Cosmologia: Origem, Estrutura e Evolução do Universo

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Cosmologia
M 31 (Nebulosa de Andrômeda)
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O que é Cosmologia?
Cosmologia é uma ciência multidisciplinar que estuda a origem, estrutura e evolução do Universo. Seu objetivo é entender como o Universo se formou, porque ele tem a forma que hoje vemos e qual será seu destino. As principais ferramentas utilizadas para esse entendimento vêm da Física, da Matemática e da Astronomia. 
Talvez a razão da busca de conhecimentos em toda Astrofísica e na Cosmologia esteja expressa nos versos do poema Little Gidding, do poeta inglês T.S.Eliot:
Nós nunca cessaremos de explorar
E o fim de toda nossa exploração
Será voltarmos ao lugar de onde partimos
E o conhecer pela primeira vez.
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As Grandes Questões Cosmológicas
Desde que o homem começou a olhar para o céu e tentou mapear o Universo formulou perguntas fundamentais que questionam nossas origens: Quem somos? De onde viemos? Para onde vamos?
Contudo, parte da motivação para o estudo da cosmologia vem do aparecimento de questões mais recentes, relacionadas com o desenvolvimento da ciência em geral: 
 Como o Universo foi formado e como ele terminará?
 O que é matéria escura e qual o seu papel na cena cosmológica?
 Como as estruturas de matéria em grande escala se formaram?
 Qual tamanho e a geometria do Universo?
 O que se pode aprender sobre a física estudando o Big Bang?
 A física e a cosmologia oferecem uma descrição aceitável da criação?
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Histórico
 Pitágoras de Samos (séc. VI a.C.) e Platão (séc. IV a.C.) desenvolveram os primeiros modelos cosmológicos. O modelo platônico de Universo era composto por duas esferas: uma esfera terrestre sobre a qual viviam os homens e uma esfera celeste na qual estavam coladas as estrelas. Os planetas eram corpos errantes. 
 Eudoxo (séc. IV a.C.) propôs um modelo de esferas concêntricas, cada uma para um planeta, com a Terra ocupando a esfera central e as estrelas presas à esfera mais externa.
 Para Aristóteles os planetas moviam-se ligados a esferas transparentes concêntricas numa ordem bem definida. Foi a cosmologia aristotélica que atravessou a Idade Média e veio a colidir com a concepção de Nicolau Copérnico.
 Em torno do ano 140 d.C., Cláudio Ptolomeu sintetizou os conhecimentos astronômicos da Antiguidade Clássica em seu livro Almagesto, através do qual o modelo geocêntrico difundiu-se e foi aceito como verdade inquestionável por cerca de quinze séculos. 
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Histórico
 Outros grandes filósofos gregos deram suas contribuições à cosmologia: Demócrito (propunha que a Via Láctea fosse um conjunto muito grande de estrelas), Aristaco (dizia que a Terra girava diariamente em torno de seu eixo e a cada ano em torno do sol) e Erastótenes (calculou o diâmetro da Terra com notável precisão).
 No século XVI, Nicolau Copérnico (1473-1543) propôs um modelo para o Universo baseado em esferas concêntricas, como o modelo aristotéllico, mas que tinha o Sol como corpo central e os planetas girando em torno dele (Teoria Heliocêntrica).
 Tycho Brahe (1546-1601) estabeleceu base observacional precisa e sólida e Johann Kepler (1571-1630) estabeleceu suas leis para o movimento dos planetas.
 Galileu Galilei (1564-1642) construiu o primeiro telescópio.
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Histórico
 No século XVI, o conceito de Universo era descrito como um conjunto muito grande de estrelas como o Sol e ia muito além do modelo heliocêntrico. 
 Isaac Newton (1642-1727) sintetizou todos os esforços de Copérnico, Kepler e Galileu, reunindo-os em uma estrutura sólida: Mecânica Celeste (embasado no cálculo infinitesiamal). 
 No século XVIII, Immanuel Kant (1724-1804) e posteriormente Pierre Laplace (1749-1827) formularam o primeiro modelo cosmogônico moderno, aceito até hoje, que descrevia a formação do Sistema Solar a partir de uma nuvem discoidal de matéria em rotação.
