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| Cosmologia física |
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A forma do universo é um nome informal de um tema de investiga??o dentro da cosmologia. Os cosmólogos e os astr?nomos descrevem a geometria do universo que inclui a geometria local, ou seja, a forma do universo observável e a geometria global, que trata de descrever o espa?o-tempo completo.
A forma global do universo pode ser descrita com três atributos:[1] (a) Finito ou infinito, (b) Plano (sem curvatura), aberto (curvatura negativa) ou fechado (curvatura positiva), ou por conectividade, como o universo é montado, ou seja, simplesmente (c) um espa?o conectado ou multiplicado.[2]
Introdu??o
[editar | editar código fonte]As considera??es sobre a forma do universo podem ser divididas em duas partes; a geometria local trata especialmente a curvatura do universo observável, enquanto que a geometria global trata particularmente a topologia do universo como tal — a que pode ou n?o estar ao alcance de nossas habilidades para medir.
A extrapola??o da geometria local do espa?o à geometria do Universo inteiro n?o é sen?o uma estancia ontológica de interpreta??o a respeito de como coexistem o espa?o e o tempo. O pensamento atual diz que o espa?o e o tempo tem que ser considerados como dois aspectos de um único 'espa?o-tempo'. Entretanto ainda segue tendo sentido falar-se sobre conceitos tridimensionais referentes ao Universo, como o volume de Hubble.
Em geral, as distintas hipóteses trabalham sobre a ideia de um universo onde a média de massa está uniformemente distribuída. As medidas astron?micas e cosmológicas mostram que, a grandes distancias, o universo é homogêneo e isotrópico, o que quer dizer que se comporta com as características próprias dos corpos cujas propriedades físicas n?o dependem da dire??o, o que leva os cosmólogos a tratar o universo de maneira similar a um fluido ou gás. O universo está em expans?o e acelera??o.
Ao nível do universo observável, é a teoria da relatividade que gera as geometrias que se descrevem, baseadas na distancia no espa?o-tempo. A geometria local também pode ser descrita pela geometria tridimensional tradicional (euclidiana). De fato, a geometria local, junto com a observa??o direta e outras medidas astron?micas, é utilizada para reduzir as possibilidades da geometria global em uma topologia tridimensional. No estudo da geometria global, para propor a forma do universo se disp?e da teoria da relatividade e das demais restri??es impostas pela geometria do universo observável.
Algumas teorias prop?e o universo como tendo uma forma plana, o que quer dizer que, partindo desde um ponto exato, se pode percorrer o universo linearmente e infinitamente. Pelo contrário, outras teorias afirmam que o universo é circular ou esférico, com uma forma análoga a de um bal?o ou de uma bolha. Isto quer dizer que, percorrendo o universo linearmente em qualquer dire??o, sempre passaremos pelo mesmo lugar novamente. O universo neste caso seria finito.
Alguns estudos, da NASA e outros, mostram que, seguindo com a teoria da relatividade e o tempo, de alguma forma as imagens percebidas se distorcem apenas localmente seguindo uma curva. Isto indicaria que o universo em sua maior extens?o observável e mensurável é plano,[3][4] com somente 2% de margem de erro estimado nas medi??es.[5]
Geometria local (curvatura espacial)
[editar | editar código fonte]A geometria local é a que corresponde à curvatura que descreve qualquer ponto arbitrário no universo observável (feita uma média sobre uma escala suficientemente grande). Muitas observa??es astron?micas, tais como as de uma supernova e as da radia??o cósmica de fundo em micro-ondas, mostram um universo observável bastante homogêneo e isotrópico, e se deduz que sua expans?o está em acelera??o (isto leva a uma representa??o do espa?o-tempo reduzida a três dimens?es n?o ao formato de cone, mas de um "trompete"[6]). Na Relatividade Geral, é modelada pela métrica de Friedman-Lema?tre-Robertson-Walker. Este modelo, que pode ser representado pelas equa??es de Friedmann, proporciona uma curvatura (comumente chamada geometria) do universo baseado na matemática da dinamica dos fluidos,[7] por exemplo modelando a matéria dentro do universo como um fluido perfeito.[8][9] Ainda que as estrelas e grandes estruturas possam ser chamadas como um "quase modelo FLRW", quer dizer que sup?e homogeneidade e isotropia e que se assume que o componente espacial da métrica pode ser dependente do tempo, estritamente um modelo FLRW é usado para aproximar a geometria local do universo observável.
