O COMEÇO DO UNIVERSO

O BIG-BANG

Parte I

A RADIAÇÃO CÓSMICA DE FUNDO

Como podemos observar o universo a distâncias bem

maiores do que o mais distante quasar detectado?!

Resposta: através de um experimento realizado por Arno

Penzias e Robert Wilson (1964) projeto para eliminar

interferências em satélites de comunicação

prêmio nobel em física de 1978

Eles detectaram um ruído fraco de baixa frequência, que

vinha aparentemente de todas as direções e permanecia em

qualquer época do ano.

Após todas as tentativas de explicação para este ruído de

fundo, chegou-se a conclusão que, sendo esta radiação

aparentemente uniforme em todas as direções e

invariante no tempo, ela pode ter sido emitida pelo

universo num passado bastante remoto.

RADIAÇÃO CÓSMICA DE FUNDO

Predições teóricas da radiação cósmica já tinham

sido feitas em 1940

logo após o Big-Bang universo preenchido com radiação

térmica de alta energia raios gama de muito curto

Esta radiação primordial

deveria ser observada hoje em

frequências mais baixas ( mais

altos) devido ao redshift sofrido

por esta radiação pela expansão

do universo.

radiação hoje na faixa de

microondas

Relembrando…

• O universo em maiores escalas mistura

aproximadamente homogênea de matéria (escura e bariônica) + radiação + energia escura

Resultados mostram que a densidade de matéria

atual é m=0.3 c ~ 310-27 kg/m3

Universo aberto em expansão eterna

= existência de energia de caráter repulsivo 70% da massa-energia total existe na forma de

dark energy D ~ 610-27 kg/m3 (resultados de SNIa)

+

Para Ho=70 km/s/Mpc C = 910-27 kg/m3

5 átomos de H por metro cúbico!!!!

RADIAÇÃO E MATÉRIA NO UNIVERSO

Matéria no universo é constituída de:

•átomos (matéria bariônica) •Matéria escura (normal ou exótica)

As principais fontes de radiação no universo são:

• estrelas em galáxias • radiação cósmica de fundo

Qual destas fontes emite mais energia?

Estrelas + galáxias são fontes mais intensas, mas ocupam somente uma pequena fração do volume total do universo

A radiação cósmica de fundo (RCF) é mais fraca, mas ocupa todo o volume do espaço

Etotal(RCF) ~ 10 E

Fonte mais significativa de energia no universo = RCF

R: a radiação cósmica de fundo

Qual a componente que domina atualmente o universo : matéria ou energia(radiação) ?

Como comparar as densidades de energia e matéria? R: usando E = mc2

2 2 2

rad rad

E mse E mc c c

V V

2

rad

radc

densidade em massa de energia radiativa

Ps. E=mc2 conservação massa e energia: massa ou energia não podem ser destruídas (E/m=c2 )ou a quantidade máxima de

energia que se pode obter de um objeto é a massa do objeto multiplicada pelo quadrado da velocidade da luz.

2

rad

radc

Levando em conta a temperatura da RCF, pode-se

estimar rad e então rad : rad ~ 510-31 kg/m3

2.7 K

rad=aT4

A densidade de radiação de um corpo negro (Stefan-Boltzmann):

a = constante da radiação T = temperatura do corpo negro

m ~310-27 kg/m3 >> rad ~ 510-31 kg/m3

Vê-se que:

m ~ 6000 rad

Atualmente vivemos em um universo dominado pela matéria!!!

A densidade de matéria foi sempre maior do que a densidade de energia no universo?

R: Não! De acordo com as equações de Friedmann, calculando-se a densidade de matéria e energia no passado (supondo o Big-Bang) teve uma época em que o universo foi dominado pela radiação.

Com a expansão do universo, tanto a densidade da matéria e de fótons diminuem (massa e energia por unidade de volume (R3)). No entanto os fótons também diminuem em energia por causa

da expansão (redshift de ) (por R4).

Logo rad cai mais rápido no tempo do que m.

E a energia escura ?

De acordo com as observações feitas pelas SNIa, energia escura é um fenômeno de larga-escala. Ela aumenta sua influência à medida que o universo expande (aumenta seu tamanho), então no começo do universo não deveria ser importante… (será?!)

No modelo padrão do Big-Bang, usando as equações de Friedmann vemos que os estágios iniciais do universo eram caracterizados por condições de alta densidade e alta temperatura.

Como se comportava a energia e matéria no universo dentro destas condições?

Chave para o entendimento: produção de pares

Produção de pares = 2 fótons dão origem a um par partícula- antipartícula

(a) matéria é criada diretamente da energia

(radiação eletromagnética).

Exemplo para pósitron (e+) e elétron (e-)

(b) processo reverso: partícula e antipartícula

aniquilam-se para produzir radiação.

