Cronologia do Universo

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Esta cronologia do Universo ou cronologia do Big Bang descreve os eventos ocorridos no passado e ocorriam no futuro do Universo, segundo a Teoria do Big Bang, ao tempo em que utiliza os parâmetros de tempo astronômico e as coordenadas da expansão dos astros. Observações sugerem que o Universo, tal como atualmente é conhecido pela Humanidade, teve seu começo ao redor de 13,73 (± 0,12) bilhões (ou mil milhões em Portugal) de anos atrás[1] . Desde então a evolução do Universo atravessou 3 fases: O Universo primordial, ainda pouco compreendido, em que havia uma gama de partículas que somente podem ser reproduzidas mediante os complexos aceleradores e que surgiram logo após o Big Bang, cujos detalhes são apenas teóricos.

História do Universo - as ondas gravitacionais são a hipótese de surgir a partir de inflação cósmica, um mais rápido do que a luz da expansão logo após o Big Bang. (17 de março de 2014).[2] [3] [4]

Após este momento, no Universo inicial, sua evolução processou-se de acordo com teorias conhecidas pela Física de partículas. Foi neste momento que os primeiros prótons, elétrons e nêutrons se uniram, formando núcleos e, finalmente, átomos. Com a formação do hidrogênio neutro, foi emitida a radiação cósmica de fundo em micro-ondas.

Finalmente, a época de formação das estruturas celestes teve início, com o surgimento dos primeiros quasares e primeiras estrelas, e depois das galáxias, grupos de galáxias e super-grupos de galáxias formaram-se, conhecida pela força de expansão que faz se distanciem do ponto inicial.

O futuro do Universo não é algo solidamente conhecido, mas teorizações são feitas, sendo a mais destacada na atualidade (2008) a Big Rip ("Grande Rasgo" ou infinita fragmentação, dissociação e dissipação de toda a matéria em todos os seus níveis de organização), o Big Crunch, Big Bounce, universo oscilante e outros modelos cíclicos com suas futuras contrações e reinícios de processos de expansão. Dentro de um determinado aspecto, sempre é considerada como certa a morte térmica do universo, ou sua crescente entropia até o total esfriamento, ou ainda um esfriamento extremo, dentro dos modelos cíclicos.

Períodos iniciais do Universo[editar | editar código-fonte]

Toda a compreensão que se tem do começo do Universo (Cosmogonia), é especulativa. Nenhum acelerador de partículas atualmente existente possui energia suficiente para provar com certeza aquilo que possa ter ocorrido neste período. Os cenários são completamente diferentes. Algumas das teorias existentes são a de Hartle-Hawking, a teoria das cordas, expansão das partículas, cosmologia das cordas de gás, e a teoria Wielkiej Kraksy (Universo ekpyrótico). Algumas dessas teorias são associadas, outras não.

A Era de Planck[editar | editar código-fonte]

Até 10-43 segundos após o Big Bang

Se supersimetria está correta, então neste tempo as quatro forças fundamentais – eletromagnetismo, força nuclear fraca, força nuclear forte e gravidade – todas teriam a mesma intensidade, então elas possivelmente eram unificadas em uma única força fundamental. Pequeno é nosso conhecimento sobre esta era, embora diferentes teorias façam diferentes predições. A teoria de Einstein da relatividade geral prediz um singularidade gravitacional antes deste tempo, mas sob estas condições se espera que a teoria sofra uma queda de suas leis devido a efeitos quânticos. Físicos esperam que teorias propostas de gravidade quântica, tais como a teoria das cordas e a gravidade quântica em loop, irão eventualmente conduzir a um melhor entendimento desta era.

A Era da Grande Unificação[editar | editar código-fonte]

Entre 10-43 segundos e 10-36 segundos após o Big Bang[5]

Com a expansão do universo e resfriamento da época Planck, a gravidade começou a separação da interações de gauge fundamentais: o eletromagnetismo e as forças nucleares forte e fraca. A Física nesta escala pode ser descrita por uma grande teoria da unificação na qual a teoria de gauge do modelo padrão esteja embutida num grupo maior, que é dividido para produzir as forças observadas na natureza. Eventualmente, a grande unificação foi quebrada, separando-se a força nuclear forte da força eletrofraca. Isto, então, deve ter produzido os monopólos magnéticos.

A Era Eletrofraca[editar | editar código-fonte]

Entre 10-36 segundos e 10-32 segundos após o Big Bang[5]

A temperatura do universo é alta o suficiente para fundir eletromagnetismo e a interação fraca em uma única interação eletrofraca. Interações de partículas são suficientemente energéticas para criar um grande número de partículas exóticas, incluindo bósons W e Z e bóson de Higgss.

