Quais planetas além da Terra um ser humano pode viver?

 Sem terraformação de algum tipo, estruturas específicas para os seres humanos sobreviverem, ou fatos feitos para sobreviver num planeta diferente… é muito difícil acreditar que há um planeta, pelo menos nesta galáxia, tão semelhante à Terra que possamos simplesmente sobreviver lá.

E digo isso, porque se a atmosfera da Terra tivesse uma concentração de oxigénio na ordem dos 9% (normal é 21%) ou dióxido de carbono acima dos 5% (normal é 0,04%), seria letal para qualquer ser humano. Sem o que já mencionei, todos os seres humanos morreriam.

Agora, imagina encontrarmos um planeta na nossa galáxia, com uma massa (e como tal gravidade) semelhante à da Terra, mas ou com demasiado dióxido de carbono na atmosfera ou pouquíssimo oxigénio. Aí, não interessa se o planeta tem oceanos, uma temperatura e gravidade suportáveis, pois não poderíamos sobreviver lá na mesma. Não sem o que já referi, ou então fazermos mudanças genéticas a nós mesmos.

Mas imagina termos a tecnologia necessária:

• A Lua torna-se habitável

• Marte torna-se habitável

Até as luas de Júpiter e Saturno tornam-se habitáveis.

No caso de Marte, até poderíamos sobreviver lá sem necessitar estruturas especiais ou fatos, mas primeiro teríamos que mudar o planeta. Mais especificamente a atmosfera e adicionar água para ter oceanos.

Atualmente, com a nossa tecnologia disponível, levariamos algo como mil anos para o tornar azul. E isso é se tudo corresse bem, sem problemas nenhuns.

Mas fora do sistema solar, potenciais candidatos são:

• Proxima Centauri b → Este exoplaneta orbita na zona habitável da estrela mais próxima do nosso sistema solar, Proxima Centauri. Está a aproximadamente 4,24 anos-luz de distância e tem propriedades que indicam a potencial presença de água líquida na sua superfície.
• Teegarden's Star b → Esse planeta está a cerca de 12 anos-luz de distância e reside na zona habitável de sua estrela. Estudos indicam que ele possui temperaturas de superfície que poderiam permitir a existência de água líquida.
• TOI-700 d → Este planeta completa uma órbita em torno da sua estrela a cada 37,4 dias e está localizado a cerca de 101 anos-luz de distância. Está na zona habitável, o que significa que pode ter água líquida na sua superfície.
• TRAPPIST-1e → Parte de um sistema de sete planetas, TRAPPIST-1e está a 39 anos-luz da Terra. Este exoplaneta é especialmente interessante devido à sua atmosfera potencialmente capaz de suportar vida, situado confortavelmente na zona habitável da sua estrela.
• LHS 1140 b → Situado a cerca de 49 anos-luz de distância, LHS 1140 b é conhecido por ser um planeta rochoso potencialmente habitável em torno de uma estrela anã vermelha.
• K2-18b → Localizado a cerca de 124 anos-luz da Terra, este exoplaneta tem uma atmosfera que contém vapor de água, o que sugere condições que poderiam suportar vida. K2-18b orbita uma anã vermelha na sua zona habitável.
• Kepler-442 b → Este planeta, a aproximadamente 1.200 anos-luz de distância, é maior que a Terra, mas encontra-se na zona habitável da sua estrela, oferecendo condições que podem suportar a vida.

Não são candidatos perfeitos, a distância em si já é um enorme problema. As atmosferas muito dificilmente serão semelhantes à nossa, o suficiente, para alguém sobreviver lá sem um fato. Em termos de massa e como tal gravidade na sua superfície, os exoplanetas na lista com aparente massa próxima da Terra são: Proxima Centauri b. TOI-700 d. TRAPPIST-1e.

Mas por exemplo LHS 1140 b, tem uma massa de aproximadamente 5,6 vezes a da Terra. Imagina ires viver num planeta onde o peso do teu corpo aumenta 5,6 vezes. Não seria nada confortável, e sem a medicação adequada poderia ser fatal.

Existe alguma galáxia parecida com a via lactea?

Existem bilhões de galáxias parecidas com a Via Láctea. Dezenas de Bilhões.

A Via Láctea é uma Galáxia Espiral Barrada, então em qualquer foto que aparecem galáxias você vai ver muitas delas.

Como outras galáxias se movimentam com relação à Via Láctea?

 Vamos considerar três grupos de galáxias.

O grupo mais próximo, incluindo a Grande e a Pequena Nuvem de Magalhães, além de várias galáxias anãs, são satélites da Via Láctea, ou seja, orbitam nossa galáxia.

O próximo grupo, conhecido como Grupo Local, é composto pela Via Láctea, pela Galáxia de Andrômeda (M31) e pela Galáxia do Triângulo (M33), além de várias galáxias anãs, todas em movimento, controladas por sua gravidade mútua. Aliás, a M31 é orbitada por duas pequenas galáxias, M32 e M110.

