Expansão métrica do espaço

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A expansão métrica do espaço ou expansão métrica do universo é uma peça chave da ciência atual para compreender o Universo, através da qual o próprio espaço-tempo é descrito por um métrica que relaciona-se com o tempo de tal maneira que as dimensões espaciais parecem crescer ou estender-se à medida que o Universo envelhece. Explica como se expande o Universo no modelo do Big Bang, uma característica de nosso Universo suportada por todos os experimentos e observações cosmológicas, cálculos astrofísicos e medidas até agora. A métrica que descreve formalmente a expansão no modelo padrão do Big Bang designa-se como Métrica de Friedman-Lemaître-Robertson-Walker ou Modelo FLRW.

A expansão do espaço é conceitualmente diferente de outros tipos de expansões e explosões que são vistas na natureza. Nossa compreensão do "cenário do Universo" (o espaço-tempo) necessita que o espaço, o tempo e a distância não sejam absolutos, senão que são obtidos a partir de uma métrica que pode modificar-se. Na métrica de expansão do espaço, mais que objetos num espaço fixo distribuindo-se até o vazio, é o espaço que contém os objetos e que está modificando-se propriamente falando. É como se os objetos não se movessem por si mesmos, é o espaço que está "crescendo" de alguma maneira entre eles.

[editar] Introdução

A expansão do Universo avança em todas as direções determinada pela constante de Hubble atual. Entretanto, a constante de Hubble pode ter mudado no passado e pode mudar no futuro dependendo do valor observado do parâmetro de densidade (Ω). Antes do descobrimento da energia escura, se cria que o Universo estava dominado pela matéria e asim Ω neste gráfico se corresponde com a relação da densidade de matéria com a densidade crítica (Ω_m).

Uma métrica define como se pode medir uma distância entre dois pontos próximos no espaço, em temos das coordenadas destes pontos. Um sistema de coordenadas relaciona pontos em um espaço (de qualquer número de dimensões) assinalando números únicos conhecidos como coordenadas, a cada ponto. A métrica é então uma fórmula que converte as coordenadas dos pontos em distâncias.

Por exemplo, considerando a medida da distância entre dois lugares na superfície da Terra. Este é um exemplo familiar característico de uma geometria não euclidiana. Devido a que a superfície da Terra seja bidimensional, os pontos na superfície da Terra se podem especificar mediante duas coordenadas, por exemplo, a latitude e a longitude. A especificação de uma métrica requer que primeiro se especifique as coordenadas utilizadas. Em nosso exemplo característico da superfície da Terra, podemos eleger qualquer tipo de sistema de coordenadas, por exemplo latitude e longitude ou coordenadas cartesianas (X-Y-Z). Uma vez que temos eleito um sistema de coordenadas específico, o valor numérico das coordenadas de dois pontos quaisquer são determinados de forma unívoca e, baseando-se nas propriedades do espaço sobre o que se está discutindo, a métrica apropriada também se estabelece matematicamente. Na superfície curva da Terra, podemos ver este efeito em vôos longos percorridos onde a distância entre dois pontos é medida baseando-se em um grande círculo e não ao longo da linha reta que passa através da Terra. Em teoria há sempre um efeito devido a esta curvatura, inclusive para pequenas distâncias, mas na prática para lugares "próximos", a curvatura da Terra é tão pequena que é desprezível para distâncias curtas.

Os pontos na superfície da Terra se podem especificar dando duas coordenadas. Devido a que o espaço-tempo tem quatro dimensões, temos que especificar os pontos neste dado espaço-tempo dando quatro coordenadas. As coordenadas mais convenientes em cosmologia se chamam coordenadas comóveis. Devido a que o espaço parece ser euclidianas, em grandes distâncias se podem especificar as coordenadas espaciais em termos de x, y, z, ainda que outras alternativas como as coordenadas esféricas são utilizadas habitualmente. A quarta coordenada necessária é o tempo, que se especifica nas coordenadas comóveis como o tempo cosmológico. A métrica do espaço a partir das observações, parece ser euclidiana a grande escala. O mesmo não se pode dizer da métrica do espaço-tempo, entretanto. A natureza não-euclidiana do espaço-tempo se manifesta pelo fato de que a distância entre pontos com coordenadas constantes cresce com o tempo, mais que permanecem constantes.

