A Origem dos Elementos Químicos
Rogerio Rosenfeld
IFT-UNESP
Convite à Física - IFUSP
14/05/2008
60 anos de nucleossíntese
Cosmologia no século XVI
Peter Apian's Cosmographia (Antwerp, 1539)
modelo geocêntrico
Modelo heliocêntrico copernicano de
Thomas Digges (1576)
Elementos do universo (século XV)
+ quintessência
Isidore of Seville, Liber de responsione mundi (Augsburg, 1472).
Cosmologia moderna
1915- Einstein publica Teoria da Relatividade Geral
1917- Einstein aplica sua teoria para o Universo e
propõe a existência de uma constante cosmológica
1929- Hubble descobre a expansão do Universo
1998- Descoberta da expansão acelerada do Universo
O que era conhecido em 1940
• O universo está em expansão (Hubble 1929)
• O universo pode ser descrito pelo modelo de
Friedmann--Lemaitre
Friedmann
Características principais: homogeneidade, isotropia
(em relação a qualquer ponto) e expansão.
O universo tem uma história
A história do Universo
Na década de 1940 começoucomeçou-se a pensar como seria o
Universo no passado.
A década foi dominada pelo debate entre dois modelos:
• O modelo do Estado Estacionário
• O modelo do Big Bang
O modelo do Estado Estacionário
Até Einstein resistiu inicialmente à idéia de que o
Universo pudesse se alterar com o tempo!
A possibilidade de um início do Universo era
filosoficamente inaceitável para alguns.
Idéia: mesmo em expansão, o Universo sempre
parece igual.
Como: haveria criação contínua de matéria, de modo
que a densidade de galáxias não mudaria.
Consequências observacionais do modelo de
Estado Estacionário:
As propriedades do Universo (densidade de galáxias,
temperatura, etc) não mudam, ou seja, são as mesmas
hoje que no passado e no futuro.
O modelo do Big Bang
Foi desenvolvido pelo físico russo George Gamow (1904
(1904--1968)
e seus colaboradores (Alpher e Herman).
A linha de mundo de Gamow
1904: nasce em Odessa
1923--29: estudante de Física em Leningrado
1923
1929--31: visita Copenhagen e Cambridge
1929
1931--33: professor na Universidade de Leningrado
1931
1934--56: professor na Universidade George Washington
1934
1956--68: professor na Universidade de Colorado
1956
Alguns pontos de sua carreira
1928
Explicou o decaimento alfa de núcleos atômicos;
1928
Foi um dos pioneiros do modelo de gota líquida para o núcleo atômico;
1936
Descreveu, com Edward Teller, o decaimento beta induzido por spins;
1938
Estudou reações nucleares em estrelas e formação de elementos;
1939
Trabalhou com modelos de estrelas;
1948
Desenvolveu o modelo do Big Bang;
1954 Foi o primeiro a sugerir como funcionava o código genético;
1939
-1967
Escreveu muitos livros de divulgação científica.
Alguns pontos de sua carreira
1928
Explicou o decaimento alfa de núcleos atômicos;
1928
Foi um dos pioneiros do modelo de gota líquida para o núcleo atômico;
1936
Descreveu, com Edward Teller, o decaimento beta induzido por spins;
1938
Estudou reações nucleares em estrelas e formação de elementos;
1939
Trabalhou com modelos de estrelas;
1948 Desenvolveu o modelo do Big Bang; Nucleossíntese e Radiação Cósmica de Fundo
1954
Foi o primeiro a sugerir como funcionava o código genético;
1939
-1967
Escreveu muitos livros de divulgação científica.
The Mr. Tompkins Series
1939
Mr. Tompkins in Wonderland
Livros de Gamow
1944