 No século XIX a visão do Universo era que as estrelas povoavam um volume muito extenso de espaço. William Herschell (1738-1822) estabeleceu que o Sol localizava-se próximo ao centro da distribuição.	 
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Histórico
 No século XX a visão do Universo alterou-se incontáveis vezes com o rápido avanço da ciência e da tecnologia. Entre os principais passos desse século estão:
	1912: Henrietta Leavitt descobre a relação período-luminosidade das Cefeidas proporcionando aos astrônomos uma “régua“ confiável para medir as distâncias de outros sistemas estelares.
	1915-1917: Albert Einstein publicou a Teoria da Relatividade Geral, estabelecendo leis que governam as relações entre matéria, energia e a geometria do espaço. 
	1918: Harlow Shapley demonstrou que o centro da Via Láctea fica a dezenas de milhares de anos-luz do Sol, estudando a distribuição e as distâncias dos aglomerados globulares.
	1922: Alexander Friedmann formulou o chamado Modelo-Padrão do Universo. 
	1922-1924: Edwin P. Hubble descobre Cefeidas em Andrômeda e estabelece sua distância. Afirma, então, a existência de várias galáxias.
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Modelos de Universo
Universo de Einstein
Propôs em 1917 o primeiro modelo cosmológico moderno. Para adequar seu modelo à visão da época, anterior às descobertas de Hubble sobre a expansão, o modelo era estacionário, sem expansão e com a introdução de uma força artificial denominada constante cosmológica, cuja finalidade era contrabalancear a força da gravidade que tenderia a contrair o Universo como um todo. O Universo assim representado era finito, fechado e esférico, com a matéria homogeneamente distribuída e sem nenhum movimento em escala cosmológica.
Universo de De Sitter 
O holandês Willem De Sitter (1872-1935) propôs em 1917 um modelo alternativo também derivado da Teoria da Relatividade. Seu modelo descrevia o Universo com uma geometria euclidiana e em expansão, tendo o mérito de mostrar que não havia um único modelo relativístico possível como Einstein supunha; porém era completamente desprovido de matéria. Era um modelo de Universo vazio e em expansão. 
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Universo de Friedmann
Entre 1922 e 1924, o russo Alexander Friedmann (1888-1925) formulou os modelos que hoje são conhecidos como modelos-padrão de Universo. Ele descobriu que a introdução da constante cosmológica de Einstein poderia levar a um modelo estático de Universo, mas a sua supressão não invalidavam os modelos daí derivados, que passavam a ser modelos com movimento (expansão ou contração). Essa descoberta deu-se na época em que começavam a aparecer os primeiros resultados observacionais de Hubble e Slipher, indicando a existência de uma expansão no Universo.
Nesse modelo a expansão desacelera-se (devido à força da gravidade) ao longo do tempo. Conforme a taxa de desaceleração podemos ter a situação em que a expansão eventualmente cessa e a ela se segue uma contração. A desaceleração depende da densidade média do universo e os modelos resultantes de cada situação são caracterizados por diferentes geometrias e curvaturas. 
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Universo de Friedmann-Lemaître
Somente após os trabalhos do monge beneditino belga Georges Lemaître é que os trabalhos de Friedmann foram reconhecidos pelo meio científico. Lemaître levantou a hipótese de um estado inicial de alta densidade para a matéria do universo, sendo, portanto, um dos pais da Teoria do Big Bang. Suas soluções para as equações de Friedmann levaram ao desenvolvimento de modelos que procuravam explicar a expansão do universo e o desvio espectral dos quasares, aproveitando também características dos modelos de Einstein e De Sitter.
Quando se fala em Cosmologia Relativística, surge a expressão espaço curvo e fala-se em espaços de curvatura positiva ou negativa. Estes conceitos são pouco intuitivos, porém algumas das propriedades que caracterizam espaços de curvatura positiva ou negativa, bem como espaços sem curvatura (euclidianos), podem ser demonstradas imaginando-se três figuras geométricas simples: a esfera, a sela (parabolóide hiperbólico) e o plano, respectivamente.
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Modelo Inflacionário
 Proposto primeiramente por Alan Guth, o modelo procura descrever o que aconteceunas primeiras frações de segundo após o Big Bang. A teoria foi proposta para resolver dois problemas com o modelo de Friedmann-Lemaître: o problema da planaridade e o problema do horizonte do universo.