Outro caminho para estabelecer a geometria local prop?e que, se todas as formas de energia escura s?o ignoradas, ent?o a curvatura do universo pode ser determinada medindo a densidade média da matéria que está dentro dele, assumindo que toda a matéria está distribuída uniformemente (melhor que as distor??es s?o causadas por objetos 'densos' como galáxias). Esta suposi??o é justificada pelas observa??es que, quando o universo é "debilmente" heterogêneo, está sobre a média homogêneo e isotrópico. O universo homogêneo e isotrópico dá lugar a uma interpreta??o da geometria espacial com uma curvatura constante. Um aspecto da geometria local, surgida da aplica??o da Relatividade Geral e o modelo de FLRW, é que o parametro de densidade, Omega (Ω), está relacionado com a curvatura de espa?o. Omega é a densidade média do universo dividida pela densidade da energia crítica, quer dizer a requerida para que o universo seja plano (sem curvatura). A curvatura do espa?o é uma descri??o matemática que se baseia se a hipótese do teorema Pitagórico é realmente válida para ser aplicada em coordenadas espaciais no mundo físico. Nesta suposi??o, o teorema proporciona uma fórmula alternativa para expressar rela??es locais entre distancias.
Se a curvatura é zero, ent?o Ω = 1, e o teorema de Pitágoras é correto em ser aplicado ao mundo físico. Caso Ω > 1, haverá uma curvatura positiva, e se Ω < 1, haverá uma curvatura negativa; em qualquer destes dois casos o teorema de Pitágoras seria incorreto em ser aplicado a realidade (mas as discrepancias só se podem detectar nos triangulos cujas longitudes de seus lados s?o de uma escala cosmológica, preservando uma geometria clássica para as pequenas distancias e situa??es n?o relativísticas). Medem-se as circunferências dos círculos de diametros regularmente maiores e dividem-se o antigo pelo posterior, as três geometrias nos d?o o valor π para os diametros suficientemente pequenos, mas o raio n?o deixa de ser π para diametros maiores, a n?o ser que π = 1. Para Ω > 1 (a esfera, ver diagrama) o raio é menor que π: de fato, um grande círculo em uma esfera tem uma circunferência somente duas vezes seu diametro. Para Ω < 1 , a rela??o de transforma??o nos dá maior que π.
As medidas astron?micas da densidade da matéria-energia dos intervalos do universo e do espa?o-tempo que usam eventos de supernovas obrigam a curvatura espacial a ser muito próxima de zero, ainda que n?o obriguem sua certeza[10] e tais medidas apresentam profundas implica??es para toda a cosmologia.[11][12] Isto significa que as geometrias locais s?o geradas pela teoria da relatividade baseada em intervalos de espa?o-tempo, e podem se aproximar da geometria euclidiana.
Geometrias locais
[editar | editar código fonte]Existem três categorias para as possíveis geometrias espaciais de curvatura constante, dependendo do sinal da curvatura. Se a curvatura é exatamente zero, ent?o a geometria local é plana; se é positiva, ent?o a geometria é esférica, e se é negativa ent?o a geometria local é hiperbólica.
A geometria do universo é usualmente representada no sistema de distancia apropriada, segundo a qual a expans?o do universo pode ser ignorada. As coordenadas da distancia apropriada formam um só marco de referência segundo o qual o universo possui uma geometria estática de três dimens?es espaciais.
Assumindo-se que o universo é homogêneo e isotrópico, a curvatura do universo observável, ou da geometria local, está descrita em uma das três geometrias "primitivas":
- Geometria euclidiana de três dimens?es, em geral denotada por E3;
- Geometria esférica de três dimens?es com uma pequena curvatura, em geral denotada por S3;
- Geometria hiperbólica de três dimens?es com uma pequena curvatura, em geral denotada por H3.
Se o universo n?o for exatamente plano, a curvatura espacial será suficientemente próxima de zero de modo que o raio esteja aproximadamente no horizonte do universo observável, ou mais além.
Na geometria clássica euclidiana, o quinto postulado leva a estas conclus?es: por um ponto só pode passar uma reta paralela (de fato a defini??o típica de paralela é a de uma reta que nunca se encontra com outra). Disto também se conclui que a soma dos angulos internos dos triangulos é sempre = 180°.
Curvatura do universo
[editar | editar código fonte]A curvatura é uma quantidade que descreve como a geometria de um espa?o difere localmente da do espa?o plano. A curvatura de qualquer espa?o localmente isotrópico (e, portanto, de um universo localmente isotrópico) se enquadra em um dos três casos a seguir:
- Curvatura zero (plana); os angulos de um triangulo desenhado somam 180° e o teorema de Pitágoras se mantém; esse espa?o tridimensional é modelado localmente pelo espa?o euclidiano E3;
- Curvatura positiva; os angulos de um triangulo desenhado somam mais de 180°; esse espa?o tridimensional é modelado localmente por uma regi?o de uma esfera tridimensional S3;
- Curvatura negativa; os angulos de um triangulo desenhado somam menos de 180°; esse espa?o tridimensional é modelado localmente por uma regi?o de um espa?o hiperbólico H3.