Acima de uma certa T (energia dos fótons) há criação e aniquilação contínua de

matéria-antimatéria.

A medida que o universo se expande universo se resfria fótons diminuem sua energia até não ser mais possível a formação de

qualquer partícula por este meio.

A uma dada temperatura temos um universo constituído de quarks-antiquarks + elétrons-

antielétrons + neutrinos-antineutrinos +radiação (fótons)

QUARKS = FORMAM OS PRÓTONS E NÊUTRONS

1. Léptons (elétrons, neutrinos)

2. Quarks (formam os prótons, nêutrons, etc..)

Matéria é constituída de:

A medida que o universo se expande, num certo momento quando a temperatura é abaixo da TL para formação de partículas, a quantidade de matéria resultante foi maior do que a de anti-matéria...

Isso fez com que a toda a matéria não fosse aniquilada pela antimatéria, resultando no universo observado hoje que é composto de matéria.

A medida que a temperatura foi diminuindo, a matéria foi se agrupando e formando estruturas cada vez mais complexas: átomos planetas estrelas galáxias estrutura em larga escala

A EVOLUÇÃO DO UNIVERSO

4 forças fundamentais na natureza

1) gravitacional

2) eletromagnética

3) nuclear forte

4) nuclear fraca

•Gravitacional : força de alcance infinito, varia com 1/d2, afeta tudo no universo

•Eletromagnética: força de alcance infinito, varia com 1/d2, afeta somente partículas carregadas.

•Nuclear forte: força de curto alcance (10-15 m), mantém ligados os constituintes de um núcleo atômico: prótons e nêutrons

•Nuclear fraca: força de curto alcance (10-17 m), responsável pelo decaimento radiativo (ex. C14 em N14 decaimento beta)

Força forte = 137 x força eletromagn. 105 x força fraca 1039 x força gravitacional

Decaimento do nêutron

ERA DE PLANCK

t < 10-43 s , T > 1032 K

ERA DE PLANCK

• unificação das 4 forças fundamentais

gravitação

eletromagnética

nuclear forte

nuclear fraca

• supergravidade ou gravitação quântica

Leis conhecidas da física não podem explicar a evolução do universo neste tempo

Na era de Planck estas forças são indistinguíveis

comprimento de Planck:

rPLANCK ~ 10-33 cm = raio visível do universo em tPLANCK tPLANCK ~10-43 s = limite de validade da TRG

10-33 cm

Comparação do tamanho do universo e um núcleo de Hélio

Era de planck

Teoria das cordas e supercordas (cordas cósmicas)

• Tentativa de unificação das forças fundamentais • Tentativas de descrição de t < tPL :

descreve forças e partículas elementares como modos de vibração de cordas (loops) (modelo matemático) Cada frequência diferente de vibração corresponde a uma partícula subatômica ou “quanta”

Cordas =vibram num E-T de inúmeras dimensões

Postulado: matéria e energia podem ser reduzidas a fios minúsculos de energia, que

vibram num universo de n dimensões

De acordo com esta teoria, nossos corpos, que são feitos de partículas subatômicas podem ser descritos pelas ressonâncias de trilhões e trilhões de cordas minúsculas.

A vibração de uma corda faz o continuum E-T circunvizinho se deformar. Assim temos uma descrição harmoniosa que funde a teoria dos quanta com a teoria do continuum E-T.

“Notas" da supercorda =partículas subatômicas “Harmonias" das supercordas = leis da física “Universo" = sinfonia de supercordas vibrando.

(1984) + atual: teoria das cordas cósmicas ou superstrings Michael Green e John Schwarz

Universo começou com 10 dimensões

Do ponto de vista matemático, somar dimensões mais altas tem uma grande vantagem: permite descrever cada vez mais forças. Há mais "tolerância" em dimensões mais altas para unir a força eletromagnética a força gravitacional.

Acrescentando sempre mais dimensões a uma teoria, permite unificar as leis da física.

Teoria requer a existência de 9 dimensões espaciais e uma temporal = 10 dimensões no total

Cada ponto do E-T quadri-dimensional tem dimensões extras que não podem ser detectadas a distâncias ~ rPL

estão “enroladas” sobre si mesmas com distâncias << rPL

As dimensões se compactaram após 10-43 s após a formação do universo (tPL!!!)

Na era de Planck

Nestas altíssimas energias e temperaturas: forças são SIMÉTRICAS

são indistinguíveis em intensidade e forma

Quebra de simetria = forças distintas

ERA GUT

ERA DOS GUTs (Teoria da Grande Unificação)

• E-T quadridimensional

• Forças eletromagnética, forte e fraca unificadas

• Separação da gravitação (desacoplamento de grávitrons??)