 De acordo com a teoria da inflação, quando o Universo tinha cerca do tamanho de um próton, sofreu uma expansão muito rápida em um intervalo de tempo muito curto e estabeleceu a sua taxa atual de expansão. 
 A 10-35 segundo dá-se o segundo acontecimento mais importante da história do Universo: de acordo com a Teoria da Inflação, em cada 5*10-35 segundo a partir de então o Universo duplica o seu tamanho, tendo essa expansão abrandado apenas quando já era passado 10-32 segundo sobre o Big Bang, quando calcula-se que o Universo fosse cerca de 1050 vezes maior do que antes da inflação. Desta forma, o Universo atualmente observável atingiu uma dimensão de cerca de 10 cm e o Universo no seu todo uma dimensão 1030 vezes superior (na hipótese de ser fechado) ou infinita (no caso de ser aberto).
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 A inflação teria sido provocada por um estado de sobre-arrefecimento (como acontece quando a água é arrefecida abaixo de 0 ºC mas, por alguns instantes, não congela) no qual o Universo atingiu temperaturas suficientemente baixas para que a união entre a força nuclear forte e a força eletrofraca (eletromagnética e nuclear fraca unidas) se tornasse instável. O excesso de energia que esta união encerrava libertou-se na forma de uma força de insuflação que fez expandir o Universo. 
 O fim da inflação teria sido determinado pela completa separação entre as duas forças mencionadas. Quantidades colossais de matéria (dotada de energia positiva) teriam sido criadas durante a era inflacionária, o que teria sido contrabalançado pelo respectivo aumento da energia gravitacional negativa. A quantidade total de energia do Universo (saldo entre energia positiva e negativa) teria, então, sido mantida no nível nulo.
 Mais recentemente, o físico Andrei Linde procurou negar o sobre-arrefecimento, tentando explicar a inflação com base num campo energético inicial que agiu como força de insuflação do espaço, que atuou de modo diferenciado em diversas regiões e que enfraqueceu à medida que o Universo se expandia. Este modelo consegue explicar com maior sucesso as leves flutuações de temperatura observadas na radiação cósmica de fundo.
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 O cenário do Universo imediatamente após a inflação pode ser caracterizado por temperaturas elevadíssimas (1027 K, tal como imediatamente antes da inflação), resultantes do reaquecimento provocado pela criação de partículas durante o período inflacionário. Quarks e anti-quarks, elétrons e pósitrons aniquilar-se-iam mutuamente, gerando fabulosas quantidades de energia. Inicialmente, a energia era suficiente para compensar esta destruição, através da geração de novos férmions (quarks, elétrons) e anti-férmions (anti-quarks, pósitrons).
 Posteriormente, o arrefecimento tornou impossível a reciclagem da energia em quarks e anti-quarks, abrindo caminho ao seu desaparecimento. Os elétrons e pósitrons, pelo contrário, continuaram a ser produzidos até 1 segundo após o Big Bang. 
 Nesta fase primordial mais pósitrons transformavam-se em quarks que elétrons em anti-quarks. Esse fato gerou um leve desequilíbrio numérico favorável aos quarks. Foi esse desequilíbrio que permitiu a sobrevivência de uma minúscula fração da quantidade inicial de quarks. A esmagadora maioria dos quarks e a totalidade dos anti-quarks foram aniquiladas nas colisões mútuas que os transformou em radiação. Os neutrinos e anti-neutrinos são muito pouco interatuantes, por isso, é extremamente difícil aniquilarem-se mutuamente. Eles devem constituir uma parte muito significativa do resíduo que sobreviveu até aos nossos dias.
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 Passado 1 segundo após o Big Bang, o Universo registrava a temperatura de 1010 graus e os prótons e nêutrons ligaram-se em núcleos de deutério (1 próton e 1 nêutron), trítio (1 próton e 2 nêutrons), hélio (2 prótons e 2 nêutrons) e algum lítio 7 (3 prótons e 4 nêutrons), berílio 7 (4 prótons e 3 nêutrons) e hélio 3 (2 prótons e 1 nêutron). Esta nucleossíntese inicial terminou quando haviam ocorrido alguns minutos sobre o Big Bang, dela tendo resultado a atual proporção de elementos no Universo (cerca de 75% de hidrogênio e 25% de hélio).
