Resultados do Projeto Boomerang
Os modelos de
Aleksander Friedmann (1888-1925) e Georges-Henri Édouard
Lemaître (1894-1966)
do Big Bang são
perfeitamente homegeneos e isotrópicos, como o Universo
em grande escala, mas não explicam como as galáxias
e suas estrelas se formaram. A hipótese mais aceita é
que as estruturas se formaram por instabilidade gravitacional de
pequenas irregularidades existentes na distribuição
de matéria e energia inicial. Uma pequena região
do Universo um pouco mais densa do que a méadia
atrai o material que a circunda, amplificando a
diferença, e formando uma região muito
mais densa, auto-sustentável pelas forças
gravitacionais. Quanto mais massa houver no Universo, mas
rápido a diferença se acentua.
Em um artigo publicado por Paolo de Bernardis e colaboradores no
volume 404, de 27 de abril de 2000 da Nature,
foram apresentadas as observações
do projeto
BOOMERAnG (Ballon Observations of Millimetric Extragalactic
Radiation and Geomagnetics) durante um vôo de 259 horas
de duração feito em dezembro de 1998
sobre a Antártica. A análise de parte destes dados levou
a conclusão de que a Radiação do Fundo
do Universo apresenta flutuações de (69±8) micro Kelvins
em escalas espaciais de (0,91±0,03) °, sobre a média de 2,73 K.
Este tipo de flutuações já tinha sido detectado
em 1992 pelo COBE, mas como sua resolução espacial era
de 7°, o COBE não pode analisar a escala.
As observações apresentados no primeiro quadro, quando comparadas com modelos,
indicam que a razão da densidade de matéria e energia
do Universo em relação à crítica
está (W=
r/rcrítico)
entre 0,88 e 1,12, com 95% de precisão.
O segundo quadro, de 2001, é ainda mais restringente,
r/rcrítico
está entre 0,98 e 1,03.
Se o Universo fosse aberto, a escala de flutuação deveria ser bem menor.
A densidade crítica é a densidade necessária
para que a gravidade consiga diminuir a expansão
muito vagarosamente, chegando a raio infinito com velocidade
zero.
Como o modelo inflacionário prediz que esta razão
deve ser 1, isto é, que o Universo é euclidiano
(plano em tres dimensões) e não curvo, os
dados são consistentes com este modelo.
Portanto, o Universo se expandirá para sempre.
Tendo em vista que as abundâncias de hélio e
deutério observadas no Universo, assim como
a luminosidade das supernovas com alto avermelhamento (redshifts),
não permitem que a densidade de matéria
bariônica [composta principalmente de prótons e
nêtrons (e elétrons)] seja maior do que 0,3
da densidade crítica, a densidade
equivalente à constante cosmológica
deve ser tal que a soma seja igual a 1.
A constante cosmológica é equivalente
à energia do vácuo e causa uma
repulsão entre as partículas, nunca medida
na prática.
Os modelos com baixa densidade total predizem
flutuações na radiação
do fundo do Universo muito maiores do que as observadas.
Em abril de 2001, o projeto Boomerang
publicou nova análise dos dados
(Netterfield, C. B.; Ade, P. A. R.; Bock, J. J.;
Bond, J. R.; Borrill, J.; Boscaleri, A.; Coble, K.;
Contaldi, C. R.; Crill, B. P.; de Bernardis, P.;
Farese, P.; Ganga, K.; Giacometti, M.; Hivon, E.;
Hristov, V. V.; Iacoangeli, A.; Jaffe, A. H.;
Jones, W. C.; Lange, A. E.; Martinis, L.;
Masi, S.; Mason, P.; Mauskopf, P. D.;
Melchiorri, A.; Montroy, T.; Pascale, E.;
Piacentini, F.; Pogosyan, D.; Pongetti, F.;
Prunet, S.; Romeo, G.; Ruhl, J. E.; Scaramuzzi, F., 2002,
Astrophysical Journal, 571, 604)
que mediram 1,8% do céu, e concluíram que:
- a matéria bariônica só
representa 3% da energia total,
- a energia total está entre 0,98 e 1,03 da energia crítica e
- a energia de repulsão está entre
0,52 e 0,68 da energia crítica.
Com estes resultados, a idade do
Universo está entre 14 e 16,2 Ganos.
O satélite MAP
(Microwave Anisotripy Probe) foi lançado em
30 de junho de 2001 e, com uma resolução de 0,3° e uma sensibilidade de
20 micro Kelvins,
está fazendo uma medida muito mais detalhada de todo o céu.
Os primeiros dados foram
publicados em fevereiro de 2003.
Corrigindo a magnitude total pela forma da curva de luz, as
supernovas tipo Ia, que são oriundas da explosão de uma estrela
anã branca que acreta matéria de uma estrela companheira,
passando da massa máxima de Chandrasekhar, são consideradas
padrões de luminosidade (M
Bmax=-18.97).
As estrelas mais distantes parecem
estar mais fracas do que deveriam se a magnitude fosse igual
a das estrelas mais próximas.
Variação do brilho da SN1987A com o tempo.
Seqüência de fotos da SN1997CJ, separadas de uma semama cada, mostrando
que o brilho diminui com o tempo.
Fotos antes e depois da explosão da SN1997CK, que está a 8 bilhões de anos-luz da Terra, e está se movendo a 60% da velocidade da luz.
2dF
Cosmologia
Astronomia e Astrofísica
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Modificada em 30 abril 2003