A maior história já contada! [Volume 1] – A crise ‘hippie’ do Modelo Cosmológico

Por Guilherme Franzmann

Continuamos nossa série de textos agora explorando a teoria atualmente mais aceita para o que teria acontecido logo após o “surgimento do universo”: a Teoria Inflacionária. Em linhas gerais, ela propõe que o universo passou por uma expansão acelerada abrupta para explicar o porquê nosso universo parece ser tão ‘plano’, isotrópico e homogêneo, bem como o aparecimento de estruturas de larga escala, tais como galáxias e seus aglomerados.

Para entender a necessidade de considerar que tal fase tenha realmente acontecido no nosso universo primordial, precisamos primeiro entender o status quo da Cosmologia antes da introdução desse modelo. Neste artigo, portanto, analisaremos o quebra-cabeças que se apresentava aos pesquisadores na mesma época em que a Geração Paz e Amor dançava ao som de Bob Dylan, Jimi Hendrix e Janis Joplin.

Comecemos pelo começo!

Modelo Cosmológico, meados da década de 60
Como vimos no nosso primeiro texto, a Radiação Cósmica de Fundo (RCF) [1] foi descoberta em 1964 pelos físicos americanos Arno Penzias e Robert Wilson 1A.A. Penzias and R. W. Wilson, “A Measurement Of Excess Antenna Temperature At 4080 . Inicialmente, serviu como uma evidência robusta para a Teoria do Big Bang, a qual dizia que o universo teria, em algum momento, sido muito pequeno, quente e denso.

Radiação Cósmica de Fundo (Planck Satellite ‘14). A figura é um mapa da temperatura dessa radiação que observamos ao olhar para o céu (a figura mostra toda a abóbada celeste) . A temperatura média é de 2,73K, já as cores representam regiões mais quentes ou mais frias, onde essas flutuações são da ordem de 0,00001K! Ou seja, alto grau de homogeneidade e isotropia!

Radiação Cósmica de Fundo (Planck Satellite ‘14). A figura é um mapa da temperatura dessa radiação que observamos ao olhar para o céu (a figura mostra toda a abóbada celeste) . A temperatura média é de 2,73K, já as cores representam regiões mais quentes ou mais frias, onde essas flutuações são da ordem de 0,00001K! Ou seja, alto grau de homogeneidade e isotropia!

O motivo pelo qual serviu como evidência vem do fato que já era sabido que o universo estava se expandindo pelas observações de Edwin Hubble2Edwin Hubble, “A relation between distance and radial velocity among extra-galactic nebulae”. PNAS 15 (3): 168–173, (1929), ainda em 1929. No entanto, como não havia razões ainda para acreditar na existência de alguma outra força sendo relevante em escalas cosmológicas (tal como energia escura), era esperado que devido à força gravitacional, a qual é sempre atrativa, essa expansão fosse desacelerada. Além disso, se o universo estivesse se expandindo arbitrariamente voltando ao passado, então em algum momento isso significaria que o universo deveria ter sido muito pequeno, o que levaria a uma grande concentração de matéria-energia em um espaço pequeno, gerando alta densidade e temperatura. De um sistema como esse é esperado uma assinatura térmica bem característica, tal como a detectada na RCF!

No entanto, junto com a detecção da RCF vieram diversos enigmas. Nessa época, já se sabia que nosso universo observável era muito grande, e agora os dados também apontavam que sempre houve uma escala característica de homogeneidade e isotropia. Isso era um problema, pois não havia razão, a princípio, para que o universo fosse assim. Além disso, quando observamos a RCF no céu, vemos que ela apresenta uma temperatura média de 2.73 K3PLANCK Collaboration, “Planck 2013 results. XVI. Cosmological Parameters”, ESO 2013 -Astronomy and Astrophysics (2013).com pequenas flutuações da ordem de 10-5 K. No entanto, só esperaríamos tamanho grau de homogeneidade[2] caso a radiação que detectamos de pontos distintos do céu tivesse, em algum dado momento, contato com o resto do sistema, a fim de se “misturar” e atingir esse equilíbrio térmico. Acontece que quando os físicos traçaram a evolução do universo em sentido ao passado, eles puderam mostrar que regiões distintas em até apenas 2o na abóbada celeste estiveram em contato causal, dado o Modelo Cosmológico da época, o qual assumia inicialmente uma fase onde o universo era predominantemente dominado por radiação seguido de uma fase dominado por matéria (ambas implicam em uma expansão desacelerada!). Logo, como era possível que distâncias angulares de até 180o no céu pudessem apresentar tamanha concordância?

Para entender o que significa flutuações da ordem de 10-5 na temperatura média da RCF, vamos imaginar que você tenha R$ 10 000,00. Parece bom, não? Agora imagine que essa soma, talvez em moedas (!), pareça maior ou menor em alguns poucos reais toda vez que você conta. É nessa mesma proporção que as flutuações em temperatura aparecem na RCF.

Para entender o que significa flutuações da ordem de 10-5 na temperatura média da RCF, vamos imaginar que você tenha R$ 10 000,00. Parece bom, não? Agora imagine que essa soma, talvez em moedas (!), pareça maior ou menor em alguns poucos reais toda vez que você conta. É nessa mesma proporção que as flutuações em temperatura aparecem na RCF.

