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À Descoberta do Universo passado e Futuro
Marta Daniela Santos Escola Secundária Maria
Amália Vaz de Carvalho
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Alguns conceitos-chave Big Bang Os
Primeiros Instantes Inflação Formação da
Matéria Primordial Radiação Cósmica de Fundo
Geometria do Universo aberto, fechado ou
plano? Ingredientes na Receita do Universo
Matéria Escura Energia Escura O que
acontecerá no futuro?
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Alguns Conceitos-Chave
Interacções Fundamentais da Natureza Interacção
Gravítica De longo alcance, apenas tem
intensidade apreciável quando, pelo menos, um dos
corpos tiver grande massa. Garante a coesão do
Sistema Solar.
Interacção Electromagnética Explica as reacções
químicas, a estabilidade dos seres vivos e a
estabilidade da estrutura atómica. Os seus
efeitos fazem-se sentir tanto a curta como a
longa distância. Mais intensa que a gravítica.
http//fcf.grc.nasa.gov/pics/chemistry.jpg
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Interacção nuclear forte Explica a estabilidade
do núcleo. É de alcance muito curto, e actua de
igual modo sobre protões e neutrões, não estando
relacionada com a carga eléctrica.
Fonte elaboração própria
Interacção nuclear fraca Responsável pelo facto
de alguns núcleos se desintegrarem, dando origem
a outros. É menos intensa que a electromagnética,
mas mais intensa do que a gravítica. O seu
alcance é muito curto (mais curto que o da
interacção nuclear forte).
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Radiação constituída por partículas sem ou
quase sem massa que se movem à velocidade da luz,
com propriedades tanto de onda como de partícula.
Exemplos conhecidos são os fotões e os neutrinos.
Matéria Bariónica é a matéria dita comum,
toda aquela que nos rodeia na Terra, por exemplo.
É constituída por átomos estes, por sua vez, são
constituídos por protões () e neutrões (0) no
núcleo, em redor dos quais orbitam electrões (-).
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Big Bang Os Primeiros Instantes
Embora o termo Big Bang dê a ideia de uma
explosão colossal, neste contexto não é esse o
verdadeito sentido da palavra, já que o próprio
espaço explodiu. De acordo com as últimas
medições, o Universo terá surgido há
aproximadamente 13 500 milhões de anos
inicialmente num estado inimaginavelmente quente
e denso, ter-se-á expandido e arrefecido, e a sua
evolução originou estruturas cada vez mais
complexas.
http//educar.sc.usp.br/ciencias/astro/cda/sessao-
astronomia/1998/big-bang.jpg
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À escala subatómica, é fisicamente impossível
saber o que se passa num intervalo de tempo
inferior a 10-43 do segundo (tempo de Planck).
Assim, esta é a fronteira do conhecimento humano,
e marca também a origem do espaço-tempo, já que
as noções de tempo e de espaço não estão
claramente separadas por intervalos mais pequenos
do que este. É também neste momento que ocorre a
separação da gravidade das outras forças
fundamentais.
http//starchild.gsfc.nasa.gov/Images/StarChild/qu
estions/apple_falling.gif
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Inflação Cósmica
Como explicar a uniformidade do Universo?
Galáxias em lados opostos do céu começaram a
brilhar há milhares de milhões de anos um
observador na Terra ao observá-las verifica que
se parecem bastante entre si. No entanto, a luz
de qualquer uma delas ainda não chegou à outra...
Fonte Scientific American January 1999
A resposta a este paradoxo pode estar num momento
remoto e fulcral na evolução do Universo... A
época inflacionária, que terá tido o seu início
10-35 após o Big Bang.
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De acordo com a Teoria da Inflação de Alan Guth,
a cada 5 x 10-35s a partir de então o Universo
duplicou o seu tamanho, tendo a expansão apenas
abrandado passados 10-32s sobre o Big Bang. Nessa
época calcula-se que o Universo fosse cerca de
1050 vezes maior do que antes da inflação.
http//map.gsfc.nasa.gov/m_ig/020622/020622_s.jpg
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Na origem desta expansão terá estado a
instabilidade da união entre as forças nuclear
forte e electrofraca, devido às temperaturas
suficientemente baixas que foram atingidas. O
excesso de energia que esta união encerrava
libertou-se sob a forma de uma força de
insuflação que fez expandir o Universo.
Fonte elaboração própria
A completa separação destas forças terá marcado o
fim da inflação. Durante este período,
quantidades colossais de matéria dotada de
energia positiva terão sido criadas, em oposição
ao respectivo aumento da energia gravitacional
negativa, resultando num saldo energético nulo.
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Formação da matéria primordial
Findo o período inflacionário, o Universo vai-se
dilatando e arrefecendo, e a energia por unidade
de volume vai diminuindo. Temos agora de ter em
conta dois aspectos