A M31, com a M32 (acima) e a M110 (abaixo)

Para o restante do universo visível, a expansão geralmente faz com que as galáxias se afastem de nós a uma velocidade aproximadamente igual a 70 km/s/Mpc (70 quilômetros por segundo por megaparsec), que é a constante de Hubble. Há variações devido a movimentos locais, mas, em termos gerais, se a velocidade de afastamento de nós puder ser determinada (geralmente por alterações no efeito doppler do espectro visível), a distância poderá ser calculada.

Existem planetas maiores que o Sol em outras galáxias fora de Via Láctea?

 Não, não existem planetas maiores que o Sol em outras galáxias ou até mesmo na nossa.

Essa afirmação pode parecer surpreendente, mas a explicação é bastante simples quando entendemos os processos de formação estelar e planetária.

• Estrelas se formam a partir do colapso de nuvens de gás e poeira. Essas nuvens são imensas, e a gravidade faz com que o material se concentre em um ponto central, formando uma protoestrela. O material restante forma um disco ao redor da protoestrela, e é nesse disco que os planetas se formam.
• Planetas são corpos rochosos ou gasosos que orbitam uma estrela. Eles são formados a partir da acreção de material do disco protoplanetário.

O Sol é uma estrela.

Ele é muito maior e mais massivo do que qualquer planeta em nosso sistema solar. Para que um planeta se tornasse maior que uma estrela, a quantidade de matéria no disco protoplanetário teria que ser maior do que a quantidade de matéria que formou a estrela, o que contradiz o processo de formação estelar.

• Estrelas são muito maiores que planetas.
• Planetas se formam a partir do material que sobra da formação de uma estrela.
• Não há mecanismo conhecido que permita a um planeta se tornar maior que uma estrela.

É importante ressaltar:

• Novas descobertas são feitas o tempo todo em astronomia. No entanto, até o momento, não há nenhuma evidência que sugira a existência de planetas maiores que estrelas.
• Existem planetas gigantes gasosos muito maiores que a Terra, mas eles são minúsculos em comparação com o Sol.

Os alienígenas realmente existem?

 Obviamente sim.

O Universo é um lugar tão enorme e vasto, a ponto de a probabilidade de vida em um lugar diferente da Terra não existir é de aproximadamente 0,0000000000000000000000001% para dizer o mínimo.

Inferno, tenho quase certeza de que só a Via Láctea, tem uma porção de alienígenas ao redor.

Portanto, posso dizer com segurança que os alienígenas existem de fato. Uma pergunta melhor seria como eles se parecem e onde estão? E quanto à aparência deles?

Bem... eles seriam estranhos para nós.

N.T.: Muito obrigado por ler até aqui. Se essa tradução satisfez sua curiosidade, considere deixar um voto positivo e seguir o meu perfil no Quora para receber mais conteúdos interessantes. Isso me estimula constantemente a produzir e traduzir mais, para o público falante do Português.

A força que mantém os elétrons em órbita é de caráter magnético ?

 

Não é bem isso.

A força que mantém os Electrões nos seu orbitais é (no geral) electromagnética, mais exactamente de atração elétrostática, vidé Lei de Coulomb.

A Lei de Coulomb, que descreve a força eletrostática entre duas cargas elétricas, afirma que essa força é diretamente proporcional ao produto das cargas e inversamente proporcional ao quadrado da distância entre elas.

O núcleo atómico é composto de Neutrões (neutros) e Protões (positivos) que, no conjunto, atraem os Electrões (negativos) e os mantém em núvens probabilísticas chamadas de orbitais.

Estes orbitais correspondem a níveis energéticos bem precisos, discretos e seguindo perfis únicos e exclusivos de cada elemento atómico, sempre respeitando o Princípio de Exclusão de Pauli.

Quer isto dizer que, como os electrões para lá de partículas que se repelem, também são ondas que têm que 'evitar interferir' umas nas outras.

O que é espaço-tempo?

 

Na Física moderna, Espaço-Tempo é o sistema de coordenadas utilizado como base para o estudo da Relatividade Restrita (1905) e na Relatividade Geral (1915) tal como descrito por Albert Einstein.

Pontos no espaço-tempo são chamados de eventos e são definidos por quatro números, por exemplo, (x, y, z, c·t), onde c é a velocidade da luz no vácuo e pode ser considerado como a velocidade que um observador se move no tempo.

Habitamos uma Tecitura Cósmica de Espaço E Tempo.

Por exemplo, eventos separados no tempo por apenas 1 segundo estão a 299.792.458 metros um do outro no espaço-tempo.

Isto porque, quer queiramos quer não, todos viajamos no espaço E no tempo.

Mais! Sempre nos deslocamos à velocidade c.

No espaço-tempo.

Se estacionários no espaço, então assim estamos a nos deslocar no tempo (à taxa de deslocamento c).

Se em movimento (relativamente a outro observador) no espaço, o nosso tempo (tal como medido por outro observador) será correspondentemente contraído para que a taxa de deslocamento no espaço-tempo permaneça sendo c.