Universo contém matéria GUT = combinação do que

vai ser quarks, leptons e fótons (energia e temperatura eram muito altas para a formação destas partículas).

10-43 s ≤ t < 10-35 s a partir de T = 1032 K

ERA HADRÔNICA

t = 10-35 s

separação entre a força forte e eletrofraca (eletromagnética + fraca)

ERA HADRÔNICA

formação dos quarks e leptons (produção de pares)

10-35 s < t < 10-4 s

era das partículas pesadas

hadrons: partículas formadas por

conjuntos de quarks

1) No início

1. Leptons (elétrons, neutrinos, etc...) interagem através de forças eletrofracas

2. Quarks (formam os prótons, nêutrons, etc..) interagem através das forças fortes e eletrofracas

Toda a matéria conhecida no universo pode ser descrita em termos de léptons e quarks e as forças que atuam entre eles:

ERA HADRÔNICA

Até t=10-11 s formação de uma quantidade maior de quarks do que anti-quarks mais matéria do que anti-matéria

aniquilação matéria-antimatéria deixa mais matéria!!!

Evolução da matéria

ERA HADRÔNICA

ERA HADRÔNICA

t = 10-12 s T = 1015 K

separação das forças eletromagnética e fraca

abaixo desta energia ou T

a força fraca agirá somente

a distâncias < 10-16 cm (~ 1000 menor que o tamanho de um núcleo)

ERA HADRÔNICA

t ≤ 10-6 s T = 1014 K

Fótons colidem para formar q e q

+ q + q = interconversão de partículas

ou produção de pares

reações mais rápidas do que a variação de densidade

(devido à expansão)

tempo para estabelecer um estado de equilíbrio

Matéria e radiação em equilíbrio durante a era radiativa

ERA HADRÔNICA

Com a diminuição de T os quarks começam a ficar

confinados: formação de prótons e nêutrons

FINAL DA ERA HADRÔNICA

Para T < 1011 K: não é mais possível formar p e n ou quarks por produção de pares

Mas continua a aniquilação: p + p +

● T ~ 1011 K (t~2x10-6 s) os pares tem E ~ 0 e se aniquilam

época da maior aniquilação!!!

T <<1011 K vai decrescendo a aniquilação

Em t~10-5s ocorre o total confinamento de quarks em prótons

e nêutrons e outras partículas

transição quark-hádron

Teoria de partículas elementares também tenta explicar porque

temos mais matéria do que anti-matéria ...

3 quarks=bárions

Resultado: léptons (è, , , ,suas antipartículas)

+ hádrons que não se aniquilaram

FINAL DA ERA HADRÔNICA

ERA LEPTÔNICA

ERA LEPTÔNICA

formação de todas as partículas constituintes da

matéria: léptons e hádrons.

10-4 s < t < 102 s 1012 K < T< 109 K

ERA LEPTÔNICA

era das partículas leves

energia de colisão dos fótons menor

construção de partículas mais leves

Tais como elétrons e neutrinos

A criação por produção de pares de quarks-antiquarks, logo de partículas mais pesadas como prótons e nêutrons, deixa de ocorrer pois os fótons não tem energia suficiente.

+ e– + e+

+ +

t ~ 0.3 s: começo do universo transparente aos neutrinos (e)

os neutrinos não interagem mais com a matéria a seção de choque dos

neutrinos é muito pequena, e com a expansão do universo a probabilidade

de choque entre eles e outras partículas fica cada vez menor.

t < 0.3 s : estão em equilíbrio térmico com os fótons + outros léptons

e– + e+ e + e

t ~ 2 s: DESACOPLAMENTO DE TODOS OS TIPOS DE NEUTRINOS

t ~ 1s-2 s T ~ 1010 K

universo com fotóns, elétrons ,

prótons , nêutrons , neutrinos + anti-partículas

p e n estão em equilíbrio através das reações:

p + e– n + e

p + e n + e+

n decaem espontaneamente em p

n p + e– + e

n fora do núcleo são instáveis

+ provável a formação de um p do que um n

Enquanto T ~ 1010 K : o número de prótons é

praticamente igual ao de nêutrons np ~ nn

Quando T > 1010 K (t~2s) o no de prótons cresce

em relação ao de nêutrons

Os nêutrons não desaparecem completamente

porque as reações nucleares começam a

acontecer, ou seja, prótons e nêutrons começam

a agregar-se formando os núcleos atômicos. Isso

acaba com a reação espontânea n p + e– +

e

No final da era leptônica temos formadas todas as partículas

constituintes da matéria: léptons e hádrons.

A medida que a T decresce com a expansão do universo,

os prótons e nêutrons começam a se agregar para

formar os núcleos atômicos

ERA NUCLEAR