• Matéria e energia podem converter-se uma na
  outra, através da célebre equação Emc2
• Desde que suficiente, a energia pode
  materializar-se em partículas, sempre aos pares
  e equivalentes uma de matéria e outra de
  anti-matéria (princípio de simetria).

http//www.webfeat.org/emc2.gif
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Por outro lado, cada vez que uma partícula
encontra a sua anti-partícula aniquilam-se,
transformando-se em energia.
Enquanto houver energia disponível, as reacções
de materialização e aniquilação dão-se
continuamente no meio de um caldo altamente
energético onde aparecem e desaparecem matéria e
anti-matéria.
http//aether.lbl.gov/www/tour/elements/early/earl
y_a.html
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Porém, à medida que a expansão avança, a
temperatura vai baixando e, portanto, a densidade
de energia vai diminuindo, impossibilitando a
materialização de partículas cuja massa
corresponde a energias mais elevadas. Surge-nos
agora um dilema
Deveria ter sido dada origem a iguais quantidades
de matéria e anti-matéria (princípio da
simetria) a matéria existe onde está a
anti-matéria?
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Um mecanismo qualquer, até agora desconhecido,
permitiu o aparecimento de maior quantidade de
matéria do que de anti-matéria, pois se
existissem em iguais quantidades aniquilar-se-iam
totalmente, e não estaríamos aqui para nos
interrogarmos sobre esta questão...
Seja como for, o balanço final traduziu-se num
excesso de algumas partículas de matéria,
mergulhadas num banho de fotões.

• Aos 10-6s o abaixamento da densidade de energia
  permitiu que se formassem os protões e os
  neutrões. Porém, as temperaturas ainda muito
  elevadas não permitiam a constituição de núcleos
  atómicos estáveis.

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Aos 3min ficam finalmente reunidas as
condições para que protões e neutrões se associem
e formem os primeiros núcleos nucleossíntese
cosmológica.
Como a temperatura continuava a baixar
rapidamente, a nucleossíntese só pôde continuar
até aos 15min.
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Formaram-se apenas os núcleos de

• Deutério (1 protão e 1 neutrão)

• Trítio (1 protão e 2 neutrões)

• Hélio (2 protões)

• Hélio-3 (2 protões e 1 neutrão)

• Lítio (3 protões e 4 neutrões)

