Teoria do Big Bang

Algumas importantes constatações, obtidas através de variados experimentos, revelam rastros do Big Bang. São elas:

• Expansão do Universo: em 1929, através das observações de Edwin Hubble, concluiu-se que as galáxias estão, de fato, predominantemente se afastando umas das outras, primeira indicação de consistência da teoria.
• Abundância de elementos leves (H, He, Li): a teoria supõe que esses elementos químicos*, os mais leves de todos, fundiram-se a partir de prótons e nêutrons, nos primeiros poucos minutos após o Big Bang. Em química, os símbolos H, He e Li representam, respectivamente, os elementos hidrogênio, hélio e lítio.
• Radiação cósmica de fundo em micro-ondas (Cosmic Microwave Background - CMB - radiation): é o resíduo térmico remanescente do Big Bang. O Universo primordial era, com certeza, extremamente quente, e a CMB é o vestígio da radiação gerada por esse calor, espalhando-se por todas as direções.

Estas três assinaturas mensuráveis, a seguir analisadas com mais detalhes, suportam fortemente a noção de que o Universo evoluiu a partir de um gás indefinido, muito quente e denso, exatamente como previsto pelo modelo do Big Bang.

O Big Bang é uma conclusão que decorre naturalmente do desenvolvimento de equações da Relatividade Geral de Einstein, quando aplicadas a um Universo homogêneo. No entanto, em 1917, a ideia do Universo em expansão foi considerada um absurdo!

O próprio Einstein não aceitava tal conclusão! Por isso, conforme já vimos, ele criou a constante cosmológica em suas equações, o que garantia matematicamente um Universo imutável em larga escala. Isto, na verdade, significaria que jamais teria tido um início e muito menos viria a ter um fim.

Em 1929, entretanto, o astrônomo Edwin Hubble anunciou os resultados de suas observações de galáxias além de nossa Via Láctea, e ficou demonstrado que elas estão sistematicamente se movendo para longe, e quanto mais distantes, mais rapidamente se afastam.

Assim, foi formulada a Lei da Expansão de Hubble, segundo a qual a velocidade de afastamento é proporcional à distância. A expressão matemática é a seguinte:

Na equação acima, v é a velocidade com que uma galáxia se afasta de nós e d é sua distância. H_o é a constante de proporcionalidade chamada de Constante de Hubble, que representa a taxa de expansão do Universo.

A imagem a seguir, um "bolo de passas" em crescimento (representando o Universo em expansão), ilustra como se manifesta essa relação:

Na analogia do bolo, as "passas" são as galáxias, e nenhuma delas ocupa um lugar especial (a não ser que você se encontre demasiadamente próximo à "borda" do bolo, onde a analogia se quebra). Isto é, não existe um centro de expansão no Universo.

Além disso, a teoria não explica o que é expandido dentro do bolo.

Meio doido, não é mesmo? Na verdade, é bem difícil para a mente humana compreender o real significado do Big Bang, no contexto do espaço-tempo quadridimensional (lembrando que, de acordo com a Relatividade, o tempo não é uma entidade separada, independente do espaço).

As descobertas de Hubble marcaram o início da era moderna da Cosmologia. Mas como foi que ele constatou, observando por um telescópio, que as galáxias estão se afastando?

O segredo está nas cores...

O efeito Doppler é a mudança de frequência que ocorre quando nos aproximamos ou nos afastamos de uma fonte ondulatória.

Por exemplo, quando um automóvel passa por nós na rua, percebemos uma mudança de tonalidade no som de seu motor, quando começa a se afastar, em relação a quando estava se aproximando (a frequência diminui).

O que Hubble detectou nas galáxias que observou foi o desvio das ondas luminosas para o vermelho (maior comprimento de onda, menor frequência, da mesma forma que ocorre com as ondas sonoras emitidas pelo automóvel do exemplo, quando ele está se afastando).

Ou seja, o efeito Doppler das galáxias observadas permitiu concluir que elas estão se distanciando de nós. E foi verificando a intensidade do efeito em galáxias mais e menos distantes que Hubble calculou a proporcionalidade da velocidade de afastamento, chegando assim à já citada Lei da Expansão (Lei de Hubble).

Os átomos são formados por prótons e nêutrons no núcleo e elétrons em órbita. Um elemento químico é um conjunto de átomos com o mesmo número de prótons no núcleo, grandeza esta representada pela letra Z e chamada de número atômico.

A Teoria do Big Bang prevê uma abundância de elementos leves (hidrogênio, hélio e lítio, cujos números atômicos são, respectivamente, 1, 2 e 3) no Universo. Esses elementos teriam se formado nos instantes iniciais, logo após a ruptura da singularidade.

Nucleossíntese é a formação de elementos mais pesados (com maior número atômico) a partir de elementos mais leves. No interior de estrelas, por exemplo, átomos de hidrogênio são fundidos, gerando hélio.