Mr. Tompkins Explores the Atom
1953
Mr. Tompkins Learns the Facts of Life
1967
Mr. Tompkins Inside Himself
Ganhou prêmio Kalinga da UNESCO em 1956
Other Popular Writing
1940
The Birth and Death of the Sun
1941
Biography of the Earth
1947
One, Two, Three. . . Infinity: Facts and Speculations of Science
1953
The Moon
1958
Puzzle-Math
1961
Biography of Physics
1962
Gravity
1963
A Planet Called Earth
1964
A Star Called the Sun
1966
Thirty Years that Shook Physics: The Story of Quantum Theory
Science Text Books
1931
The Constitution of Atomic Nuclei and Radioactivity
1937
Structure of Atomic Nuclei and Nuclear Transformations
1947
Atomic Energy in Cosmic and Human Life
1949
Theory of Atomic Nucleus and Nuclear Energy Sources, with C.L. Critchfield
1952
The Creation of the Universe
1958
Matter, Earth & Sky, with John M. Cleveland
1960
Physics: Foundations & Frontiers
1961
The Atom and its Nucleus
My World Line : Fragments
by George Gamow
O modelo do Big Bang
O Universo está em expansão como previsto pela teoria
da relativivade geral de Einstein (Hubble, Friedmann).
Isso implica que o Universo começou no passado como
sendo uma sopa quente e densa de partículas, como
nêutrons, prótons, elétrons e fótons.
Gamow explorou as consequências desse ambiente
para a formação dos elementos químicos.
Primeira aplicação de física microscópica (nuclear)
ao macrocosmos (Universo).
Na fornalha que era o Universo primitivo ocorreram
reações nucleares (semelhantes às que ocorrem no interior do
Sol) que fabricaram os núcleos de átomos mais pesados que o
hidrogênio (nucleossíntese
(nucleossíntese).
).
Enquanto isso, em São Paulo...
Temperatura fixa!
Pessoas em São Paulo trabalhando
no assunto
Ajuste de parâmetros
Gamow partiu da hipótese de que o Universo em seus
primeiros instantes era feito de um gás de nêutrons.
nêutrons.
Os nêutrons se desintegravam em prótons e elétrons
(e neutrinos).
Nêutrons e prótons se combinavam formando núcleos
atômicos mais complexos.
Gamow chamou essa matéria primordial que formava o
Universo de ylem
ylem..
?
Robert Herman, George Gamow, and Ralph Alpher (left to right) with their bottle of YLEM, a
fanciful primordial form of matter they concocted. Today we would call it quark soup. Alpher and
Herman surreptitiously created this montage and sneaked it into a box of slides Gamow had
prepared for a talk. When it appeared on the screen, Gamow, after a moment of shock, was very
pleased. (Courtesy of Ralph Alpher.)
“in absentia”
Teoria de abg:
• universo estático
• ignoram a radiação
Trabalho completo
Ralph Alpher faleceu em 12/08/2007
"It had vast implications, but unfortunately it got very little attention," said Vera C. Rubin of Carnegie Inst.
"It's a very complicated story. He and Bob Herman did something very early and very brilliant.
There's really no other word for it. They were kind of forgotten."
Nucleossíntese
Nucleoss
íntese primordial (BBN) em 3 etapas
1) Universo primitivo: nêutrons e prótons em equilíbrio
termodinâmico
Equilíbrio termodinâmico é possível apenas para
altíssimas temperaturas:
1 segundo após o Big Bang!
T > 1010 K =1 MeV.
BBN em 3 etapas
2) Universo se expande e esfria: nêutrons e prótons
saem do equilíbrio termodinâmico
Distribuição de equilíbrio é congelada em:
  (mn  m p )  1
Nn
 