 Passados 10.000 anos sobre o Big Bang, a temperatura caiu o suficiente para que a energia do Universo passasse a ser dominada pela matéria e não pela radiação (luz). A partir desta época a gravidade torna-se a força dominante, levando à concentração da matéria em aglomerados que, milhões de anos depois, conduziram à formação de galáxias.
 Durante os 100.000 a 300.000 anos seguintes, os fótons possuíam energia suficiente para quebrarem os átomos, separando os elétrons dos núcleos. Após este período, chamado era da radiação, o Universo atingiu a temperatura de 3000 graus e os fótons deixaram de ter potência para destruir os átomos. Os elétrons uniram-se aos núcleos e os fótons passaram a circular livremente. É a esta época que se reportam as observações da radiação de fundo.
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 É o período inflacionário que resolve o problema da planura do universo, pois essa expansão rápida torna plana as regiões curvas. 
 A inflação explica a uniformidade do Universo nas grandes escalas: responde-nos porque são tão semelhantes partes do Universo que nunca poderiam ter comunicação. A inflação vem-nos então dizer que no início todas as regiões comunicavam de fato. A teoria consegue também explicar o motivo pelo qual o Universo é quase plano, ou seja, porque ele se expande a uma velocidade moderada, próxima da velocidade crítica que separa os Universos que entram em colapso daqueles que se expandem eternamente. 
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Universo em Expansão
As evidências da expansão do Universo surgiram nos anos 20 deste século, graças ao trabalho dos astrônomos Shapley, Slipher e, principalmente, Edwin Hubble. 
Em 1912 Slipher (1875-1969) descobriu que as linhas espectrais das estrelas na galáxia M31 mostravam um enorme deslocamento para o azul, indicando que esta galáxia está se aproximando do Sol, a uma velocidade de 300 km/s, medidas realizadas devido ao Efeito Doppler. Slipher demonstrou que das 41 galáxias que ele estudou, a maioria apresentava deslocamento espectral para o vermelho, indicando que as galáxias estavam se afastando de nós. Ele descobriu que quanto mais fraca a galáxia, e portanto mais distante, maior era o deslocamento para o vermelho de seu espectro (redshift). 
Slipher
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Edwin Powel Hubble
O extenso trabalho de Hubble sobre as medidas das velocidades radiais de galáxias, juntamente com a descoberta de Cefeidas (estrelas instáveis com aproximadamente dez vezes a massa do Sol e cujo brilho, devido a variação de sua opacidade, oscila periodicamente) nas galáxias mais próximas, trouxe à comunidade astronômica as evidências de que o universo está se expandindo. 
Hubble foi o primeiro a notar que a maioria dos desvios espectrais é para o vermelho (redshift), indicando que as galáxias estão se afastando umas das outras. 
Determinando as distâncias destas galáxias, ele demonstrou que a velocidade com que uma galáxia qualquer se afasta da Via Láctea é diretamente proporcional a sua distância. (  Gráfico)
O desvio espectral resulta, portanto, da própria expansão do Universo e a expressão matemática daí derivada, chamada Lei de Hubble, é uma medida de como se dá esta expansão. 
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Relação entre a velocidade e distância
 
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Leis de Hubble
 Todas as galáxias no Universo estão se afastando de nós em um movimento descrito pela lei de Hubble. 
 Suponhamos que as velocidades de recessão das galáxias se mantiveram constantes desde o "Big Bang". A distância segue a lei de Hubble. O tempo é simplesmente a distância viajada dividida pela velocidade. Podemos dizer que usando a lei de Hubble para a velocidade:
tempo = distância/velocidade = distância/(HO x distância) 
 Logo o tempo é 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. 
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 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 voar matéria 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 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. 
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Universo Estacionário (Fred Hoyle)
 Em 1948 três jovens cientistas da Universidade de Cambridge. Inglaterra, o inglês Fred Hoyle e os judeus austríacos Hermann Bondi e Thomas Gold criaram a Teoria do Estado Estacionário, que procurava ajustar a evidência indiscutível do afastamento das galáxias, descoberta por Hubble, ao chamado Principio Cosmológico Perfeito. 
