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Capítulo 18

Nós dedicaremos esse capítulo ao estudo das maiores estruturas do Universo, evidências para a expansão cósmica e os modelos que descrevem a origem e a evolução do Universo. Os tópicos abordados serão os seguintes:

• O Paradoxo de Olbers

• “Redshifts” Cosmológicos

• Destino do Universo

• A Idade do Universo

• A Geometria do Espaço

• A Radiação Cósmica de Fundo

• Matéria mais Radiação

• A Formação de Núcleos e Átomos

• Inflação Cósmica

• O Problema do Horizonte e da Planura

• A Época da Inflação

• Implicações para o Universo BIBLIOGRAFIA

• W. Maciel, 1991 ”Astronomia & Astrofísica “ – IAG/USP • Zeilik & Smith, 1987 “Introductory Astronomy & Astrophysics”

• Chaisson& McMillan, 1997 “Astronomy Today”

Céu observado

Luz Zodiacal removida

Background extragaláctico

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O Universo apresenta estruturas em todas as escalas: partículas sub-atômicas formam núcleos que formam átomos que formam planetas e estrelas. Estas formam aglomerados de estrelas e galáxias, que por sua vez formam aglomerados de galáxias, super-aglomerados e estruturas ainda maiores, vazios, filamentos e muralhas de galáxias. Dos prótons em um átomo até as galáxias da Grande Muralha podemos traçar uma hierarquia de aglomeração da matéria das escalas menores até as maiores. A pergunta que surge é então: a aglomeração tem um final? Há uma escala a partir da qual o Universo é mais homogêneo e sem estruturas? Apesar do descrito acima a resposta é sim, existe.

Sabemos que amostras grandes de galáxias, para as quais “redshifts” foram determinados, revelaram estruturas de tamanhos até 200 Mpc. Embora estas cubram uma área enorme no céu e um grande volume, estes estudos ainda são relativamente locais, no sentido de que não chegam até grandes distâncias.

Uma outra alternativa é estudar um campo bem pequeno, mas obter “redshifts” de galáxias a distâncias bem maiores. Este tipo de estudo é chamado de "pencil-beam" e se estende até galáxias a grandes distâncias (aproximadamente 2000 Mpc). Este tipo de estudo mostra que as galáxias parecem se distribuir em estruturas que têm no máximo de 100 a 200 Mpc de diâmetro, com “vazios” entre elas. Os dados sugerem que as estruturas

Figura 1 – Formação da estrutura do Universo

Observatórios Virtuais – Fundamentos de Astronomia – Cap. 18 (C. Oliveira & V.Jatenco-Pereira) 201 do Universo tem no máximo este tamanho.

Baseados nesta observação os astrônomos então concluíram que o Universo deve ser homogêneo em escalas maiores que 200 Mpc. Isto quer dizer que se tomamos um cubo de 300 Mpc, por exemplo, e o colocamos em um lugar qualquer do Universo, encontraremos cerca de 100000 galáxias (não incluindo as galáxias anãs), um número parecido com o que encontraríamos, se o cubo fosse colocado em qualquer outro lugar do Universo.

A homogeneidade do Universo é a primeira das duas grandes suposições que o cosmologista (o astrônomo que estuda o Universo em grande escala e a dinâmica do Universo como um todo) faz quando estuda o Universo em grande escala. Observações sugerem que esta suposição pode ser verdadeira, mas ela não é provada. Outra suposição feita, suportada por evidências observacionais e suporte teórico é que o Universo é isotrópico, ou seja, ele parece igual em qualquer direção que se olhe. Há várias evidências observacionais que provam que a hipótese de isotropia é correta. Fora as regiões obscurecidas da nossa Galáxia, o Universo realmente parece similar em todas as direções, em qualquer comprimento de onda, se olharmos distante o bastante. Em outras palavras, qualquer amostra "pencil-beam" no céu vai revelar aproximadamente o mesmo número de galáxias em qualquer área do céu que olharmos.

As suposições de que o Universo é homogêneo e isotrópico formam a fundação da

Cosmologia Moderna, denominadas conjuntamente de "O Princípio Cosmológico". Cosmologia é a parte da Astronomia que estuda as estruturas e evolução do Universo.

Ninguém sabe se o princípio cosmológico é realmente correto. Tudo que podemos dizer é que até agora os astrônomos encontram que ele é consistente com as observações. Nós então suporemos que este princípio é verdadeiro.

O Princípio Cosmológico tem implicações importantes. Por exemplo, ele implica que o Universo não tem uma extremidade, pois isto faria com que a suposição de homogeneidade fosse violada. Também implica que não existe um centro ou a suposição de que o Universo é igual em todas as direções (isotropia) não seria correta. Logo, este simples princípio limita a geometria geral do Universo.

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O Paradoxo de Olbers

Toda vez que olhamos para o céu a noite e verificamos que o céu é escuro, estamos fazendo uma observação cosmológica profunda. Aqui vai a explicação do porquê disto.