Só uma ressalva: os deslocamentos ao longo do tempo são unidireccionais, i.e., não dá para voltar para trás.

Na Geometria Clássica em três dimensões, os valores para as dimensões x, y, z costumam ser escolhidos ortogonalmente, i.e., em ângulos retos relativamente uns aos outros. Assim um ponto fica completamente 'mapeado' pelas coordenadas ao longo desses eixos/dimensões. E o tempo t é tomado como uma unidade de medida universal, uniforme por todo o espaço, e independente de qualquer movimentação neste.

Já na Geometria Relativista as dimensões x, y, z e t dependem do sistema de coordenadas escolhido, e isso inclui escolher a direção do eixo do tempo. Isso porque dois observadores em sistemas de referência diferentes em movimento uniforme possuem eixos de tempo em direções diferentes. O que para um observador em repouso em um dos referenciais é apenas direção temporal, para o outro em movimento relativo é uma mistura de espaço e de tempo.

Esse é um dos pontos fundamentais da Relatividade.

Como Einstein conseguiu prever as ondas gravitacionais em 1915, tanto tempo antes de terem sido observadas?

 

Em primeiro lugar deveria ser perguntado é porque levou tanto tempo.

Afinal a Teoria da Relatividade Geral foi publicada em 1915 e a primeira deteção direta de ondas gravitacionais foi em Setembro de 2015 pelo Observatório de Ondas Gravitacionais por Interferómetro Laser (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory — LIGO).

O sinal, denominado GW150914, foi produzido pela colisão de dois buracos negros localizados a 1,3 mil milhões de anos-luz de distância. Um fenómeno astronómico extremamente poderoso e energético.

Acontece que a influência gravítica decresce com o quadrado da distância.

As ondas neste caso 'distorceram' o espaço-tempo e os comprimentos medidos pelo Observatório LIGO numa dimensão da ordem de grandeza dum núcleo atómico.

Mas foram finalmente detetadas.

Só que um século depois da previsão.

Acresce que estes Observatórios (dois originais nos EUA e agora mais dois, um no Japão e outro na Itália) que medem pequeníssimas distorções do espaço-tempo (as chamadas ondas gravitacionais) por interferometria laser, têm que ser muitíssimamente bem isolados de todas as perturbações e vibrações para poderem atingir tal precisão.

Por exemplo, um carro passando numa estrada a vários quilómetros de distância gera uma tal perturbação que torna as observações impossíveis.

Se a Teoria da Relatividade Geral foi um monumental feito da ciência, a deteção de ondas gravitacionais foi um monumental feito da engenharia.

Se os buracos brancos existirem de fato, já não deveriam ter sido observados?

 Em princípio sim. Mesmo por causa da teoria detrás da existência dos mesmos.

A ideia por detrás dos Buracos Brancos é que são essencialmente o outro lado de um Buraco Negro. Em que enquanto nada sai do horizonte de eventos de um buraco negro, e como o espaço é dobrado no buraco negro, então um buraco branco é a saída.

Pelo menos essa é a ideia principal, embora não seja a única.

Algumas das hipóteses propostas por alguns astrofísicos, é que devido ao ponto extremo que o espaço e o tempo são dobrados, então podemos estar perante estas situações:

• Os buracos brancos estão todos na parte não observável do universo.
• Os buracos brancos ainda não apareceram, pois como o tempo também é dobrado, então só devem aparecer no futuro longínquo.
• Não há vários buracos brancos, mas apenas um. E temos um nome para ele: Big Bang.

– A primeira hipótese tem uma falha bem óbvia. Se a saída dos buracos negros no universo observável são buracos brancos na parte não observável, então o mesmo também se deveria aplicar para os buracos negros na parte não observável do universo, e como os seus buracos brancos deveriam estar visíveis na nossa parte do universo.

– A segunda hipótese é possível. Afinal, não é só o espaço que está a ser dobrado, o tempo também está. E como tal não podemos descartar esta possibilidade.

– A terceira hipótese é sem dúvidas a que está a ser discutida com muito mais cuidado em círculos fechados.

Imagina que tudo que os buracos negros estão a absorver não está só a ser enviada para o passado, mas também para um único ponto no espaço. Toda essa energia, pode estar a acumular sobre leis da física completamente diferentes das que conhecemos.

E quando o universo chegar a um certo ponto, algo vai mudar e enviando tudo para todos os buracos negros, até não haver mais nada para absorver. E nesse ponto acontece novamente o Big Bang no passado.

Esta ideia tem sido debatida e considerada em certos círculos, mesmo porque seria uma maneira plausível de termos um universo cíclico. Um universo que se repete, novamente e novamente, para toda eternidade.

Ou talvez não se repete. Não exatamente da mesma maneira.

Esta possibilidade abre a porta a muitos cenários hipoteticamente possíveis.

A simples realidade é que não temos provas nenhumas da existência de buracos brancos. E tenho que admitir que os pontos 2 e 3, são plausíveis e profundamente perturbadores em vários sentidos.