 Este princípio supõe um Universo infinito e homogêneo no espaço, eterno e imutável no tempo. A idéia é a seguinte: se o Universo estava em expansão e entretanto se mantinha imutável, era porque nova matéria estava sendo continuamente criada para ocupar o espaço deixado vazio pela matéria que se afastava. Dessa forma a densidade média do Universo se manteria constante. Para isso, bastaria que fosse produzido um próton de massa para cada mil centímetros cúbicos de espaço a cada biIhão de anos - uma quantidade tão fantasticamente pequena que deveria escapar à mais acurada observação. No entanto, consideradas as dimensões do universo observável, essa mesma quantidade produziria a cada segundo uma quantidade infinita de matéria.
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 De onde viria essa matéria? “Do nada", responderam os cientistas. A idéia soa absurda, não há dúvida. Mas também a Teoria do Big Bang não diz de onde veio a matéria que deu origem ao Universo. Por isso, perguntava o físico Thomas Gold: "Será mais fácil admitir um único grande milagre do que vários pequenos milagres?" 
 A Teoria do Estado Estacionário, para seus defensores, tinha pelo menos a vantagem de evitar a desconcertante singularidade de que fala o modelo do Big Bang. Segundo Fred Hoyle, a própria criação continua de matéria provocaria a ininterrupta expansão do Universo, porque a matéria nova ao surgir produziria uma espécie de pressão para fora, capaz de empurrar a matéria já existente. Ademais, a hipótese da criação contínua conseguia explicar porque, num Universo supostamente eterno, o hidrogênio continuava a ser de longe o elemento mais comum. Como Hoyle estava convencido que os elementos mais pesados decorriam da fusão do hidrogênio no interior das estrelas (no que a ciência posteriormente lhe daria razão), era preciso que hidrogênio novo fosse criado continuamente para substituir o hidrogênio consumido nas fornalhas estelares. 
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Teoria das Cordas
 A teoria das cordas descreve as partículas elementares como modos de vibração de cordas uni-dimensionais fechadas (loops). 
 Desde 1930, quando foram propostas a Teoria da Relatividade Geral e a Mecânica Quântica, ficou claro que as duas teorias não eram compatíveis, já que a gravitação descrita pela Teoria da Relatividade Geral é determinística e contínua, propriedades não aceitáveis pela Mecânica Quântica. Portanto desde o início do século XX, busca-se uma nova teoria que unifique estas.
 Existem dois tipos básicos de teorias das supercordas: um com cordas fechadas que podem se quebrar, e outro com cordas fechadas que não se quebram
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 A teoria das cordas resolve o grande problema da incompatibilidade destas duas teorias fundamentais modificando as propriedades da Relatividade Geral quando é aplicada a escalas da ordem do comprimento de onda de Planck. 
 Prosposta em 1984 por Michael B. Green e por John H. Schwarz, a teoria das supercordas está baseada na premissa de que os constituintes elementares da matéria não são descritos corretamente quando nós o tratamos como objetos pontuais. De acordo com esta teoria, as partículas elementares são realmente minúsculos "laços de cordas" com raio dado aproximadamente pela constante de Planck. Esta teoria trata todas as partículas como se fossem cordas. Quando detectamos a presença de uma partícula não é nada mais que vibrações dessas cordas
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 Os modernos aceleradores de partículas só podem vasculhar até a distâncias de 10-12 cm e conseqüentemente estas cordas parecem, nesta escala, objetos pontuais. Porém, a hipótese da teorias das cordas é que eles são minúsculos "laços", mudando drasticamente o modo no qual estes objetos interagem na menor escala de distância. Esta modificação é que permite a gravidade e a mecânica quântica formar uma união harmoniosa. 
 As equações da teoria das cordas só são auto-consistentes se o universo contém, além do tempo, nove dimensões de espaço. Assim, se a teoria estiver correta, temos que admitir um espaço de múltiplas dimensões. 
 Estas dimensões espaciais devem se enrolar (espiralar) em um espaço geométrico minúsculo cujo tamanho deve ser comparável ao comprimento da corda. Assim, estas dimensões só se apresentariam se observássemos a matéria na escala de Planck e nessa escala a "observação" é praticamente impossível, visto que este tamanho é da ordem de 10-33 cm.
