Explore a história da expansão cósmica
Ajuste parâmetros, compare modelos e conecte redshift, idade, distâncias, luz e observações em uma mesma exploração do Universo.
Composição cósmica
Evolução das densidades
Como explorar: veja como matéria, radiação e energia escura trocam de protagonismo com o tempo. Alterne entre frações relativas e densidades físicas, e arraste o controle de época para percorrer a história.
Contribuições relativas
Frações da densidade total
Dinâmica e geometria
História do Universo
Como explorar: escolha a métrica (a(t), H(z) ou q(z)), alterne entre escala linear e logarítmica, e arraste o controle de época para viajar pela história cósmica. Ligue "Comparar" para ver dois modelos lado a lado.
Parâmetro de Hubble
Eixo vertical linear
Laboratório
Modelos cosmológicos
Como explorar: escolha um modelo e ajuste H₀, Ωₘ e Ωₖ para ver o efeito na expansão e na geometria do Universo. Use os Cenários A e B para comparar duas escolhas diferentes.
Expansão e luz
Redshift de um fóton
Como explorar: escolha uma faixa emitida ou observada e veja para onde ela se desloca com o redshift. Use os atalhos para casos reais (visível, Lyman-α, 21 cm, CMB) e abra a onda no espaço para entender por quê.
O quadro abaixo mostra o espaço em um único instante — o eixo horizontal é posição, não tempo. Use o controle de avanço para mover esse instante da emissão até hoje.
A cor da onda varia apenas para tornar o alongamento visível (do violeta ao vermelho); não representa a faixa espectral real quando z é grande. O tempo da animação é ilustrativo, não a escala real do tempo cósmico.
Velas, sirenes e quasares
Diagrama de Hubble
Como explorar: troque o pacote observacional para ver como supernovas, sirenes gravitacionais e quasares revelam a expansão. Os resíduos abaixo do gráfico mostram o quanto cada modelo se afasta dos dados.
| Pacote | Representação |
|---|---|
| Hubble 1929 | 24 objetos da Tabela 1 em D×v; linha histórica K=500 e resíduos. |
| Riess 1998 + Perlmutter 1999 • SNe Ia | 10 distâncias MLCS e 20 magnitudes efetivas publicadas, convertidas com MB=−19,33. |
| Pantheon+ | Amostra visual de pontos públicos; MB ou 𝓜 |
| DES-Dovekie | Amostra visual de pontos públicos; μ publicado adota H₀=70 |
| Union3 | Estrutura de 22 nós; importar o FITS oficial na versão científica |
| GW170817 | Distância direta + redshift da galáxia hospedeira |
| Quasares UV–X • 28 bins | Médias ponderadas do catálogo completo em 28 intervalos logarítmicos de redshift. |
| Quasares UV–X • completo | Os 2421 módulos de distância e incertezas publicados por Lusso et al. (2020), até z=7,54. |
Como explorar: cada galáxia está posicionada pelo redshift medido — quanto mais "longe" no eixo, mais antiga a luz que você vê. Experimente as vistas Frontal e Perfil, e adicione sua própria foto ao campo.
Referência
Definições e modelos
Como usar: consulte esta tabela enquanto explora as outras abas — os intervalos mostrados nos controles vêm das mesmas fontes citadas aqui.
| Símbolo/modelo | Definição |
|---|---|
| H₀ | Taxa de expansão atual. O controle sinaliza as faixas de 1σ de Planck–ΛCDM, SH0ES/Riess e H0DN. |
| q | q=−ä/(aH²). O cenário sem aceleração é cinemático, espacialmente plano, com q=0, a∝t e E(z)=1+z; Ωₘ e Ωₖ não são parâmetros independentes nessa implementação. |
| j, s | Jerk e snap cosmográficos, derivados terceira e quarta de a(t). |
| EDE | Modelo axion-like com potencial V(ϕ)=m²f²[1−cos(ϕ/f)]n, n=3 fixo, seguindo Poulin et al. (2019). A prévia de fundo usa o fluido efetivo: fEDE e zc alteram H(a); θi exige o solucionador do campo escalar e das perturbações, ainda não incluído. |
| GCG | Gás de Chaplygin generalizado: p=−A/ρα e ρ=ρ₀[Ā+(1−Ā)a−3(1+α)]1/(1+α). Nesta versão usa-se o modelo unificado, plano e não adiabático de Carneiro & Pigozzo (2014). |
| Ā, α | Ā≡A/ρ₀1+α. Na decomposição usada, Ā=ΩΛ₀ e Ωₘ₀=1−Ā (desprezando a pequena radiação); portanto Ā não é um parâmetro extra quando Ωₘ₀ já varia. O único parâmetro adicional ao ΛCDM é α. Para α=0, o fundo coincide com ΛCDM; requer α>−1. |
| DC, DM | Distâncias comóvel radial e transversal; DM inclui a curvatura. |
| DL, DA | DL=(1+z)DM e DA=DM/(1+z). |
| 𝓜 | Intercepto de supernovas, degenerado com MB e H₀ sem calibração absoluta. |
CosmoScope
Sobre o programa
Esta é a versão inicial de um ambiente interativo para explorar a expansão do Universo, comparar modelos cosmológicos e relacionar previsões teóricas com observações.
Coordenador do projeto CosmoScope
Cássio Pigozzo
Instituto de Física — Universidade Federal da Bahia
Colaboração no protótipo
ChatGPT — OpenAI
Assistência na concepção da interface, na implementação do protótipo interativo e na revisão de conteúdo, sob coordenação e validação científica de Cássio Pigozzo.
Colaboração no protótipo
Claude — Anthropic
Assistência na implementação de melhorias, no visualizador WebGL do Campo Profundo em Redshift e na revisão de conteúdo, sob coordenação e validação científica de Cássio Pigozzo.
Pesquisa
Grupo de Gravitação e Cosmologia
UFBAGGCGrupo de Gravitaçãoe Cosmologiacosmologia.ufba.br