Geometrias curvas est?o no domínio da geometria n?o euclidiana. Um exemplo de um espa?o curvado positivamente seria a superfície de uma esfera como a Terra. Um triangulo desenhado do equador a um polo terá pelo menos dois angulos iguais a 90°, o que torna a soma dos três angulos maior que 180°. Um exemplo de superfície curva negativa seria a forma de uma sela ou passo de montanha. Um triangulo desenhado em uma superfície de sela terá a soma dos angulos que somam menos de 180°.
A relatividade geral explica que massa e energia dobram a curvatura do espa?o-tempo e s?o usadas para determinar qual curvatura o universo possui usando um valor chamado parametro de densidade, representado por Omega (Ω). O parametro de densidade é a densidade média do universo dividida pela densidade de energia crítica, ou seja, a energia de massa necessária para que um universo seja plano. Dito de outra maneira:
- Se Ω = 1, o universo é plano;
- Se Ω > 1, há curvatura positiva;
- se Ω < 1, há curvatura negativa.
Pode-se calcular experimentalmente isso Ω para determinar a curvatura de duas maneiras. Uma é contar toda a energia de massa no universo e tomar sua densidade média e depois dividir essa média pela densidade energética crítica. Dados da sonda de anisotropia de microondas de Wilkinson (WMAP) e da sonda Planck fornecem valores para os três constituintes de toda a energia de massa do universo - massa normal (matéria bari?nica e matéria escura), partículas relativísticas (fótons e neutrinos) e energia escura ou a constante cosmológica:[13][14]
Ωmassa ≈ 0,315±0,018;
Ωrelativística ≈ 9,24×10?5;
ΩΛ ≈ 0,6817±0,0018;
Ωtotal= Ωmassa + Ωrelativística + ΩΛ= 1,00±0,02.[15]
O valor real do valor crítico da densidade é medido como ρcrítico= 9,47×10?27 kg m?3. A partir desses valores, dentro do erro experimental, o universo parece ser plano.
Outra maneira de medir Ω é fazê-lo geometricamente medindo um angulo através do universo observável. Podemos fazer isso usando o CMB e medir o espectro de potência e a anisotropia de temperatura. Para uma intui??o, pode-se imaginar encontrar uma nuvem de gás que n?o esteja em equilíbrio térmico devido a ser t?o grande que a velocidade da luz n?o pode propagar a informa??o térmica. Conhecendo essa velocidade de propaga??o, sabemos o tamanho da nuvem de gás e a distancia da nuvem de gás, temos dois lados de um triangulo e podemos determinar os angulos. Usando um método semelhante a este, o experimento BOOMERanG determinou que a soma dos angulos de 180° dentro do erro experimental, correspondendo a um Ωtotal ≈ 1,00±0,12.
Essas e outras medidas astron?micas restringem a curvatura espacial a estar muito próxima de zero, embora n?o restrinjam seu sinal. Isso significa que, embora as geometrias locais do espa?o-tempo sejam geradas pela teoria da relatividade com base em intervalos de tempo-espa?o, podemos aproximar o espa?o tridimensional pela geometria euclidiana.
O modelo de Friedmann-Lema?tre-Robertson-Walker (FLRW) usando as equa??es de Friedmann é comumente usado para modelar o universo. O modelo FLRW fornece uma curvatura do universo com base na matemática da dinamica de fluidos, ou seja, modelando a matéria dentro do universo como um fluido perfeito. Embora estrelas e estruturas de massa possam ser introduzidas em um modelo "quase FLRW", um modelo estritamente FLRW é usado para aproximar a geometria local do universo observável. Outra maneira de dizer isso é que, se todas as formas de energia escura forem ignoradas, a curvatura do universo poderá ser determinada medindo a densidade média da matéria dentro dele, assumindo que toda a matéria seja distribuída uniformemente (em vez das distor??es causadas por ' objetos densos como galáxias). Essa suposi??o é justificada pelas observa??es de que, embora o universo seja "fracamente" n?o homogêneo e anisotrópico (veja a estrutura em larga escala do cosmos), ele é, em média, homogêneo e isotrópico.