O modelo do Big Bang conduz à conclusão teórica de que, nos primórdios da evolução do Universo, ocorreu a seguinte sequência de eventos:

No primeiro segundo, não havia átomos, e as partículas que os constituem estavam soltas, compondo um oceano de nêutrons, prótons, elétrons, anti-elétrons (pósitrons), fótons e neutrinos, em um ambiente extremamente quente: a temperatura era de 10 bilhões de graus!

Com o gradual resfriamento do Universo, os nêutrons decaíam em prótons e elétrons ou combinavam-se com prótons formando deutério (um isótopo do hidrogênio). Durante os três primeiros minutos, a maior parte do deutério combinou-se gerando hélio. Quantidades vestigiais de lítio também foram produzidas nesse período.

Esta foi a chamada nucleossíntese primordial ou nucleossíntese do Big Bang (Big Bang nucleosynthesis - BBN), a mais fundamental de todas, pois deu origem aos primeiros e mais leves elementos.

Mas será que esta narrativa é coerente, dadas as condições do Universo atual? Em outras palavras, a composição química e densidade da matéria existente são o que se espera de uma evolução do Universo a partir do início acima descrito?

Vejamos o que nos dizem os resultados experimentais...

O tipo de matéria que conhecemos, que pode ser vista, tocada e medida diretamente, é chamada de matéria bariônica (formada por átomos) ou matéria ordinária. Há outros tipos (matéria escura e energia escura), cuja existência é deduzida por seus efeitos sobre a matéria visível.

A sonda WMAP, lançada pela NASA em 2001, foi a primeira a determinar diretamente a densidade da matéria ordinária, demonstrando que ela representa apenas 4,6% de tudo o que sabemos existir no Universo.

Dentro desse conteúdo, não vamos encontrar todo o volume de elementos leves produzidos logo após o Big Bang, pois uma grande parte deles se fundiu em elementos mais pesados, no interior das estrelas.

É por esta razão que, nas pesquisas sobre a nucleossíntese primordial, os cientistas se concentram em observações de regiões do espaço onde a maior parte da matéria ainda se encontra nas mesmas condições em que estavam naqueles tempos, ou seja, "cuja composição seja a mais próxima possível da original" (CAMPOS, 2020).

Regiões desse tipo podem ser encontradas em galáxias próximas, onde ainda há muitos elementos leves que não sofreram nenhuma transformação, e também em áreas onde predominam gases e poeira cósmica.

Nas análises de decomposição da luz oriunda dessas "amostragens" de Universo, foi constatado um percentual de 24% de hélio, exatamente o que se espera existir em decorrência da nucleossíntese primordial.

O tema é muito extenso e complexo, podendo ser aprofundado através das fontes citadas ao final do artigo. Por enquanto, contentamo-nos em saber que as observações realizadas evidenciam a compatibilidade da composição atual da matéria com as origens previstas pelo Big Bang.

O gráfico abaixo, produzido pela equipe científica da WMAP, demonstra a previsível abundância de deutério, hélio e lítio, como consequência da densidade de matéria ordinária presente no início do Universo:

A abundância de elementos leves, indicada pelos círculos no gráfico, exibem uma boa concordância com a profusão de matéria constatada pelas observações. A linha vermelha vertical indica a densidade da matéria ordinária no Universo atual.

Temos, então, um teste substancial e detalhado da nucleossíntese, que se constitui em mais uma importante confirmação de previsões da Teoria do Big Bang.

O físico russo George Gamow, em 1948, lançou a hipótese de que todos os elementos, inclusive os mais pesados, teriam sido produzidos no Universo primordial. Então, ele sugeriu a seu aluno Ralph Alpher que fizesse os cálculos para confirmar tal proposição.

Alpher assumiu a responsabilidade, como parte de sua tese de doutorado. Na maioria dos trabalhos, teve a ajuda do físico norte-americano Robert Herman. No final, os dois provaram exatamente o contrário do que dizia a hipótese de Gamow: os elementos mais pesados não podem ter sido produzidos no Universo primordial.

Isto porque os nêutrons, necessários em maior quantidade para compor esses átomos, decaem (em outras palavras, se desfazem) em 10 minutos, após terem sido formados, antes que haja tempo suficiente para ocorrer a nucleossíntese de elementos tais como carbono, oxigênio, silício, enxofre e ferro.

Para que estes pudessem se formar, foi necessário que surgissem as estrelas, muito tempo depois. É dentro delas que surgem esses elementos.

Elementos ainda mais pesados que o ferro são produzidos de duas formas: em camadas externas de estrelas supergigantes e em violentas explosões de estrelas. Tais explosões são chamadas de supernovas.

Elas lançam os elementos pesados pelo Universo ao redor. Todo o carbono em que se baseia a vida na Terra é literalmente originário de poeira estelar. Carl Sagan declarou: "somos feitos de poeira de estrelas. Nós somos uma maneira de o Cosmos se autoconhecer."