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 Michael James Duff, Chris M. Hull e Paul K. Townsend calcularam que a teoria precisa de 11 dimensões, e não somente 10 como previsto antes. Se uma das dimensões enroladas é de fato uma outra dimensão temporal, e não somente espacial, uma viagem no tempo pode ser possível. 
 Vários pesquisadores concluíram que as dimensões extras não estão enroladas de maneira aleatória, mas em formas de Calabi-Yau.
Calabi-Yau
 A grande vantagem da teoria de cordas é que as interação não ocorrem em pontos unidimensionais, mas sim em regiões muito pequenas. 
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Origem do Universo
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Teoria do Big Bang
 A Teoria do Big Bang é a mais aceita sobre a origem do Universo.
 Foi enunciada em 1948 pelo cientista russo naturalizado norte-americano George Gamow. 
 O que produziu o Big Bang é provavelmente uma pergunta que nunca poderemos responder, mas Edward P. Tryon propôs em 1973 que o Big Bang ocorreu por uma flutuação quântica do vácuo.
 O Universo teria nascido entre 13 e 20 bilhões de anos atrás, a partir de uma concentração de matéria e energia extremamente densa e quente. 
 Haveria um instante limite em que a distância entre as partículas do Universo seria zero e a temperatura infinita. 
 Nesse momento, ocorre uma explosão, o instante zero do Big Bang, que desencadeia a expansão do Universo verificada até hoje. 
 Quando o Universo possui cerca de 1 milionésimo de segundo, ele é uma mistura de partículas subatômicas (quarks, elétrons, etc.) que se movem a velocidades próximas à da luz.
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 A partir desse momento, os quarks começam a deixar de existir como partículas livres e se associam para formar os primeiros prótons e nêutrons. 
 Entre 1 e 10 min de idade ocorre a nucleossíntese primordial. Os prótons e nêutrons se fundem para formar os núcleos de átomos leves, como o hidrogênio (75%) e o hélio (25%), os dois principais elementos químicos do Universo . 
 Cerca de 300 mil anos depois, com a união dos elétrons aos núcleos atômicos,a luz passa a caminhar livremente, a matéria e a radiação luminosa se separam e o Universo torna-se transparente.
 Aproximadamente um bilhão de anos depois do instante zero do Big Bang, a matéria agrega-se para formar as primeiras galáxias.
Teoria do Big Bang
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 Uma evidência do Big Bang vem em 1965 com a descoberta por Arno Penzias (1933-) e Robert Wilson (1936-) de um possível traço da radiação deixada para trás no momento da grande explosão cósmica: um ruído que recebe o nome de radiação de fundo cósmica. Ele foi interpretado como a energia térmica residual do Big Bang.
 Pela sua descoberta, Penzias e Wilson ganharam o Prêmio Nobel de Física em 1978. 
 Em 1990, o satélite Cosmic Background Explorer (Cobe), lançado pela Nasa, faz um mapeamento das regiões onde existe essa energia. Uma das grandes questões da cosmologia moderna é a determinação mais precisa da taxa de expansão do Universo. As observações astronômicas indicam que ele se expande por volta de 5% a cada bilhão de anos.
Teoria do Big Bang
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 A teoria do Big Bang leva em conta que se as galáxias estão se afastando umas das outras, como observado por Edwin Hubble em 1929, no passado elas deveriam estar cada vez mais próximas, e num passado remoto, 10 a 15 bilhões de anos atrás, deveriam estar todas num mesmo ponto, muito quente, uma singularidade espaço-tempo, que se expandiu no Big Bang. O Big Bang criou não somente a matéria e a radiação, mas também o próprio espaço e o tempo. Este é o início do Universo que podemos conhecer. 
 No quadro mostramos como a escala de tempo no universo é infinitamente maior do que a escala de tempo a qual estamos acostumados. Vamos considerar que o tempo desde o nascimento do universo (quando ocorreu big bang) até o ano 2000, equivale a 24 horas. Neste caso, a formação da Terra se daria às 5:00 da tarde; os primeiros fósseis seriam datados às 7:00 da noite e os primeiros humanos teriam aparecido há 10 segundos atrás. A partir do diagrama abaixo podemos perceber como nossas escalas de tempo locais são infinitamente menores do que a escala de tempo dos eventos que acontecem durante a vida do universo. 