Os pesquisadores de 2019 provocaram um debate significativo entre os cosmólogos, alegando que os dados do observatório espacial de Planck sugerem que o Universo é uma esfera - n?o plana, como sugere a teoria convencional atual. Os cientistas estudaram os dados do observatório espacial de Planck alegaram que há provas de que o Universo está fechado - que ele tem a forma de uma esfera. Eles sugerem que, se iluminar duas luzes na escurid?o do espa?o, a luz acabará retornando para você por trás. Segundo os cientistas, uma discrepancia entre a concentra??o de matéria escura e energia escura e a expans?o externa faria o Universo entrar em colapso, resultando em uma esfera. O estudo também sugeriu que também existem outros problemas com a teoria dos planos. Por exemplo, os cientistas n?o conseguiram quantificar a constante de Hubble com precis?o.[16]
Ver também
[editar | editar código fonte]Referências
- ↑ Tegmark, Max (2014). Our Mathematical Universe: My Quest for the Ultimate Nature of Reality (1 ed.). Knopf. ISBN 978-0307599803.
- ↑ Wolchover, Natalie. ?What Shape Is the Universe? A New Study Suggests We've Got It All Wrong?. Quanta Magazine. Consultado em 8 de novembro de 2019
- ↑ Chandra Sees Shape of Universe During Formative, Adolescent Years - chandra.harvard.edu (em inglês)
- ↑ Neil J. Cornish and Jeffrey R. Weeks; Measuring the Shape of the Universe; NOTICES OF THE AMS; DECEMBER 1998 - www.ams.org (em inglês)
- ↑ Measurements from WMAP - map.gsfc.nasa.gov (em inglês)
- ↑ Big Bang glow hints at funnel-shaped Universe - www.newscientist.com (em inglês)
- ↑ A. J. Fennelly; The weight, shape, and speed of the universe; General Relativity and Gravitation; Volume 15, Number 5 / May, 1983; DOI 10.1007/BF00759940 www.springerlink.com (em inglês)
- ↑ A. Banerjee; et al.; Inhomogeneous perfect fluid cosmologies in (4+1) dimensions; Astrophysics and Space Science; Volume 239, Number 1 / May, 1996; DOI 10.1007/BF00653774 - www.springerlink.com (em inglês)
- ↑ Alberto A. Garcia and Steve Carlip; n-dimensional generalizations of the Friedmann–Robertson–Walker cosmology; Physics Letters B Volume 645, Issues 2-3, 8 February 2007, Pages 101-107 - www.sciencedirect.com (em inglês)
- ↑ WMAP and Dark Matter / Dark energy - map.gsfc.nasa.gov
- ↑ D. N. Spergel, et al.; Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Three Year Results: Implications for Cosmology; ApJS, 170, 377 (2007) - arxiv.org (em inglês)
- ↑ Bo Feng, et al.; An inflation model with large variations in the spectral index; hys. Rev. D 68, 103511 (2003) - prola.aps.org (em inglês)
- ↑ ?Density Parameter, Omega?. hyperphysics.phy-astr.gsu.edu. Consultado em 1 de junho de 2015
- ↑ Ade, P. A. R.; Aghanim, N.; Armitage-Caplan, C.; Arnaud, M.; Ashdown, M.; Atrio-Barandela, F.; Aumont, J.; Baccigalupi, C.; Banday, A. J.; Barreiro, R. B.; Bartlett, J. G.; Battaner, E.; Benabed, K.; Beno?t, A.; Benoit-Lévy, A.; Bernard, J.-P.; Bersanelli, M.; Bielewicz, P.; Bobin, J.; Bock, J. J.; Bonaldi, A.; Bond, J. R.; Borrill, J.; Bouchet, F. R.; Bridges, M.; Bucher, M.; Burigana, C.; Butler, R. C.; Calabrese, E.; et al. (2014). ?Planck2013 results. XVI. Cosmological parameters?. Astronomy & Astrophysics. 571: A16. Bibcode:2014A&A...571A..16P. arXiv:1303.5076
. doi:10.1051/0004-6361/201321591
- ↑ De Bernardis, P.; Ade, P. A. R.; Bock, J. J.; Bond, J. R.; Borrill, J.; Boscaleri, A.; Coble, K.; Crill, B. P.; De Gasperis, G.; Farese, P. C.; Ferreira, P. G.; Ganga, K.; Giacometti, M.; Hivon, E.; Hristov, V. V.; Iacoangeli, A.; Jaffe, A. H.; Lange, A. E.; Martinis, L.; Masi, S.; Mason, P. V.; Mauskopf, P. D.; Melchiorri, A.; Miglio, L.; Montroy, T.; Netterfield, C. B.; Pascale, E.; Piacentini, F.; Pogosyan, D.; et al. (2000). ?A flat Universe from high-resolution maps of the cosmic microwave background radiation?. Nature. 404 (6781): 955–9. Bibcode:2000Natur.404..955D. PMID 10801117. arXiv:astro-ph/0004404. doi:10.1038/35010035
- ↑ ?The universe is a sphere- not flat?. Tech Explorist (em inglês). 6 de novembro de 2019. Consultado em 8 de novembro de 2019