Por que o calor do núcleo da Terra, com temperatura equivalente à do Sol, não aquece a superfície do planeta?

 Vamos dar um zoom no núcleo da Terra…

Ele é dividido em duas partes: o núcleo externo, que é líquido e feito principalmente de ferro e níquel derretidos, e o núcleo interno, uma bola sólida de ferro e níquel sob pressão insana, com temperaturas que chegam a cerca de 5.000–6.000°C — quente o suficiente para fazer o Sol sentir inveja. Esse calor vem de algumas fontes épicas:

• Calor primordial: Sobras da formação da Terra, quando poeira e rochas colidiram e se aqueceram como numa rave cósmica.
• Decaimento radioativo: Elementos como urânio, tório e potássio-40 estão lá embaixo, soltando energia enquanto se transformam em outros elementos, como se fossem fogos de artifício nucleares eternos.
• Fricção e cristalização: O núcleo interno está lentamente solidificando, liberando calor latente, e o movimento do núcleo externo líquido gera calor por fricção.

Com todo esse calor, por que não estamos torrando na superfície? Por partes…

A grande barreira: camadas da Terra

Entre o núcleo e a superfície, temos várias camadas que funcionam como seguranças de boate, bloqueando a entrada do calor:

1. Manto (2.900 km de espessura): O manto é uma camada grossa de rocha viscosa, composta principalmente de silicatos. Ele é quente, sim (varia de 1.000°C a 3.700°C), mas não é um grande condutor de calor. A transferência de calor no manto acontece principalmente por convecção, onde o material quente sobe e o frio desce, como uma sopa cósmica sendo mexida lentamente. Esse processo é eficiente para mover calor dentro do manto, mas não para jogá-lo direto na superfície. É como se o manto dissesse: "Calma, núcleo, guarda esse calor pra você!"
2. Crosta (5–70 km de espessura): A crosta, onde vivemos, é a camada mais externa e fina da Terra — uma casquinha crocante comparada ao recheio quente do planeta. Ela é feita de rochas que são péssimas condutoras de calor (baixo coeficiente de condutividade térmica, para os nerds de plantão). A maior parte do calor que chega à crosta é dissipada por condução, um processo super lento, porque as rochas não são exatamente fãs de passar calor adiante.

A física do calor: por que ele não chega aqui?

Para entender por que o calor do núcleo não faz a superfície virar uma sauna, precisamos falar de transferência de calor. Existem três formas principais:

• Condução: Transferência de calor através do contato direto entre partículas. No caso da crosta e do manto superior, a condução é o principal mecanismo, mas, como já disse, as rochas são teimosas e não conduzem calor bem. A condutividade térmica da crosta é da ordem de 2–3 W/(m·K), o que é bem baixo comparado a metais, por exemplo.
• Convecção: No manto, a convecção é a estrela, mas ela é lenta (pensa em milhões de anos para ciclos completos). O calor que sobe do manto para a crosta é mínimo, porque a maior parte da energia é usada para movimentar as placas tectônicas, causar vulcões e outros dramas geológicos.
• Radiação: Essa não rola dentro da Terra, porque não há espaço para ondas eletromagnéticas viajarem livremente. Então, esquece essa opção.

O fluxo de calor do interior da Terra para a superfície, chamado fluxo geotérmico, é medido em miliwatts por metro quadrado (mW/m²). Globalmente, a média é de cerca de 80–100 mW/m². Para comparação, o fluxo de energia do Sol que chega à superfície é de cerca de 1.360 W/m² (antes de perdas atmosféricas). Ou seja, o calor do núcleo é tipo uma faísca comparado à fogueira solar. Esse fluxo geotérmico é suficiente para causar fenômenos como vulcões e fontes termais em regiões específicas, mas não para aquecer a superfície inteira.

Importante saber!

Enquanto o núcleo da Terra está lá embaixo fazendo seu show pirotécnico, quem realmente dita a temperatura na superfície é o Sol. A energia solar é a principal responsável pelo clima e pelas temperaturas que sentimos. O calor do núcleo contribui tão pouco que, na maioria dos lugares, ele é praticamente imperceptível. Exceções? Áreas de alta atividade geotérmica, como Yellowstone ou a Islândia, onde o manto está mais "conversador" e deixa o calor subir mais facilmente.

Resumo descontraído

O calor do núcleo da Terra é um monstro preso em uma jaula de rochas! Ele tenta subir, mas o manto e a crosta são como cobertores grossos que abafam quase tudo. O pouco calor que escapa (o fluxo geotérmico) é uma gota no oceano comparado ao banho de energia que o Sol joga na superfície.

Qual é a origem do Big Bang?

 O big bang ou Modelo Lamba-CDM, não é uma coisa para ter uma origem e sim um evento, logo tem mais sentido pensar que ele aconteceu e não que apareceu.

A pergunta mais adequada seria sobre o fator que disparou o evento.

O conhecimento científico ainda não tem respostas para todos os fatores que causaram o evento, é um campo em estudo e que tem muitas perguntas em aberto ainda.