Os núcleos de hidrogénio haviam já sido
criados, pois consistem apenas num protão.
http//pegasus.phast.umass.edu/a101/images/hydroge
n.jpg
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As medições efectuadas indicam que o Universo é
composto por 75 de hidrogénio, 24 de hélio e 1
dos restantes elementos, o que está de acordo com
o modelo do Big Bang. Temos assim mais uma
evidência experimental a favor deste modelo.
A partir deste momento, o Universo deixou de ter
capacidade para criar novos elementos, ficando
reduzido essencialmente a H e He, ainda hoje os
principais constituintes do Universo.
http//map.gsfc.nasa.gov/ContentMedia/990403b.jpg
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Quando o Universo tinha 300 000 anos formaram-se
por fim átomos estáveis os electrões ficaram
aprisionados nos átomos, desacoplando-se dos
fotões e deixando-os livres o Universo, que até
aí era opaco (porque os fotões estavam acoplados
aos electrões), tornou-se transparente.
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Todos os restantes elementos químicos que
conhecemos foram formados (e continuam a sê-lo)
muito depois, no núcleo das estrelas, onde as
temperaturas atingidas possibilitam novamente a
ocorrência de reacções nucleares somos poeira
das estrelas...
http//www.immr.tu-clausthal.de/geoch/pse/pse.gif
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Radiação Cósmica de Fundo
Ao aquecer um pedaço de ferro, este adquire
várias cores, dependendo da temperatura atingida
.Verifica-se que, depois de muito aquecido, vai
arrefecendo até à temperatura ambiente, mas
apresentando sempre um espectro contínuo, em que
o comprimento de onda da radiação mais intensa é
inversamente proporcional à temperatura absoluta.
A este fenómeno dá-se o nome de radiação do
corpo negro qualquer corpo que tenha sido
uniformemente aquecido emite sempre uma radiação
cujo espectro permite determinar a temperatura
actual desse corpo.
http//www.brooklyn.cuny.edu/bc/ahp/LAD/C3/graphic
s/C3_radiation_03.gif
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Então, se o Universo foi submetido como um todo a
temperaturas elevadíssimas há muitos anos atrás,
nos nossos dias deve estar a emitir uma radiação
de fundo correspondente à sua temperatura actual.
De facto após o Big Bang, e à medida que o
Universo foi ficando menos denso, a interacção da
matéria e da radiação tornou-se menos eficaz.
Como vimos, 300 000 anos após o Big Bang o
Universo tornou-se transparente, com a formação
de átomos estáveis.
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Assim, a radiação cósmica de fundo é estabelecida
nesta altura, e em 1956 Penzias e Wilson
detectaram finalmente a música do Universo, a
radiação indicativa de que todo o Universo tinha
estado, tempos atrás, homogeneamente sujeito a
elevadas temperaturas (a análise deste espectro
indica uma temperatura actual para o Universo de
2,7K).
Fonte Microsoft Encarta Encyclopedia 2000
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Na RCF pode residir também a prova fulcral de que
realmente se verificou um período inflacionário
ondas gravitacionais primordiais poderão ter
deixado aí a sua impressão.
Fonte Scientific American January 2001
Na realidade, o vácuo a que nos referimos
normalmente como sendo a completa ausência de
matéria não é completamente vazio, ou seja, é um
falso vácuo...
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Como vimos anteriormente, pares de partículas e
anti-partículas são criadas a partir do nada,
orbitando-se mutuamente, para logo de seguida, em
intervalos de tempo curtíssimos, se desintegrarem
numa explosão de energia.
Fonte elaboração própria.
Uma destas partículas é o gravitão,
intermediário da interacção gravítica. Pares de
gravitões estão constantemente a aparecer e
desaparecer. Porém, durante a inflação, estes
gravitões terão sido separados muito antes de
desaparecerem tornaram-se partículas reais.
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Ainda mais a expansão extremamente rápida do
Universo terá esticado o comprimento de onda
destas partículas de uma escala microscópica a
macroscópica.
Assim, a inflação terá gerado um espectro de
ondas gravitacionais primordiais que reflectem as
condições do Universo nos primeiros momentos após
o Big Bang se realmente forem detectadas, serão
a relíquia observável mais antiga no Universo.
Fonte Scientific American January 1999
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Geometria do Universo aberto, fechado ou plano?

• Se o Universo tivesse um lado de fora e
  pudéssemos vê-lo em perspectiva, seria tudo muito
  mais fácil. Porém, tal é impossível...
• A nossa experiência do dia-a-dia indica-nos que o
  espaço é plano em escalas pequenas
• linhas paralelas nunca se encontram
• a soma dos ângulos internos de um triângulo é
  180º
• o perímetro de uma circunferência é 2pr...