A Era Inflacionária[editar | editar código-fonte]

Entre 10-32 segundos e (?) segundos após o Big Bang

A temperatura e, portanto, o tempo, no qual ocorre a inflação cósmica não é conhecido com certeza. Durante a inflação, o universo é achatada e o universo entra em um fase de rápida expansão homogênea e isotrópica em que as sementes da formação da estrutura são fixadas na forma de um espectro primordial de quase-flutuações de escala invariante. Alguma energia dos fótons torna-se virtuais quarks e híperons, mas estas partículas rapidamente em caimento. Um cenário sugere que, antes de inflação cósmica, o universo era frio e vazio, e o imenso calor e energia associada com as fases iniciais do Big Bang foi criada através da mudança de fase associada com o fim da inflação. Este rápido aumento da expansão das dimensões lineares do início do universo por um factor de pelo menos 1026 (e possivelmente um factor muito maior), e assim o seu volume aumentado por um factor de pelo menos 1078.

A expansão é pensado para ter sido desencadeada pela transição de fase que marcou o final do precedente era da grande unificação em aproximadamente 10−36 segundos após o Big Bang. Um dos produtos teóricos desta transição de fase foi um campo escalar chamado o campo ínflaton. Como este campo se estabeleceram em seu estado de energia mais baixo em todo o universo, é gerada uma força repulsiva que levou a uma rápida expansão do espaço. Esta expansão explica várias propriedades do universo atual que são difíceis de explicar sem uma época tão inflacionária.

Não se sabe exatamente quando a época terminou inflacionária, mas acredita-se ter sido entre 10−33 and 10−32 segundos após o Big Bang. A rápida expansão do espaço fez com que as partículas elementares que restaram da época grandiosa unificação foram agora distribuídos muito fina em todo o universo. No entanto, o enorme potencial energético do campo a inflação foi lançado no final da época inflacionária, repovoar o universo com um denso, mistura quente de quarks, anti-quarks e glúons como ele entrou na era eletrofraca.

Em 17 de março de 2014, os astrofísicos do BICEP2 colaboração anunciou a detecção de inflacionários de ondas gravitacionais no modo B no espectro de potência, fornecendo a primeira evidência experimental clara para a inflação cosmológica e o Big Bang.[2] [3] [4] [6] [7] No entanto, em 19 de junho de 2014, reduzido a confiança em confirmar as inflação cósmica descobertas foi relatado.[8] [9] [10]

Reaquecimento[editar | editar código-fonte]

Durante o reaquecimento, a expansão exponencial que ocorreu durante a inflação cessa e a energia potencial do campo ínflaton decai para um quente, plasma de partículas relativistas. Se a grande unificação é uma característica do nosso universo, então a inflação cósmica deve ocorrer durante ou após a grande unificação da simetria é quebrada, caso contrário, monopólos magnéticos seria visto no universo visível. Neste ponto, o universo é dominado pela radiação; quarks, elétrons e forma neutrinos.

Bariogénese[editar | editar código-fonte]

Não há conhecimento na física que pode explicar o fato de há tantos mais bariões no universo do que antibariões. Para isto de ser explicado, as condições Sakharov deve ser cumprida em algum momento após a inflação. Há indícios de que isso é possível na física conhecida e de estudar as grandes teorias unificadas, mas a imagem completa não é conhecido.

O Universo primitivo[editar | editar código-fonte]

História cósmica.

Após extremidades da inflação cósmica, o universo é preenchido com um plasma quark-glúon. Deste ponto em diante a física do Universo primordial é melhor compreendido, e menos especulado.

Ruptura de supersimetria[editar | editar código-fonte]

Se supersimetria é uma propriedade do nosso universo, então ele deve ser quebrado em uma energia tão baixa quanto 1 TeV, a escala de simetria eletrofraca. As massas das partículas e suas S-partículas, deixará então de ser igual, o que poderia explicar por que razão não há superparceiros de partículas conhecidas que já foram observados.

A Era Quark[editar | editar código-fonte]

Entre 10-12 segundos e 10-6 segundos após o Big Bang

Em força eletrofraca de simetria, no final da era eletrofraca, todas as partículas são acreditadas para adquirir uma massa através do mecanismo de Higgs, em que o Higgs adquire uma valor esperado vácuo. As interações fundamentais de gravitação, eletromagnetismo, interação forte e interação fraca já tomaram suas formas atuais, mas a temperatura do universo é ainda demasiado elevado para permitir que os quarks se ligar em hádrons.