De onde veio o gás e a poeira que formou o nosso sistema solar?

 De estrelas que explodiram, como supernovas, e também de outras nebulosas afetadas por essas explosões.

– Resposta mais longa e detalhada –

Embora seja interessante discutir o Big Bang, vou focar-me na formação do nosso sistema solar.

Quando a nossa galáxia começou a se formar, havia muitas estrelas e grandes quantidades de gás, principalmente hidrogénio e hélio, que não estavam organizados de maneira a criar novas estrelas.

As primeiras estrelas eram massivas, e ao morrerem, geravam elementos mais pesados. Essas explosões, chamadas supernovas, não só criavam novas nebulosas, mas também aqueciam e comprimiam o gás em nebulosas já existentes. Esse processo promove a acumulação de matéria.

Os efeitos das supernovas podem ocorrer de duas maneiras:

Elas criam novas nebulosas e influenciam as existentes.

Elas impactam qualquer nebulosa no seu caminho.

E impactam, como?

O gás e as partículas numa nebulosa frequentemente permanecem inertes até que uma supernova as ative.

Basicamente passa do que estás a ver em cima para o que vais ver em baixo:

Quando isso acontece, a matéria começa a se agrupar em áreas específicas da nebulosa, levando à formação de estrelas, e potencialmente, de planetas ou planetóides.

E com tempo suficiente a maioria da matéria espalhada começa a acumular mais e mais.

Toda a poeira que vemos hoje veio das estrelas que explodiram, enquanto o gás original da formação do universo era principalmente hidrogénio e hélio.

Assim, podemos afirmar que todo o gás veio do Big Bang, mas a poeira formou-se mais tarde, após o ciclo de vida das estrelas.

Os cientistas têm certeza de que o universo é infinito?

 Os cientistas têm certeza de que o universo é infinito?

Visualização de todo o Universo Observável. A escala é tal que os pequenos grãos e os fiapos representam coleções de grandes números de superaglomerados de galáxias. Por exemplo: o Superaglomerado de Virgem – onde está localizado o Grupo Local com a nossa Via Láctea – está marcado no centro, mas é pequeno demais para ser visto.

Negativo.

Ninguém sabe se o Universo é finito ou infinito, limitado ou ilimitado.

Isso pode depender da Curvatura do Espaço-Tempo, entre outras propriedades.

Curvatura do espaço-tempo – Wikipédia, a enciclopédia livre

A curvatura do espaço-tempo é a principal consequência da teoria da relatividade geral , de acordo com a qual a gravidade é efeito ou consequência da geometria curva do espaço-tempo . Os corpos em um campo gravitacional seguem um caminho espacial curvo, mesmo que eles possam realmente estar se movendo como " linhas de mundo " possíveis "em linha reta" através do espaço-tempo curvo. É importante salientar que as linhas mais "retas" ou unindo dois pontos com o comprimento mais curto possível em um determinado espaço de tempo são chamadas de linhas geodésicas e são linhas de curvatura mínima. [ 1 ] Esquema da curvatura do espaço-tempo. História das geometrias não euclidianas editar As ideias básicas que levaram à noção de que o espaço físico é curvo e portanto não euclidiano se devem às muitas tentativas, ao longo de vários séculos, em demonstrar se o quinto postulado de Euclides podias ser derivado do restante dos axiomas da geometria euclidiana . Este postulado afirma que fixada uma reta e um ponto exterior a esta, existe uma e somente uma reta paralela à primeira que passe por tal ponto. Essas tentativas culminaram com a constatação de Bolyai e Gauss de que este axioma ou postulado das paralelas pode ser contestado, e se podiam construir geometrias onde simplesmente o postulado é falso, dando lugar às geometria não euclidianas. Assim, além do espaço plano ou euclidiano , podemos construir outros espaços de curvatura constante como: O espaço aberto hiperbólico de Bolyai - Lobachevski no qual existe não uma, senão infinitas retas paralelas a uma reta dada que passem por um ponto exterior prefixado. O espaço fechado elíptico de Riemann no qual não existe nenhuma reta paralela exterior a outra dada que não se intersectem. Referências

https://pt.m.wikipedia.org/wiki/Curvatura_do_espa%C3%A7o-tempo

Possíveis Curvaturas do Espaço-Tempo

O nosso Universo parece ter nascido há uns 13,787±0,020 bilhões de anos num estado de altíssima densidade e temperatura.

O Big Bang.