De acordo com o Princípio Cosmológico, o Universo é homogêneo e isotrópico.

Suponhamos, por um momento, que este seja também infinito em sua extensão espacial e que não se mude com o tempo - exatamente a visão que se tinha do Universo na primeira parte do século 20. Na média, então, o Universo seria uniformemente povoado com galáxias repletas de estrelas. Neste caso, quando olhamos a noite, nossa vista tem que eventualmente encontrar uma estrela. A estrela pode estar a uma distância enorme, em uma galáxia muito distante, mas as leis da probabilidade ditam que, mais cedo ou mais tarde, qualquer linha de visada cruzaria a superfície de uma estrela. Este fato tem uma implicação dramática: não importa onde se olha, o céu deveria parecer tão brilhante como a superfície de uma estrela, o céu deveria ser tão brilhante como o Sol! A diferença óbvia entre esta predição e a realidade é o que foi chamado de Paradoxo de Olbers, em honra ao astrônomo alemão do final do século 19, Heinrich Olbers, que popularizou esta idéia.

Qual a resolução deste paradoxo? Por que o céu é escuro a noite? Tendo aceito o

Princípio Cosmológico, nós acreditamos que o Universo seja homogêneo e isotrópico. Nós temos que concluir, então, que uma ou as duas outras suposições sejam errôneas. Ou o Universo é finito, em extensão e/ou evolui com o tempo. A resolução do paradoxo está intimamente ligada com o comportamento do Universo em grandes escalas.

A Lei de Hubble e o Big Bang

Todas as galáxias no Universo estão se afastando de nós em um movimento descrito pela lei de Hubble. Esta relação tem uma importância muito maior que simplesmente a de determinação de distâncias para objetos como galáxias e quasares.

Suponhamos que as velocidades de recessão das galáxias se mantiveram constantes desde o “Big Bang”. Quanto tempo levaria para que qualquer galáxia chegasse à distância onde está hoje? A distância segue a lei de Hubble. O tempo é simplesmente a distância viajada dividida pela velocidade. Podemos dizer que tempo = distância/velocidade

= distância/(HO x distância), usando a lei de Hubble para a velocidade. Logo o tempo é

Observatórios Virtuais – Fundamentos de Astronomia – Cap. 18 (C. Oliveira & V.Jatenco-Pereira) 203 simplesmente 1/HO. Para um HO de 75 km/s/Mpc, este tempo é da ordem de 13 bilhões de anos. O tempo é independente da distância. Galáxias que estão duas vezes mais distantes tem velocidade duas vezes maior e portanto o tempo que elas levaram para chegar até a distância em que estão agora também é o mesmo.

A lei de Hubble então diz que há 13 bilhões de anos atrás todas as galáxias do

Universo estavam em um mesmo ponto, juntas. Os astrônomos, na verdade, acreditam que não só as galáxias, mas também toda a radiação e matéria, tudo, estava confinado em um ponto naquele instante. A partir daí o que aconteceu é que este ponto “explodiu”, fazendo a matéria expandir para todos os lados, a grandes velocidades. As posições e velocidades atuais das galáxias são decorrentes daquele primeiro impulso. Esta explosão, que marca o começo do Universo, é chamada de "Big Bang".

Como dito acima, medindo a constante de Hubble, HO, podemos então deduzir a idade do Universo. Esta medida é portanto incerta, não só porque HO não é conhecido exatamente, como também porque a suposição de que a velocidade de recessão é constante não é correta. Na verdade, acredita-se que as galáxias tinham velocidades mais altas no passado e vêm se desacelerando pelos efeitos da gravidade. Os detalhes deste processo serão refinados mas o importante é entender que o fato crítico é que a idade do Universo é finita.

Esta é a explicação do porque do céu ser escuro a noite. O paradoxo de Olbers pode ser resolvido pela evolução do Universo. Nós vemos uma parte finita do Universo, a região dentro de aproximadamente 13 bilhões de anos de nós. O que está além disto nós não sabemos, esta luz ainda não teve tempo de chegar até nós.

Nós sabemos quando o Big Bang ocorreu. Mas existe alguma maneira de dizer onde este ocorreu? O princípio cosmológico diz que o Universo é o mesmo em todos os lugares. Mas a Lei de Hubble, a expressão para a velocidade de recessão das galáxias, implica que todas as galáxias se criaram de um ponto em um dado momento no passado. Este ponto não era então diferente do resto do Universo, violando a suposição de homogeneidade expressa pelo princípio cosmológico? A resposta é NÃO.

Para entender porque não há um “centro” para a expansão temos que mudar um pouco a nossa percepção do Universo. Se considerarmos que o Big Bang foi simplesmente uma explosão enorme que varreu a matéria para dentro do espaço e formou as galáxias que vemos, neste caso deve existir um centro e uma borda e o

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