bigbang irapuan

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(Parte 4 de 4)

Universo aberto (hiperbólico): Ω< 1 Universo plano: Ω= 1

Universo fechado (esférico): Ω> 1

Surpresa na Cosmologia em 1998

Até 1998 acreditávamos que a expansão estivesse se desacelerando pela atração gravitacional da massa (visível + escura) do Universo.

Destino do Universo dependeria da quantidade de massa: se muito grande recolapso; se muito pequena expansão para sempre, mas sempre desacelerada

Surpresa na Cosmologia em 1998

Uma nova revoluUma nova revoluççãoão: supernovas tipo IA distantes mais débeis do que esperado pela sua distância Universo em expansãoUniverso em expansão acelerada !!!!!acelerada !!!!!

Surpresa na Cosmologia em 1998

Expansão acelerada: é preciso uma energia que atue contra a gravidade para acelerar a expansão: a EnergiaEnergia Escura...Escura...

Natureza da energia escura ainda não é conhecida.

Candidata: ““Constante CosmolConstante Cosmolóógicagica”” (ΛΛ): O espaO espaçço vazio do Cosmos tem energiao vazio do Cosmos tem energia (energia de v(energia de váácuo)cuo)

Essa energiaEssa energia é explicada pelaexplicada pela mecânica quântica:mecânica quântica: surge dassurge das flutuaflutuaçções do vões do váácuo,cuo, consequência doconsequência do princprincíípio da incerteza depio da incerteza de Heisenberg!Heisenberg!

Modelo cosmológico “padrão” atual

This movie shows the dark matter distribution in the universe at the present time, based on the Millennium Simulation, the largest N-body simulation carried out thus far (more than 1010 particles). By zooming in on a massive cluster of galaxies, the movie highlights the morphology of the structure on different scales, and the large dynamic range of the simulation (105 per dimension in 3D). The zoom extends from scales of several Gpc down to resolved substructures as small as ~10 kpc.

This animation shows the formation of large-scale sturcture in the dark matter distribution, from redshift z=20 to the present time. The movie is centered on a forming rich cluster of galaxies.

Idade cósmica Temperatura Eventos marcantes

Unificação das 4 forças. Era de Planck.

10-4 segundos 1032 K Gravidade se separa das outras forças.

Era das GUT's (teorias da grande unificação das forças nucleares forte e fraca e da força eletromagnética).

10-35 segundos 1028 K Força nuclear forte se separa da força eletro-fraca.

10-32 segundos 1027 K Fim da era da Inflação. Universo se expande rapidamente.

10-10 segundos 1015 K Era da radiação. Forças eletromagnéticas e fracas se separam.

10-7 segundos 1014 K Era das partículas pesadas (era hadrônica).

Fótons colidem para construirem prótons, antiprótons, quarks, e antiquarks.

10-1 segundos 1012 K Era das partículas leves (era leptônica).

Fótons retém energia suficiente apenas para construirem partículas leves como elétrons e pósitrons.

Idade cósmica Temperatura Eventos marcantes 3 minutos 1010 K Era da nucleossíntese.

Prótons e elétrons interagem para formar nêutrons. Prótons e nêutrons formam núcleos de deutério, hélio, e pequena quantidade de lítio e berílio.

380 0 anos 103 K Era da recombinação. Universo fica transparente. Radiação pode fluir livremente pelo espaço.

1 bilhão de anos 20 K Formação de protoaglomerados de galáxias e de galáxias. Formação das primeiras estrelas.

13 bilhões de anos 3 K Era presente.

Formação do sistema solar. Desenvolvimento da vida.

Formação de uma galáxia espiral

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