Teoria do Big Bang
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Radiação de Fundo
 Em 1964, a descoberta acidental da radiação de microondas do fundo do universo pelos rádio-astrônomos Arno Allan Penzias e Robert Woodrow Wilson reforçou a teoria do Big Bang.
 A radiação do fundo do universo é o sinal eletromagnético proveniente das regiões mais distantes do Universo (a 10 bilhões de anos-luz) e que havia sido predita desde 1948 por Ralph Asher Alpher (1921-) e Robert Herman (1922-1997), associados de George Gamow (1904-1968), como a radiação remanescente do estado quente que o Universo se encontrava quando se formou (na verdade quando ele ficou transparente, 300 mil anos depois do Big Bang). 
Arno Allan Penzias e Robert Woodrow Wilson
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 No passado as galáxias estavam mais próximas umas das outras, já que o universo está se expandindo. O raio do Universo diminui quando voltamos no tempo, a sua densidade aumenta e ele torna-se mais quente. 
 Poderíamos voltar no tempo até uma época em que as partículas que constituem o Universo estivessem tão próximas umas das outras que a própria noção de galáxia perderia sentido. 
 Voltemos então até a época em que a matéria no Universo estava na forma de um plasma de hidrogênio, isto é, havia elétrons, prótons, alguns núcleos leves mas não átomos de hidrogênio. Havia também fótons que interagiam fortemente com os elétrons através do espalhamento Compton. 
 Os elétrons quando tentavam combinar-se com os prótons para formar átomos de hidrogênio, eram sempre impedidos por fótons de alta energia (E > 13,6 eV). 
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 Quando a temperatura do Universo, que cai devido a expansão, chega a aproximadamente 3000 Kelvin, isto é, quando a idade do Universo era de aproximadamente 300.000 anos, os fótons não possuem mais energia suficiente para manter o hidrogênio ionizado.
 Formam-se então átomos neutros e os fótons seguem, a partir daí, livres, sem interagir com a matéria. Essa época é chamada de recombinação e a região da qual os fótons seguem livres é chamada de superfície de último espalhamento. São esses fótons, que seguem praticamente livres após a recombinação, que constituem a radiação cósmica de fundo
 A característica principal da radiação cósmica de fundo é que ela é uma radiação de corpo negro (radiacão produzida em uma cavidade fechada, isolada e que encontra-se a uma temperatura uniforme. As paredes da cavidade e a radiacão estão em equilíbrio e ambas estão a essa mesma temperatura), cuja temperatura, observada pelo experimento FIRAS a bordo do satélite COBE, é 2,725 graus Kelvin.
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COBE
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Destino do Universo
 O destino do Universo tem duas possibilidades: 
O Universo se expandirá para sempre; 
A expansão parará e haverá novo colapso ao estado denso. 
O Universo colapsará novamente somente se a atração gravitacional da matéria contida nele for grande o suficiente para parar a expansão. 
Como a matéria escura do Universo pode chegar a 90% da massa total, não podemos ainda determinar se o Universo continuará se expandindo para sempre. 
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Matéria Escura
 No decorrer das últimas décadas, vários astrônomos perceberam que há uma grande quantidade de matéria no universo que emite pouca ou nenhuma luz. Chamaram-na de matéria escura.
 A matéria escura tem papel importante nas principais teorias relativas à estrutura do Universo. Papel importante e incômodo já que a existência da matéria escura não pode ser comprovada. Sua importância está em explicar porque as contas sobre a quantidade de massa do Universo não batem com o número de estrelas observadas. Cálculos demonstram que o volume de estrelas visíveis não é suficiente para gerar a gravidade necessária para manter as galáxias nas conformações observadas. A matéria escura preencheria esse aparente déficit.
 Acredita-se que cerca de 90% da matéria existente é feita de matéria escura. 
