos americanos, ArnoPenzias e Robert Wilson, detectaram estranhos si-nais que, posteriormente, indicariam uma fase ini-cial extremamente quente do Universo. Utilizandoa conservacao da energia, inferiram que a tempe-ratura de equilıbrio do gas de fotons era maiorno passado. Alem disso, houve uma evolucao emalguns teoremas envolvendo a evolucao de proces-sos descritos pela interacao gravitacional, levandoa intepretacao de que uma singularidade inicial se-ria caracterıstica tıpica do Universo (NOVELLO,2010, p. 21-22).
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A radiacao cosmica de fundo - CMB
Figura: Einstein e o padre Lemaıtre. Fonte:http://www.evolutionnews.org/
Einstein se opoe frontalmente ao Big Bang. Emsuas palavras, a teoria atual da relatividade se ba-seia na divisao da realidade fısica em um campometrico (a gravitacao), por um lado, e o campoeletromagnetico e a materia, por outro. Na rea-lidade, o espaco provavelmente tera carater uni-forme, e a teoria atual somente sera valida comoum caso limite . . .
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A radiacao cosmica de fundo - CMB
Figura: Einstein e o padre Lemaıtre. Fonte:http://www.evolutionnews.org/
Para grandes valores do campo e da densidade demateria, as equacoes do campo e ate as propriasvariaveis que intervem nestas equacoes nao pos-suem significado real. Nao e possıvel, assim,admitir a validade de tais equacoes para densi-dades de campo e de materia muito elevadas.Consequentemente, nao se pode concluir dessasequacoes, ao serem aplicadas ao Universo, que oinıcio da expansao do Universo se identifique comuma singularidade no sentido matematico. Tudoque devemos reconhecer e que as equacoes naosao aplicaveis nessas regioes.
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O Big Bang
Embora o modelo do Big Bang tenha sido recebido com grande aceitacao na comunidadecientıfica, ele enfrenta diversos problemas, tais como os dados conflitantes sobre a idadedo Universo, o enigma dos quasares, a distribuicao aparentemente assimetria dos astros noceu e medidas de temperatura do ceu obtidas em 1994.
Os dados de Halton Arp
Halton Arp mostra dados empıricos sobre o redshift de quasares que colocam em duvida aquestao de suas distancias cosmologicas. Enquanto que na teoria do Big Bang os quasaressao os objetos mais distantes de nos, situados nos confins do Universo, para Arp, o quasarpode ser a ejecao de materia de um nucleo galatico, o que explicaria os elevados redshifts dequasares associados a galaxias (OLIVEIRA, 2006, p. 181). Por conta de seus artigos sobre essasobservacoes, Halton Arp perdeu seu emprego nos EUA.
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O Big Bang
Embora o modelo do Big Bang tenha sido recebido com grande aceitacao na comunidadecientıfica, ele enfrenta diversos problemas, tais como os dados conflitantes sobre a idadedo Universo, o enigma dos quasares, a distribuicao aparentemente assimetria dos astros noceu e medidas de temperatura do ceu obtidas em 1994.
Os dados de Halton Arp
Halton Arp mostra dados empıricos sobre o redshift de quasares que colocam em duvida aquestao de suas distancias cosmologicas. Enquanto que na teoria do Big Bang os quasaressao os objetos mais distantes de nos, situados nos confins do Universo, para Arp, o quasarpode ser a ejecao de materia de um nucleo galatico, o que explicaria os elevados redshifts dequasares associados a galaxias (OLIVEIRA, 2006, p. 181). Por conta de seus artigos sobre essasobservacoes, Halton Arp perdeu seu emprego nos EUA.
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Cosmologia moderna
Na fısica de partıculas, ate o inıcio do seculo XX, apenas duas partıculas atomicas eramconhecidas, o eletron e o proton. A partir dos anos 1950 varias partıculas subatomicasforam observadas. A medida que os experimentos foram acelerando partıculas a energiascada vez maiores, foi se descobrindo estruturas cada vez menores.
A fısica contemporanea chegou a uma grande sıntese do microcosmos caracterizando eclassificando as partıculas em termos do chamado Modelo Padrao, no qual quarks eleptons sao suficientes para construir qualquer outra partıcula conhecida (protons,neutrons, etc.). A procura por uma teoria mais abrangente do mundo fısico e intensa,pois embora tudo pareca “explicado”, o Modelo Padrao apresenta uma serie decaracterısticas pouco satisfatorias, e certamente nao sera uma descricao completa quandoenergias muito grandes sejam consideradas (HORVATH et al, 2007, p. 207).
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Cosmologia moderna
Na fısica de partıculas, ate o inıcio do seculo XX, apenas duas partıculas atomicas eramconhecidas, o eletron e o proton. A partir dos anos 1950 varias partıculas subatomicasforam observadas. A medida que os experimentos foram acelerando partıculas a energiascada vez maiores, foi se descobrindo estruturas cada vez menores.
A fısica contemporanea chegou a uma grande sıntese do microcosmos caracterizando eclassificando as partıculas em termos do chamado Modelo Padrao, no qual quarks eleptons sao suficientes para construir qualquer outra partıcula conhecida (protons,neutrons, etc.). A procura por uma teoria mais abrangente do mundo fısico e intensa,pois embora tudo pareca “explicado”, o Modelo Padrao apresenta uma serie decaracterısticas pouco satisfatorias, e certamente nao sera uma descricao completa quandoenergias muito grandes sejam consideradas (HORVATH et al, 2007, p. 207).
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Referencias
1 HORVATH, J. et al. Cosmologia Fısica: do micro ao macro cosmos e vice-versa. SaoPaulo: Editora Livraria da Fısica, 2007.
2 LONGAIR, M. S. A brief History of Cosmology. Carnegie Observatories Astrophysics Series,vol. 2. Measuring and Modeling the Universe, 2004. Disponıvel em:http://www.astro.caltech.edu/ george/ay21/readings/longair.pdf, acesso em: 14 out. 2014.
3 NOVELLO, M. Do Big Bang Ao Universo Eterno. Rio de Janeiro: Jorge Zahar Ed., 2010.
4 OLIVEIRA, J. H. L de. Nocoes de cosmologia no Ensino Medio: o paradigma criacionistado Big Bang e a inibicao de teorias rivais. Dissertacao de mestrado. Maringa - PR: UEM,2006.
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