Big Bang – Wikipédia, a enciclopédia livre

O big-bang , [ 1 ] bigue-bangue [ 2 ] [ 3 ] ou grande expansão [ 4 ] é a teoria cosmológica dominante sobre o desenvolvimento inicial do universo . [ 5 ] Os cosmólogos usam o termo "Big Bang" para se referir à ideia de que o universo estava originalmente muito quente e denso em algum tempo finito no passado. Desde então tem se resfriado pela expansão ao estado diluído atual e continua em expansão atualmente. A teoria é sustentada por explicações mais completas e precisas a partir de evidências científicas disponíveis e da observação . [ 6 ] [ 7 ] Medições detalhadas da taxa de expansão do universo colocam o Big Bang em cerca de 13,8 bilhões * de anos atrás, que é considerada a idade do universo . [ 8 ] [ 9 ] [ 10 ] [ 11 ] [ 12 ] [ 13 ] [ 14 ] Este é o conceito artístico da expansão do Universo, onde o espaço (incluindo hipotéticas partes não observáveis do Universo) é representado em cada momento, em seções circulares. O esquema é decorado com imagens do satélite WMAP . O padre Georges Lemaître propôs o que ficou conhecido como a teoria Big Bang da origem do universo, embora ele tenha chamado como " hipótese do átomo primordial". O quadro para o modelo se baseia na teoria da relatividade de Albert Einstein e em hipóteses simplificadoras (como homogeneidade e isotropia do espaço ). As equações principais foram formuladas por Alexander Friedmann . Depois Edwin Hubble descobriu em 1929 que as distâncias de galáxias distantes eram geralmente proporcionais aos seus desvios para o vermelho , como sugerido por Lemaître em 1927. Esta observação foi feita para indicar que todas as galáxias e aglomerado de galáxias muito distantes têm uma velocidade aparente diretamente fora do nosso ponto de vista: quanto mais distante, maior a velocidade aparente. [ 15 ] Se a distância entre os aglomerados de galáxias está aumentando atualmente, todos deveriam estar mais próximos no passado. Esta ideia tem sido considerada em densidades e temperaturas extremas, [ 16 ] [ 17 ] [ 18 ] sendo que grandes aceleradores de partículas têm sido construídos para experimentar e testar tais condições, resultando em significativa confirmação da teoria . No entanto, estes equipamentos científicos têm capacidades limitadas para pesquisas em tais regimes de alta energia . Sem nenhuma evidência associada com a maior brevidade instantânea da expansão, a teoria do Big Bang não pode e não fornece qualquer explicação para essa condição inicial, mas descreve e explica a evolução geral do universo desde aquele instante. As abundâncias observadas de elementos leves em todo o cosmos se aproximam das previsões calculadas para a formação destes elementos de processos nucleares na expansão rápida e arrefecimento dos minutos iniciais do universo, como lógica e quantitativamente detalhado de acordo com a nucleossíntese do Big Bang . Fred Hoyle é creditado como o criador do termo Big Bang durante uma transmissão de rádio de 1949. Popularmente é relatado que Hoyle, que favoreceu um modelo cosmológico al

https://pt.m.wikipedia.org/wiki/Big_Bang

Nos seus primeiros momentos aparenta ter tido um episódio de expansão tão fulminantemente rápida que o espaço-tempo correspondente a um átomo (que ainda nem podia existir) se teria expandido para lá do que nos é possível hoje sequer observar.

A Inflação Cósmica.

Inflação cósmica – Wikipédia, a enciclopédia livre

A inflação cósmica é uma teoria proposta inicialmente por Alan Guth ( 1981 ), que postula que o universo , no seu momento inicial, passou por uma fase de crescimento exponencial. De acordo com a teoria, a inflação foi produzida por uma densidade de energia do vácuo negativa ou uma espécie de força gravitacional repulsiva . Esta expansão pode ser modelada com uma constante cosmológica não nula . Consequentemente todo o universo observável poderia ter-se originado numa pequena região. Teorias atuais apontam o hipotético campo escalar (e sua partícula associada) ínflaton como responsável ​​pela inflação do universo durante seus primeiros instantes. Em 1981 foi proposto que muitas características de nosso universo , incluindo como ele veio a se tornar tão homogêneo, e por que começou a se aproximar da densidade crítica , poderiam ser melhor explicadas por um novo modelo cosmológico , que propõe que a expansão do universo foi propelida por uma espécie de força gravitacional repulsiva, ou pressão negativa. Modelo cosmológico padrão editar O modelo cosmológico padrão, também conhecido como modelo do Big Bang , apresenta três problemas fundamentais: E a teoria do universo inflacionário propõe uma solução para as dificuldades acima. Cosmologia inflacionária editar Representação artística da evolução do tamanho do universo (eixo vertical) em função do tempo (eixo horizontal). Nessa representação, o período inflacionário é responsável pelo rápido aumento do tamanho do universo à esquerda do diagrama. Conforme descrito no início do artigo, a teoria do Universo Inflacionário foi criada no início da década de 1980 pelo físico Alan Guth (1979, 1981) e desenvolvida por Paul Steinhardt (1981, “novo modelo inflacionário”), Andrei Linde (1983, “modelo inflacionário caótico”), Stephen Hawking , A. A. Starobinsky, e outros. Esta propõe a solução dos três problemas citados acima. O universo não deveria apresentar elevado grau de homogeneidade para certas separações angulares da radiação cósmica de fundo em micro-ondas , pois essas regiões não teriam condições de ter mantido contato causal antes da era em que a radiação se desacoplou da matéria, cerca de 380 mil anos após o Big Bang. O problema do horizonte, que diz respeito ao elevado grau de homogeneização da radiação de fundo de micro-ondas que permeia o universo, também pode ser facilmente resolvido pela inflação cósmica. Outro problema fundamental, é conhecido como problema da planaridade, que indica ser o universo aparentemente plano, pois o valor atual do parâmetro de densidade é muito próximo da unidade. O fato da evolução do parâmetro de densidade depender do tempo resulta que, na era de Planck , instantes antes da inflação, seu valor deveria ser muito próximo da unidade, caso contrário seu valor atual seria muito diferente de um e o universo seria muito distinto do modelo plano. Os monopolos magnéticos, partículas supermassivas, são previstos pelos modelos de unificação das forças fundamentais forte , fraca e