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Porém, tal como estaríamos a incorrer num erro ao
concluir que a Terra é plana só porque uma
pequena área assim o parece, também é errado
concluir que o espaço é plano em larga escala só
através destas observações.
http//www.ozskywatch.com/amaz/try/shape/intro/fla
t.gif
Existem outras duas possibilidades para a sua
geometria consistentes com a homogeneidade e
isotropia do espaço, que são a da geometria
esférica ou fechada e a geometria hiperbólica
ou aberta.
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Universo Esférico Universo Hiperbólico
Linhas paralelas acabam por se encontrar Linhas paralelas divergem
Soma dos ângulos internos de um triângulo é gt180º Soma dos ângulos internos de um triângulo é lt 180º
O perímetro de uma circunferência é menor que 2pr. O perímetro de uma circunferência é maior que 2pr.
Espaço finito. Espaço infinito.
Universo plano
Universo Esférico
Universo Hiperbólico
http//www.jyi.org/volumes/volume5/issue9/images/c
ull_1.jpg (imagem alterada)
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Estas três geometrias têm efeitos bastante
diferentes em perspectiva, o que distorce
qualquer efeito que possa aparecer na radiação
cósmica de fundo do Big Bang. Os estudos até
agora efectuados indicam que o Universo é, de
facto, plano.
http//www.astronomynotes.com/cosmolgy/wmap-findge
ometrysm.jpg
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Ingredientes na Receita do Universo
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Matéria Escura
Tem este nome porque a sua massa não se encontra
principalmente em bariões (neutrões e protões)
que constituem todos os elementos conhecidos, mas
numa outra partícula ou estrutura elementar,
talvez inteiramente nova.
http//www.astro.virginia.edu/jh8h/Foundations/mi
kecosmo.gif
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Podemos medir as massas das galáxias medindo as
velocidades das estrelas em órbita dentro delas.
A velocidade das estrelas e o tamanho das suas
órbitas dão-nos a massa das galáxias.
Mas, quando pesamos as galáxias desta forma,
verificamos que elas são cerca de 10 vezes mais
pesadas do que a soma das massas de todas as
estrelas que as compõem (caso contrário as
estrelas, com as suas altas velocidades,
simplesmente afastar-se-iam, e as galáxias
desapareceriam igualmente).
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A matéria escura também revela a sua presença
gravitacional de outras formas. A gravidade
encurva os raios de luz e, assim, a concentração
de matéria escura pode ser detectada e medida
pela sua influência sobre a luz de objectos que
estão por detrás dela.
http//www.amnh.org/exhibitions/einstein/revolutio
n/images/a2218c_hst.jpg
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Energia Escura
Em 1929, Edwin Hubble constatou que todas as
galáxias se estão a afastar (ou melhor, o espaço
entre elas está a expandir-se). Desde então a
dúvida tem sido se a gravidade resultante de toda
a matéria do Universo será suficiente para travar
esta expansão, facto que condiciona o seu destino
último.
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Agora, observações de supernovas em galáxias a
diferentes distâncias indicam-nos que a expansão
afinal está a acelerar. Como explicar este facto?
Um Universo composto apenas de matéria dita
normal não pode comportar-se desta forma, já
que a gravidade é sempre atractiva...
Porém, Einstein previu que a expansão pode
acelerar se uma forma de energia exótica,
energia de vácuo, preencher todo o espaço (a
famosa constante cosmológica).
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Ao contrário das formas comuns de massa e
energia, a energia de vácuo adiciona gravidade
repulsiva e pode conduzir o Universo a uma
expansão cada vez mais rápida. Admitindo esta
possibilidade extraordinária, as observações
ficam explicadas.
http//dsc.discovery.com/news/briefs/20030908/gall
ery/darkenergy_goto.jpg
Assim, a energia escura será esta energia de
vácuo, que está a provocar a espansão acelerada
do Universo. Porém, ainda está por descobrir do
que se trata realmente...
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O que acontecerá no futuro?
As últimas observações indicam-nos que a expansão
está a acelerar. Mas onde é que ela nos levará?
Não sabemos se a constante cosmológica é de
facto constante se não o for, o futuro do
Universo dependerá da forma como esta variar.
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E pode existir um precedente para estas variações
a expansão inflaccionária no Universo
primordial. Talvez o Universo esteja a entrar
numa nova era de inflação, que eventualmente terá
um fim.
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Fonte Scientific American January 1999 (imagem
alterada)
39
Bibliografia

• HAWKING, Stephen, O Universo numa Casca de
  Noz, Gradiva Editora, 1ª edição, Julho de 2002.
• GRIBBIN, John, À Procura do Big Bang
  Cosmologia e Física Quântica, Editorial
  Presença, 1ª edição, Liboa, 1988.
• HOGAN, Craig J., O Pequeno Livro do Big Bang
  Uma Cartilha Cósmica, Editora Replicação, 1ª
  edição, Março 2001.
• DAVIES, Paul, The Last Three Minutes
  Speculating About the Fate of the Cosmos,
  colecção Science Masters, Editora Phoenix, 2001.
• MOCHÉ, Dinah, L., Astronomia, Gradiva Editora,
  1ª edição, Julho de 2002, Lisboa.
• SILVA, Maria Helena Dias, SANTOS, Maria da
  Piedade Martins, SILVA, José Dias, Velhos Rumos
  Caminhos Outros Química A 10º ano, Plátano
  Editora, 1ª edição, Maio 2003, Lisboa.
• Microsoft Encarta Encyclopedia 2000.

40

• Revista Scientific American, January 2001 (edição
  americana)
• Revista Scientific American January 1999 (edição
  americana)
• Os vídeos apresentados ao longo deste trabalho
  foram retirados do site
• http//archive.ncsa.uiuc.edu/Cyberia/Cosmos/Cosmic
  MysteryTour.html