 exp
Np
TF

 7
1 nêutron para cada 7 prótons
(TF~1 MeV)
BBN em 3 etapas
3) Quando a temperatura cai para T > 109 K =0.1 MeV
nêutrons e prótons podem formar o núcleo atômico
mais simples, o deutério (pn)
(pn)..
Densidade da radiação na nucleossíntese:
 R ( nucl )  1 g/cm
3
densidade da água!
A partir da fusão de dois núcleos de deutério formaforma-se
o núcleo mais estável de hélio (2p2n)
100 segundos após o Big Bang!
Previsão aproximada de BBN
Em primeira aproximação, todos os nêutrons são
usados para formar hélio.
2 nêutrons para cada
14 prótons
1 núcleo de 4He para
cada 12 núcleos de H
fração em massa
de 4He no Universo
Y4 He
4

 0,25
4  12
A origem dos elementos
Há um conjunto de reações termonucleares que ocorrem
durante a BBN que levam à produção de outros elementos:
Na realidade mais de 40 processos
estão envolvidos na BBN. Elementos
mais pesados não são produzidos
devido à falta de elementos estáveis
de massa 5 e 8.
A origem dos elementos
O Universo se expande e esfria rapidamente, causando a
interrupção das reações termonucleares.
Fim da BBN em alguns minutos!
Os primeiros minutos do Universo
Ned Wright
A origem dos elementos
A nucleossíntese primordial (BBN) prevê a abundância
de elementos leves (hélio, deutério, lítio) a partir da
quantidade inicial de prótons e nêutrons no Universo.
densidade de prótons e nêutrons = densidade bariônica
Nucleossíntese de elementos leves:
Apenas 4% do Universo
é feito de átomos!
Resultados mais recentes de BBN e WMAP
WMAP
Problema para BBN?
E. Vangioni, IAP
CONCLUSÕES
O modelo do Big Bang, desenvolvido por
Gamow e colaboradores no final da década
de 1940, é a base da Cosmologia Moderna
Modelo Cosmológico Padrão
CONCLUSÕES
Modelo Cosmológico Padrão é apoiado
em três grandes pilares observacionais:
• Formação dos elementos leves
(BBN)
• Radiação cosmológica de fundo
(RCF)
• Formação de galáxias
CONCLUSÕES
BBN testa o Modelo Cosmológico Padrão
e a Física de Partículas Elementares
quando o Universo tinha apenas alguns
minutos! (RCF teve sua origem 400.000 anos após o Big Bang)
BBN é um importante vínculo que todo
modelo alternativo tem que satisfazer.
A radiação cósmica de fundo
O modelo do Big Bang tem como hipótese que o Universo
evoluiu a partir de um estado extremamente quente e denso
denso..
À medida que o Universo se expande com o tempo, ele se
resfria e dilui
dilui..
Portanto, o modelo prevê a existência de um “calorzinho
“calorzinho”” hoje
que é o resquício das altas temperaturas no passado!
1ª previsão da temperatura de
radiação cósmica de fundo!
Descoberta em 1965 por
Penzias e Wilson
(pr
prêmio
êmio Nobel em 1978)
1978).
Wilson and Penzias with their historic
horned antenna at Crawford Hill, N.J.
Radiação Cósmica de Fundo (1990)
The Nobel Prize in Physics 2006
"for their discovery of the blackbody form and anisotropy of the
cosmic microwave background radiation"
Cosmic Background Explorer (COBE)
John C. Mather
NASA Goddard Space Flight Center
Greenbelt, MD, USA
b. 1946
George F. Smoot
University of California
Berkeley, CA, USA
b. 1945
The Nobel Prize in Physics 2006
"for their discovery of the blackbody form and anisotropy of the
cosmic microwave background radiation"
COBE was launched using its own rocket on 18 November 1989.
The first results were received after nine minutes of observations:
COBE had registered a perfect blackbody spectrum.
The success of COBE was the outcome of prodigious team work involving more than
1,000 researchers, engineers and other participants.
John Mather coordinated the entire process and also had primary responsibility for the
experiment that revealed the blackbody form of the microwave background radiation
measured by COBE.
George Smoot had main responsibility for measuring the small variations in the
temperature of the radiation.
Estimativa da temperatura da radiação
cósmica de fundo
Durante a expansão do Universo, as densidades de matéria
e radiação mudam no tempo mas temos que:
4

3
 M   R  constante
Densidade de matéria
Densidade de radiação
[ A densidade da radiação está relacionada com a
quarta potência da temperatura]
Estimativa da temperatura da radiação de fundo
Vamos considerar dois momentos na história do Universo:
hoje e na época da nucleossíntese.
4

3
4

3
 M ( hoje )   R ( hoje )   M ( nucl )   R ( nucl )
Densidade média da matéria hoje (Hubble):
 M ( hoje )  10
30
g/cm
3
Densidade da radiação na nucleossíntese:
 R ( nucl )  1 g/cm
3
densidade da água!
Corresponde a uma temperatura de 109 K.
Densidade da matéria na nucleossíntese:
6
 M ( nucl )  10 g/cm
3
Podemos então encontrar a densidade da
radiação hoje :
 R ( hoje )  10
32
g/cm
3
Corresponde a uma temperatura de 5 K.
A origem das galáxias
Gamow foi um dos primeiros a pensar em como as galáxias
podem ser formadas a partir do ylem inicial.
Ele percebeu que o mecanismo de instabilidade gravitacional
do sistema só começaria a operar quando a densidade da
matéria fosse maior que a densidade de radiação.
Ele estimou o tamanho de galáxias usando física fundamental.
A origem das galáxias
Muitos avanços nos cálculos e simulações da formação de
galáxias realizados desde 1949.
Em junho de 2005, publicada a Millenium Simulation:
Pilares do Modelo do Big Bang
• Formação dos elementos leves
(nucleossíntese)
• Radiação cosmológica de fundo
• Formação de galáxias
Debate Estado Estacionário x Big Bang
Havia um problema então com o modelo do Big Bang na
década de 1940: previa uma idade do universo relativamente
pequena.
Não havia sido detectada a radiação cosmológica de fundo
e não havia simulações de formação de galáxias.
Como calcular a idade do Universo
Lei de Hubble:
V=Hd
Expansão uniforme: todas as galáxias estava juntas
em um instante no passado dado por:
t = 1/H
Como calcular a idade do Universo
Medidas de Hubble usadas por Gamow:
H  1,8 10
17
1/ s
Resultando em uma idade do Universo de
t = 1/H = 1,8 bilhões de anos
Medidas recentes da
constante de Hubble
t = 1/H = 14 bilhões de anos
CONCLUSÕES
Big Bang, desenvolvido por Gamow e
colaboradores, é a base da Cosmologia
Moderna = Modelo Cosmológico Padrão
• Formação dos elementos leves
(nucleossíntese)
• Radiação cosmológica de fundo
• Formação de galáxias
Modelo cosmológico padrão
Geometria
Space tells matter
how to move
(J.A. Wheeler)
Matéria/Energia/Pressão
Matter tells space
how to curve
Kolb
Expansão do universo