https://pt.m.wikipedia.org/wiki/Infla%C3%A7%C3%A3o_c%C3%B3smica

O pedaço do Universo que nos é visível tem um raio duns 46,6 bilhões de anos-luz.

O Universo Observável.

Universo observável – Wikipédia, a enciclopédia livre

O universo observável é uma região em forma esférica do Universo que compreende toda a matéria que pode ser observada da Terra ou de seus telescópios espaciais e sondas exploratórias na atualidade, porque a radiação eletromagnética desses objetos teve tempo de chegar ao Sistema Solar e à Terra desde o início da expansão cosmológica . Pode haver 2 trilhões de galáxias no universo observável, [ 8 ] [ 9 ] embora esse número tenha sido estimado recentemente em apenas várias centenas de bilhões com base em novos dados da New Horizons . [ 10 ] [ 11 ] Supondo que o universo seja isotrópico , a distância até a borda do universo observável é aproximadamente a mesma em todas as direções. Ou seja, o universo observável possui um volume esférico (uma bola ) centrado no observador. Cada local no universo tem seu próprio universo observável, que pode ou não se sobrepor ao que está centrado na Terra. Universo observável Visualização de todo o universo observável. A escala é tal que os grãos finos representam coleções de um grande número de superaglomerados. O superaglomerado de Virgem –casa da Via Láctea–está marcado no centro, mas é pequeno demais para ser visto. Diâmetro 8,8 × 10 26 m ou 880 Ym (28,5 Gpc ou 93 Gly ) [ 1 ] Volume 4 × 10 80 m 3 [ 2 ] Massa (matéria ordinária) 1,5 × 10 53 kg [ 3 ] Densidade (de energia total) 9,9 × 10 −27 kg/m 3 (equivalente para 6 prótons por cúbico metros de espaço) [ 4 ] Idade 13,799 ± 0,021 bilhões de anos [ 5 ] Temperatura média 2,72548 K [ 6 ] Conteúdo A palavra "observável" neste sentido não se refere à capacidade da tecnologia moderna de detectar luz ou outras informações de um objeto, ou se há algo a ser detectado. Refere-se ao limite físico criado pela própria velocidade da luz . Nenhum sinal pode viajar mais rápido do que a luz, portanto, há uma distância máxima (chamada de horizonte de partículas ) além da qual nada pode ser detectado, pois os sinais ainda não poderiam ter nos alcançado. Às vezes, os astrofísicos distinguem entre o universo visível , que inclui apenas os sinais emitidos desde a recombinação (quando os átomos de hidrogênio foram formados a partir de prótons , elétrons e fótons foram emitidos)—e o universo observável , que inclui sinais desde o início da expansão cosmológica (o Big Bang na cosmologia física tradicional, o fim da época inflacionária na cosmologia moderna). De acordo com os cálculos, a distância comóvel atual—a distância que leva em consideração que o universo se expandiu desde que a luz foi emitida—para as partículas das quais a radiação cósmica de fundo em micro-ondas (CMBR) foi emitida, que representa o raio do universo visível, é de cerca de 14,0 bilhões de parsecs (cerca de 45,7 bilhões de anos-luz ), enquanto a distância móvel até a borda do universo observável é de cerca de 14,3 bilhões de parsecs (cerca de 46,6 bilhões de anos-luz ), [ 12 ] cerca de 2% maior. O raio do universo observável é, portanto, estimado em cerca de 46,5 bilhões de anos-luz [ 13 ] [ 14 ] e seu diâmetro em c

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Para lá disso o espaço-tempo está a se expandir a velocidades superiores à da luz relativamente a nós.

Como tal jamais poderemos observar o que está para lá disso.

E todo o Universo parece continuar numa expansão duns ≈70 Km/s·Mpc (quilómetros por segundo por mega-parsec).

O rigor deste valor ainda está em dúvida (vidé Tensão de Hubble) mas parece estar acelerando.