A Era de Hádron[editar | editar código-fonte]

Entre 10-6 segundos e 1 segundo após o Big Bang

O plasma quark- glúon que compõe o universo resfria até que hádrons, incluindo bárions, como prótons e nêutrons, podem formar. Em cerca de 1 segundo após o Big Bang e começar dissociar os neutrinos de viajar livremente pelo espaço. Este fundo cósmico de neutrinos, enquanto improvável que alguma vez ser observado em detalhes, é análogo a radiação cósmica de fundo que foi emitido muito mais tarde.

A Era de Lépton[editar | editar código-fonte]

Entre 1 segundo e 3 segundos após o Big Bang

A maioria dos hádrons e anti-hádrons aniquilar uns aos outros no final da era de hádron, deixando léptons e anti-léptons dominando a massa do universo. Aproximadamente 3 segundos após o Big Bang a temperatura do universo cai até ao ponto em que os novos pares de léptons/anti-léptons não são criados e a maioria dos léptons e anti-léptons são eliminados em reações de aniquilação, deixando um pequeno resíduo de léptons.

A Era de Fóton[editar | editar código-fonte]

Entre 3 segundos e 380 mil anos após o Big Bang

Depois de a maioria dos léptons e anti-léptons são aniquilados no final da era de lépton, as energia do universo é dominado por fótons. Estes fótons ainda estão interagindo com frequência com prótons, elétrons e (eventualmente) núcleos, e continuam a fazê-lo para os próximos 300.000 anos.

Nucleossíntese primordial[editar | editar código-fonte]

Entre 100 segundo e 300 segundos após o Big Bang

Durante a era de fóton, a temperatura do universo cai até ao ponto em que os núcleos atómicos podem começar a formar. Prótons (íons de hidrogênio) e nêutrons começam a combinar em núcleos atômicos no processo de fusão nuclear. No entanto, nucleossíntese dura apenas cerca de três minutos, após o que a temperatura e densidade do universo caiu para o ponto onde a fusão nuclear não pode continuar. Neste momento, há cerca de três vezes mais íons de hidrogênio do que os núcleos hélio-4 e apenas quantidades vestigiais de outros núcleos.

Dominação da matéria[editar | editar código-fonte]

70.000 anos após o Big Bang

Neste momento, as densidades de matéria não-relativista (núcleos atómicos) e radiação relativista (fótons) são iguais. O comprimento de Jeans, que determina as menores estruturas que podem formar (devido à concorrência entre a atração gravitacional e efeitos de pressão), começa a cair e perturbações, em vez de ser dizimado por radiação livre-transmissão, que pode começar a crescer em amplitude.

Recombinação[editar | editar código-fonte]

300.000 anos após o Big Bang

Os atámos de Hidrogênio e hélio começam a se formar e a densidade do universo cai. Durante a recombinação ocorre dissociação, fazendo com que os fótons a evoluir de forma independente a partir da matéria. Mais importante, isso significa que os fótons que compõem o radiação cósmica de fundo são um retrato do universo durante essa época.

WMAP, os dados mostra as variações de fundo de microondas de radiação em todo o Universo a partir da nossa perspectiva, embora as variações reais são muito mais suaves do que o diagrama sugere.

Idade das Trevas[editar | editar código-fonte]

Nesta era, muito poucos átomos são ionizados, então a única radiação emitida é a 21 centímetros de spin linha de hidrogénio neutro. Existe atualmente um esforço observacional em curso para detectar essa radiação profunda, como é, em princípio, uma ferramenta ainda mais poderosa do que a radiação cósmica de fundo para o estudo do universo primordial.

Era Habitável[editar | editar código-fonte]

A química da vida pode ter começado logo após o Big Bang, 13,8 bilhões anos atrás, durante uma era habitável quando o Universo tinha apenas 10-17000000 anos de idade.

Formação da estrutura[editar | editar código-fonte]

Os Hubble Ultra Deep Fields, muitas vezes mostram galáxias de uma época antiga que nos dizem que o início da era da Estelífera como foi formada.
Outra imagem do Hubble mostra uma galáxia infantil se formando nas proximidades, o que significa isto aconteceu muito recentemente na escala de tempo cosmológica. Esta é uma evidência de que o Universo não está ainda terminada ainda com a formação de galáxias.

Formação da estrutura no modelo do Big Bang procede de forma hierárquica, com estruturas menores formando antes de os maiores. As primeiras estruturas a formam são quasares, que são pensadas ​​como ser brilhantes, começando como galáxias ativas e estrelas populacionais III. Antes dessa época, a evolução do universo poderia ser entendido através cosmológica teoria de perturbações lineares, ou seja, todas as estruturas poderia ser entendido como pequenos desvios de um universo homogêneo perfeito. Este é computacionalmente relativamente fácil de estudar. Neste ponto, as estruturas não-lineares começam a se formar, e o problema computacional torna-se muito mais difícil, envolvendo, por exemplo, simulação N-bodys com partículas.