Tecnicamente, a expansão métrica do espaço é uma característica de muitas soluções das equações de campo de Einstein da relatividade geral e a distância se mede utilizando o intervalo de Lorentz. Esta explicação teórica proporciona uma explicação clara observacional da lei de Hubble que indica que as galáxias mais distantes de nós parecem estar se afastando mais depressa que as galáxias que estão mais próximas. Em espaços que se expandem, a métrica modifica-se com o tempo de uma forma que causa com que as distancias pareçam maiores em momentos posteriores, de tal maneira que em nosso Universo do Big Bang, observamos fenômenos associados com a expansão métrica do espaço. Se vivessemos em um espaço que se contrai (um Universo do Big Crunch) observaríamos fenômenos associados com uma métrica de contração do espaço.

Os primeiros modelos relativistas predizeram que um Universo que era dinâmico e continha matéria gravitacional ordinária se contriria mais que expandiria. A primeira proposta de Einstein para uma solução a este problema incluia adicinar uma constante cosmológica em suas teorias para balancear a contração e obter uma solução estática para o Universo. Mas em 1922 Alexander Friedmann apresentou suas famosas equações de Friedmann, demonstrando que o Universo poderia se expandir e apresentando a velocidade de expansão para este caso. ^[1] As observações de Edwin Hubble em 1929 confirmaram que as galáxias distantes estavam todas afastando-se de nós pelo que os cientistas aceitaram que o Universo estava se expandindo. Até os desenvolvimentos teóricos dos anos 1980 ninguém teve uma explicação de porque era assim, mas com o desenvolvimento dos modelos de inflação cósmica, a expansão do Universo se converteu em uma característica geral resultante do falso vácuo. Por conseguinte, a pergunta de "por que está o Universo se expandindo?" é agora contestada compreendendo-se os detalhes do processo de decomposição da inflação que ocorreu nos primeiros 10⁻³² segundos de existência de nosso Universo. Se sugere que neste momento a própria métrica modificou-se exponencialmente, causando com que o espaço se modificasse de algo menor que um átomo para uns 100 milhões anos luz.

[editar] Medição de distâncias

Na expansão do espaço, a distância é uma quantidade dinâmica que altera-se com o tempo. Há várias formas diferentes de definir distâncias em cosmologia, conhecidas como medidas de distância, mas a mais comum é a distância comóvel.

A métrica só define a distância entre pontos próximos. Para definir a distância entre pontos distantes arbitrariamente, tem-se que especificar dois parâmetros: os pontos e uma curva específica que os conecte. A distância entre os pontos se pode obter encontrando a longitude desta curva de conexão. A distância comóvel define esta curva de conexão como uma curva de tempo cosmológico constante. Operacionalmente, as distâncias comóveis não podem ser diretamente medidas por um simples observador com as limitações da Terra. Para determinar a distância de objetos distantes, os astrônomos geralmente medem a luminosidade de vela padrão ou o fator de deslocamento para o vermelho z de galáxias distantes e então convertem estas medidas em distâncias baseadas em alguns modelos particulares de espaço-tempo, como o Modelo Lambda-CDM.

[editar] Provas observacionais

Até o ano 2000 os cientistas ainda não possuiam todas as peças de provas observacionais diretas para confirmar a métrica de expansão do Universo. Entretanto, antes do descobrimento desta prova, os cosmólogos teóricos consideraram que a métrica de expansão do espaço era uma característica provável do Universo, baseada no que eles supõem ser um pequeno número de princípios razoáveis na modelagem do Universo. Os mais importantes são:

• o princípio cosmológico que exige que o Universo pareça o mesmo em todas as direções (isotrópico) e tenha aproximadamente a mesma mistura suave de material (homogêneo).
• o princípio coperniciano que exige que não exista um lugar no Universo preferencial (ou seja, o Universo não tem "ponto de partida").