Lei de Hubble – Wikipédia, a enciclopédia livre

Hubble não só verificou que a maioria das galáxias tinha um desvio para o vermelho, mas também que este desvio era tanto maior quanto maior a distância entre as galáxias. Chegou mesmo a construir um gráfico com os resultados de 46 galáxias, mostrando uma relação linear entre distância e desvio para o vermelho. No entanto, as incertezas eram muito grandes, pelo que os resultados não foram considerados conclusivos no imediato. Daqui, surgiu então aquela que é hoje conhecida como a Lei de Hubble: v = H 0 d {\displaystyle v=H_{0}\ d} Onde: - v {\displaystyle v} é a velocidade em k m s − 1 {\displaystyle km\ s^{-1}} ; - d {\displaystyle d} é a distância em Megaparsecs ( M p c {\displaystyle Mpc} ); - H 0 {\displaystyle H_{0}} tem o nome de parâmetro de Hubble e vem em unidades de k m s − 1 M p c − 1 {\displaystyle km\ s^{-1}Mpc^{-1}} . O primeiro valor que Hubble estimou para este parâmetro, considerado inicialmente uma constante, foi 500 km s -1 Mpc -1 . Este valor tinha uma grande incerteza associada, e foi-se alterando à medida que novos dados iam sendo utilizados. Ainda hoje o seu valor não reúne consenso, por se alterar na ordem das unidades cada vez que se obtêm novos dados, mas pensa-se que esteja próximo de 67,15 [ 8 ] [ 9 ] [ 10 ] km s -1 Mpc -1 . Note-se que a velocidade considerada nesta equação é a velocidade radial das galáxias, e não a sua velocidade total. Hubble baseou os seus resultados no desvio para o vermelho (redshift). A velocidade radial pode ser obtida a partir do redshift, através da equação prevista pela Relatividade Restrita : v c = ( z + 1 ) 2 − 1 ( z + 1 ) 2 + 1 {\displaystyle {v \over c}={(z+1)^{2}-1 \over (z+1)^{2}+1}} Onde: - v {\displaystyle v} é a velocidade radial; - c {\displaystyle c} a velocidade da luz no vácuo ; - z {\displaystyle z} é o “redshift”, calculado a partir de: z = λ 0 + λ e λ e = λ 0 λ e + 1 {\displaystyle z={\lambda _{0}+\lambda _{e} \over \lambda _{e}}={\lambda _{0} \over \lambda _{e}}+1} Onde: - λ 0 {\displaystyle \lambda _{0}} é o comprimento de onda observado (de uma onda electromagnética ); - λ e {\displaystyle \lambda _{e}} é o comprimento de onda emitido. Valores do parâmetro de Hubble ao longo dos anos editar Valor (km s -1 Mpc -1 ) Data Determinado por/Missão: 75 [ 11 ] 1958 Allan Sandage 50 - 90 [ 12 ] 1996 72 ± 8 [ 13 ] 2001-2005 Telescópio Hubble 70,4 ± 1,6 [ 14 ] 2007 WMAP 70,4 ± 1,4 [ 15 ] 2010 WMAP 69,32 ± 0,80 [ 16 ] 20 de Dezembro de 2012 WMAP 67,15 ± 1,20 [ 10 ] 21 de Março de 2013 Planck 68 +4,2 −4,1 [ 17 ] [ 18 ] 28 de Março de 2019 Adam Riess 74 [ 19 ] 25 de abril de 2019 SH0ES 73 [ 20 ] 8 de janeiro de 2020 COSMOGRAIL - Monitoramento cosmológico de lentes gravitacionais Motivos para a dedução errada de Hubble editar Após a acumulação de vários dados, através dos diferentes estudos já referidos, concluímos que o valor do parâmetro de Hubble é muito menor do que o valor indicado pelo próprio Hubble em 1926. Na verdade, existiam diversos factores associados às observações de Hubbl

https://pt.m.wikipedia.org/wiki/Lei_de_Hubble

Assim não nos é possível determinar o seu total tamanho — ou se será ou não infinito.

Por causa do primordial episódio de inflação cósmica é até difícil determinar a geometria do nosso Universo.

Experimentalmente aparenta não ter qualquer curvatura — localmente — e seria 'plano'.

Mas isto pode ser o resultado local aparente da imensa inflação inicial do Universo.

A uma formiguinha sobre um balão do tamanho de Júpiter este parece-lhe plano.

Universo 'Plano' ou de Curvatura Nula

Neste caso seria ilimitado e possivelmente infinito — ou não.

Não dá pra saber, por isso é difícil ter a certeza.

Mas sabemos que no passado o Universo é finito; começou há uns 13,7 bilhões de anos.

Poderia muito bem estar fechado sobre si mesmo sendo 'Esférico'

Universo 'Fechado' ou Esférico

Neste caso seria finito mas ilimitado — uma linha voltaria ao início e teria um comprimento finito, numa quantidade finita de espaço, porém imensa.

Poderia até ser 'Aberto'.

Universo 'Aberto' ou Hiperbólico

Neste caso poderia ser infinito e ilimitado.

Poderia até ter várias curvaturas, dependendo da direção, sendo anisotrópico e de muitíssimas formas possíveis.

Exemplo dum Universo Anisotrópico, no caso um 'Torus'

Mas por enquanto ainda não podemos afirmar categoricamente qual a Forma do Universo em que estamos.