Reionização[editar | editar código-fonte]

Os primeiros quasares formam a partir de colapso gravitacional. A intensa radiação que emitem reionização ao universo circundante. Deste ponto em diante, a maior parte do universo é composto de plasma.

Formação das estrelas[editar | editar código-fonte]

As primeiras estrelas, mais provável que as estrelas da população III, forma e iniciar o processo de transformar os elementos leves que foram formados no Big Bang (hidrogénio, hélio e lítio) em elementos mais pesados​​. No entanto, como ainda não houve população de estrelas III observadas, e compreensão deles está baseada em modelos computacionais da sua formação e evolução. Felizmente observações da radiação cósmica de fundo de microondas pode ser usado para data em que a formação de estrelas começou a sério. Análise de tais observações feitas pelo telescópio Planck da Agência Espacial Europeia, como relatado pela BBC News no início de fevereiro de 2015, conclui que a primeira geração de estrelas se iluminou 560,000 mil anos após o Big Bang.[11] [12]

Formação das galáxias[editar | editar código-fonte]

Colapso de grandes volumes de matéria, para formar uma galáxia. População de estrelas II são formadas no início desse processo, com a população de estrelas I se formaram mais tarde.

Formação dos grupos, aglomerados e superaglomerados[editar | editar código-fonte]

Atração gravitacional puxa galáxias em relação uns aos outros para formar grupos, aglomerados e superaglomerados.

Formação do Sistema Solar[editar | editar código-fonte]

8.000 milhões de ano após o Big Bang

Finalmente, objetos da nossa escala, se formar o Sistema Solar. Nosso Sol é uma estrela de geração jovem, incorporando os restos de muitas gerações de estrelas anteriores, e formou aproximadamente 5 bilhões de anos, ou cerca de 8-9000000000 anos após o Big Bang.

Hoje[editar | editar código-fonte]

13,7 bilhões de ano após o Big Bang

O melhor de dados atuais estima a idade do universo hoje como 13,7 bilhões anos desde o Big Bang. Uma vez que a expansão do universo parece estar se acelerando, superaglomerados são provavelmente as maiores estruturas que nunca irão formar no universo. A atual expansão acelerada impede quaisquer estruturas mais inflacionárias que entram no horizonte e impede novas estruturas gravitacionalmente ligadas pela formação.


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Referências

  1. Planck collaboration. (2013). "Planck 2013 results. XVI. Cosmological parameters". Submitted to Astronomy & Astrophysics 571: A16. DOI:10.1051/0004-6361/201321591. Bibcode2014A&A...571A..16P.
  2. a b BICEP2 2014 Results Release National Science Foundation (17 de março de 2014). Visitado em 18 de março de 2014.
  3. a b Clavin, Whitney (17 de março de 2014). NASA Technology Views Birth of the Universe NASA. Visitado em 17 de março de 2014.
  4. a b Overbye, Dennis. "Detection of Waves in Space Buttresses Landmark Theory of Big Bang", The New York Times, 17 de março de 2014. Página visitada em 17 de março de 2014.
  5. a b Ryden B: "Introduction to Cosmology", pg. 196 Addison-Wesley 2003
  6. (17 de março de 2014) "BICEP2 I: Detection of B-mode Polarization at Degree Angular Scales" (PDF). DOI:10.1103/PhysRevLett.112.241101. Bibcode2014PhRvL.112x1101A.
  7. Woit, Peter (13 de maio de 2014). BICEP2 News Not Even Wrong Columbia University. Visitado em 19 de janeiro de 2014.
  8. Overbye, Dennis. "Astronomers Hedge on Big Bang Detection Claim", New York Times, 19 de junho de 2014. Página visitada em 20 de junho de 2014.
  9. Amos, Jonathan. "Cosmic inflation: Confidence lowered for Big Bang signal", BBC News, 19 de Junho de 2014. Página visitada em 20 de junho de 2014.
  10. Ade, P.A.R. et al. (BICEP2 Collaboration). (19 June 2014). "Detection of B-Mode Polarization at Degree Angular Scales by BICEP2" (PDF). Physical Review Letters 112. DOI:10.1103/PhysRevLett.112.241101. PMID 24996078. Bibcode2014PhRvL.112x1101A.
  11. Ferreting Out The First Stars; physorg.com
  12. [1]

Ver também[editar | editar código-fonte]

Ligações externas[editar | editar código-fonte]