Esse enigma e outros podem ser reformulados como três principais problemas que acometiam os modelos da época4V. Mukhanov, “Physical Foundations of Cosmology”, Cambridge, UK: Univ. Pr. (2005):

  • Problema da homogeneidade e isotropia: a RCF foi emitida quando o universo tinha 380 000 anos. Assumindo o modelo cosmológico da época, era possível provar que jamais na história do universo todo o sistema teve tempo de se termalizar, isto é, entrar em contato com todas as regiões e trocar informações a fim de alcançar uma temperatura média, com apenas pequenas flutuações. Para ser mais exato, é possível mostrar que, na verdade, a escala de isotropia e homogeneidade excedia a escala de causalidade em mais de 20 ordens de magnitude! Isso é o que chamamos de um problema de fine tunning, ou seja, se não houvesse alguma explicação para tamanha diferença, então você teria que escolher muito bem as condições iniciais do seu sistema para alcançar tamanha diferença [1].
  • Problema da planaridade: acreditamos, até o momento, que nosso universo apresenta 4 dimensões, sendo 1 temporal e 3 espaciais. Como qualquer objeto que vemos diariamente, o universo também poderia apresentar uma forma geométrica em particular. Tipicamente, categorizamos essa forma espacial como aberta (hiperbólica), fechada (esférica) ou plana. A forma plana, como a própria intuição nos diz, é altamente instável, pois qualquer curvatura remeteria às outras possibilidades. No entanto, nosso universo parece ser plano com um grau de precisão de 4 ordens de grandeza utlizando os dados atuais5! Tamanha precisão, ao ser transladada para o passado quando o universo era ainda primordial, significaria que ele começaria plano com uma precisão de 50 ordens de grandeza (!), uma vez que a expansão apenas estraga essa planaridade ao longo do tempo. Então, novamente podemos aceitar isso como uma condição inicial bem particular (fine tunning) ou então tentar explicá-la de alguma forma.
  • O problema das flutuações iniciais: olhamos para o céu e sabemos que o universo não é perfeitamente homogêneo e isotrópico, uma vez que observamos galáxias, seus aglomerados e tudo que há nelas. No entanto, isso só é possível porque no passado, o universo também apresentava pequenas flutuações que se desenvolveram, através de colapso gravitacional, nessas estruturas. Uma questão natural é tentar entender de onde essas flutuações surgiram e se são naturais no contexto de algum modelo.

Agora que sabemos quais eram as principais questões que habitavam a mente dos cosmólogos da época, estamos prontos para entender como a teoria inflacionária pôde salvar o dia!

Para tal, continue acompanhando a série e aguarde o nosso próximo texto, onde traremos uma analogia bem intuitiva para entender como essa proposta funciona, bem como um pequeno interlúdio filosófico sobre condições iniciais em cosmologia. Aguarde!

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NOTAS:

[1] Quando nosso universo tinha em torno de 10-6 segundos de idade, sua composição era de um plasma de alta energia composto por elétrons, fótons e bárions. Enquanto o universo se expandia, a temperatura desse plasma foi decrescendo até que se tornou favorável para que os elétrons se combinassem com os prótons, o que tornou o universo transparente para a radiação térmica remanescente desse plasma (os elétrons livres interagem com os fótons, tornando o universo opaco à radiação, logo quando esses elétrons são aprisionados em átomos tais como hidrogênio e hélio, os fótons podem se propagar livremente). Esse evento, chamado recombinação, aconteceu quando a temperatura desse plasma era cerca de 3 000 K. Conforme o universo continuou a se expandir, a temperatura dessa radiação remanescente decaiu até aproximadamente 2,73 K5, que é o que detectamos hoje em dia (vale lembrar que corresponde a essa temperatura a frequência das microondas, logo essa radiação ocupa esse lugar no espectro eletromagnético).

[2] Não é certo o quão homogêneo era o estado inicial do universo e alguns modelos afirmam, inclusive, que é natural esperar que tal estado fosse inicialmente homogêneo. No entanto, do ponto de vista de instabilidades gravitacionais, a homogeneidade é um estado instável e que tende a ser perdido. Dentro dessa perspectiva, é natural assumir condições mais gerais que não implicam num equilíbrio instável.

Volume anterior:
[Volume 0] – Uma breve introdução

Próximo volume:
[Volume 2] – A Teoria Inflacionária

Notas   [ + ]

1. A.A. Penzias and R. W. Wilson, “A Measurement Of Excess Antenna Temperature At 4080
2. Edwin Hubble, “A relation between distance and radial velocity among extra-galactic nebulae”. PNAS 15 (3): 168–173, (1929)
3. PLANCK Collaboration, “Planck 2013 results. XVI. Cosmological Parameters”, ESO 2013 -Astronomy and Astrophysics (2013).
4. V. Mukhanov, “Physical Foundations of Cosmology”, Cambridge, UK: Univ. Pr. (2005)

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2 respostas

  1. 6 de setembro de 2016

    […] Próximo volume: A maior história já contada! [Volume 1] – A crise ‘hippie’ do Modelo Cosmológico […]

  2. 13 de outubro de 2016

    […] Dando continuidade a nossa série, vamos agora abordar a Teoria Inflacionária e explicar como ela foi capaz de resolver os problemas do antigo modelo cosmológico que levantamos no último texto. […]

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