Em vários graus, os cosmólogos têm descoberto provas suportando estas suposições, além das observações diretas da expansão do espaço. Hoje, a métrica de expansão do espaço é considerada pelos cosmólogos como uma característica observada, baseando-se em que ainda que não se possa ver diretamente, as propriedades do Universo que os cientistas têm provado e que podem ser observadas proporcionam uma confirmação convincente. As fontes da confirmação são:

• Edwin Hubble demonstrou que todas as galáxias e objetos astronômicos distantes estão se afastando do nós (lei de Hubble) como previa uma expansão universal.^[2] Utilizando o deslocamento para o vermelho de seu espectro eletromagnético para estimar a distância e a velocidade de objetos remotos no espaço, demostrou que todos os objetos estavam se afastando de nós e que sua velocidade é proporcional a sua distância, uma característica da métrica de expansão. Estudos posteriores vieram a demonstrar que a expansão era extremamente isotrópica e homogênea, ou seja, não parece ter um ponto especial como "centro", mas parece Universal e independente de qualquer ponto central fixo.

• Em estudos da estrutura em grande escala do universo tomados de medições do deslocamento para o vermelho se descobriu o chamado "Final da Grandeza" nas maiores escalas do Universo. Até que estas escalas fossem verificadas, o Universo parecia "grumoso" com grupos de cúmulos galácticos e supercúmulos e filamentos que tinham qualquer característica exceto ser isotrópicos e homogêneos. Esta grumosidade desaparece em uma distribuição harmoniosa de galáxias nas maiores escalas da mesma maneira que um quadro de Jackson Pollock parece grumoso de perto, mas mais regular à distância e por completo.

• A distribuição isotrópica através do céu de erupções de raios gama distantes e supernovas é outra confirmação do Princípio Cosmológico.

• O Princípio Coperniciano só foi realmente comprovado em escala cosmológica por medições dos efeitos da radiação cósmica de fundo de microondas na dinâmica de sistemas astrofísicos distantes. Como se informou a partir de um grupo de astrônomos do European Southern Observatory, a radiação que impregna o Universo é demonstravelmente mais fria que nos primeiros tempos.^[3] O arrefecimento uniforme da radiação cósmica de fundo de microondas durante milhões de anos é explicável agora se o Universo está experimentando una expansão métrica.

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(es)

[editar] Analogia com modelos

[editar] Modelo das formigas em um balão

[editar] Modelo da expansão da folha de látex

[editar] Modelo do pão de passas

[editar] Ver também

[editar] Notas

1. ↑ Friedman, A: Über die Krümmung des Raumes, Z. Phys. 10 (1922), 377–386. (trad. para inglês: Gen. Rel. Grav. 31 (1999), 1991–2000.)
2. ↑ Hubble, Edwin, "Uma relação entre a distância e a velocidade radial entre nebulosas extra-galácticas" (1929) Procedimentos da Academia Nacional de Ciências dos Estados Unidos, Volume 15, Número 3, pp. 168-173 (Artigo completo, PDF)
3. ↑ Os astrônomos publicaram suas medidas num artigo publicado no número de Dezembro de 2000 da Nature entitulado A temperatura do fundo de microondas no deslocamento par o vermelho de 2.33771 que se pode ler aqui. Um artigo da imprensa do European Southern Observatory explica os detalhes ao público.

[editar] Referências impressas

• Eddington, Arthur. En Universo en Expansión: El 'Great Debate' de la Astronomía, 1900-1931. Press Syndicate of the University of Cambridge, 1933.
• Liddle, Andrew R. y David H. Lyth. Inflación Cosmológica y Estructura a Gran Escala. Cambridge University Press, 2000.
• Lineweaver, Charles H. y Tamara M. Davis, "Confusiones sobre el Big Bang", Scientific American, Marzo de 2005.
• Mook, Delo E. y Thomas Vargish. Dentro de la Relatividad. Princeton University Press, 1991.

[editar] Ligações externas

• Vídeo explicativo da expansão do Universo pelo astrofísico canadiano Doctor P
• Swenson, Jim Resposta a uma pergunta sobre a expansão do Universo
• Felder, Gary, "O Universo em Expansão".
• A equipa WMAP da NASA oferece uma "Explicação da expansão do Universo" num nível elementar
• Tutorial Hubble do Departamento de Física da Universidade de Wisconsin
• Modelo de expansão do pão de passas da Universidade de Winnipeg: uma ilustração, mas sem explicação
• "Formigas numa bola" analogia para explicar a expansão do Universo em "Pergunta como um Astrónomo" (o astrónomo que proporciona esta explicação não está especificado).