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 A presença de matéria escura tem sido demonstrada pelo comportamento de galáxias em rotação. Os brilhantes braços da espiral dessas galáxias estão difundidos por um mar de hidrogênio que emite tênues sinais de rádio. Traçando estes sinais verificaram que o hidrogênio movia-se como que apanhado pelo movimento da galáxia. A conclusão foi que as galáxias estavam cercadas por um gigantesco halo de matéria que não emitia radiação detectável, mas que exercia uma força gravitacional. 
 Em 1993, astrônomos anunciaram a detecção de "objetos negros" circundando a Via Láctea. Eles tinham observado milhões de estrelas da Grande Nuvem de Magalhães procurando uma estrela que tivesse magnitude variável no período de alguns dias. A idéia era que o "objeto negro" estaria entre a Terra e a estrela, atuando como uma lente, curvando a luz da estrela, fazendo que esta ficasse mais brilhante temporariamente. Dezenas destes acontecimentos foram observados desde então. Os “objetos negros” são chamados MACHOs (MAssive Compact Halo Objects). 
 Outras experiência é de que se a Terra mergulhasse num mar de matéria escura, o seu movimento deveria produzir um "vento". Usando blocos de cristais de silício à temperatura absoluta de zero graus, físicos estão à espera de que uma partícula de matéria escura colida com os blocos de silício, perturbando a sua estrutura. Estas experiências têm a finalidade de encontrar as WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles).
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Telescópio Hubble (Detecção de Matéria Escura)
 O Universo pode conter muito mais estrelas do que podemos ver. A posição  única das duas galáxias que formam o par NGC-3314,  a cerca de 140 milhões de anos-luz da Terra, faz que a luz das estrelas da galáxia mais distante (NGC-3314b) realce a  matéria escura.
 O resultado da observação sugere uma nova hipótese sobre o que mantém as galáxias coesas:  não grandes aglomerados de matéria escura, mas muitas outras estrelas.   
 A imagem do Hubble, no entanto, mostra que NGC-3314a contêmmuito mais poeira em pontos até então insuspeitos do que seria de se esperar.  Isso sugere uma nova teoria: essa poeira,  que flutua no interior das galáxias,  pode  estar  obstruindo a  luz  de estrelas que permanecem, então, inobservadas. Assim,  a massa que falta para fechar as contas a respeito do tamanho do Universo pode não estar concentrada em grandes blocos invisíveis de matéria escura,   mas simplesmente escondida  atrás de cortinas  de pó.
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Raios Cósmicos
Raios cósmicos são partículas carregadas, geralmente prótons ou núcleos mais pesados, altamente energéticas que bombardeiam a Terra continuamente. Quando essas partículas atingem a atmosfera terrestre, é criada uma chuva de partículas secundárias de menor energia, que atingem a superfície. Na verdade, cerca de uma centena dessas partículas secundárias atravessam nossos corpos a cada segundo. Essa exposição é ainda maior nas altas altitudes. Ainda não se conhece a origem dos raios cósmicos.
O primeiro relato de detecção dos raios cósmicos de baixa energia foi feito em 1912 pelo cientista Viktor Hess. Os raios cósmicos menos energéticos possuem uma energia de 1 GeV e o mais energético já detectado possuía 1020 eV de energia.
Os primeiros estudos para detectar raios cósmicos utilizavam tanques de ionização e contadores Geiger, que registravam um sinal quando eram atravessados por um raio cósmico.
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Estudos mais recentes detectam a passagem dos raios cósmicos de forma indireta, através da observação da fraca luz emitida pelos átomos de nitrogênio da atmosfera que são excitados por estas partículas carregadas. Este fenômeno é conhecido como fluorescência atmosférica e só é possível observá-lo em noites sem lua e de céu limpo.
Outra forma recente de detecção de raios cósmicos é feita através da observação do efeito Cerenkov. A velocidade da luz na água é 70% da sua velocidade no vácuo. Quando partículas carregadas, como os raios cósmicos, atravessam o meio aquático com velocidade maior que a velocidade da luz na água, surge um cone de luz em volta da partícula: a luz de Cerenkov. Usando tanques com água e fotomultiplicadores, os cientista conseguem detectar a passagem dos raios cósmicos por esses tanques através da observação da luz de Cerenkov.
Alguns projetos de detecção de raios cósmicos são o Projeto Pierre Auger e o Projeto HiRes.
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Possível Fonte de Raios Cósmicos
Colisão entre galáxias