A existência desta radiação foi originalmente prevista por Ralph Alpher, em 1948, como um subproduto de sua pesquisa sobre a nucleossíntese do Big Bang, desenvolvida em parceria com Robert Herman e George Gamow.

Ele só foi reconhecido formalmente por sua obra em julho de 2007, quando recebeu a Medalha Nacional de Ciência dos EUA. Alpher faleceu no mês seguinte, com 86 anos de idade.

Com certeza, se o Universo primordial era muitíssimo mais denso do que atualmente, conforme previsto pela Teoria do Big Bang, esse ambiente deve ter sido extremamente quente, esfriando gradativamente no decorrer da expansão.

Um vestígio remanescente desse imenso calor é a radiação cósmica de fundo em micro-ondas (também chamada de CMB, sigla para a expressão em inglês cosmic microwave background radiation).

A CMB foi acidentalmente detectada pela primeira vez em 1965, pelos físicos norte-americanos Arno Penzias e Robert Wilson, na companhia americana Bell Telephone Laboratories, em Murray Hill, Nova Jersey. A radiação era a fonte de um ruído excessivo em um receptor de rádio que eles estavam construindo.

Por coincidência, os pesquisadores Robert Dicke, Jim Peebles, Peter Roll e David Wilkinson, da vizinha Universidade de Princeton, estavam elaborando um experimento para tentar identificar a CMB. Quando souberam dos resultados nos Laboratórios Bell, imediatamente concluíram que a radiação cósmica já havia sido descoberta.

Dois artigos a respeito foram publicados no Astrophysical Journal (vol. 142, 1965): um da autoria de Penzias e Wilson, detalhando as observações, e outro de Dicke, Peebles, Roll e Wilkinson, apresentando a interpretação cosmológica.

Em 1978, Penzias e Wilson dividiram o Prêmio Nobel de Física, em razão de sua descoberta.

Atualmente, a CMB é muito fria, apenas 2,725 K acima do zero absoluto*. Ou seja, ela se manifesta essencialmente na faixa das micro-ondas e é invisível a olho nu.

Apesar da baixa temperatura, a CMB pode ser encontrada em toda parte. Se pudéssemos enxergar micro-ondas, veríamos todo o céu brilhando com uma luminosidade espantosamente uniforme em todas as direções. Algo como a figura abaixo, que mostra uma cor simulada que representa a temperatura da radiação ao longo do céu por inteiro:

É isso mesmo, você veria apenas uma cor, pois a temperatura apresenta uma uniformidade de ordem maior do que uma parte em mil. Este é um convincente fator de interpretação da radiação como sendo o calor remanescente do Big Bang.

Seria muito difícil imaginar uma fonte local de radiação com tal uniformidade. De fato, muitos cientistas tentaram conceber explicações alternativas para a origem da CMB, porém nenhuma delas se mostrou aceitável.

A expansão do Universo foi uma descoberta fundamental do século XX. Ela implica que o Universo tenha sido incrivelmente menor, mais denso e mais quente no passado distante.

Quando o Universo Observável tinha a metade de seu tamanho atual, a densidade da matéria era oito vezes maior e a CMB, duas vezes mais quente.

E quando ele tinha um centésimo do tamanho atual, a temperatura da CMB era cem vezes maior: 273 kelvin ou 32 graus Fahrenheit (= 0 graus Celsius), que corresponde à temperatura em que a água congela (273 graus acima do zero absoluto).

Entretanto, além da CMB, o jovem Universo era preenchido por gás quente de hidrogênio, com uma densidade de aproximadamente 1.000 átomos por centímetro cúbico.

Com isso, quando o Universo Observável era apenas um centésimo de milionésimo do atual, sua temperatura era de 273 milhões de graus acima do zero absoluto e a densidade da matéria era comparável à densidade do ar na superfície terrestre. Em meio a temperaturas tão altas, os átomos de hidrogênio eram completamente ionizados^** em prótons e elétrons livres.

Desta forma, em um ambiente tão quente, na maior parte da história inicial do Universo não havia átomos, e sim apenas elétrons livres e núcleos, estes últimos constituídos de nêutrons e prótons.

Os fótons^** da CMB se dispersavam facilmente dos elétrons. Assim, esses fótons viajavam através do Universo primordial da mesma forma que a luz ótica atravessa um denso nevoeiro.

Esse processo de dispersão múltipla produz um espectro de fótons denominado espectro térmico ou espectro de corpo escuro. Em conformidade com a Teoria do Big Bang, o espectro de frequências da CMB deve ter tido essa forma de "corpo escuro".

Isto foi medido pela primeira vez, com extrema precisão, pelo FIRAS, um experimento realizado através do satélite COBE, da NASA.

O gráfico abaixo mostra a previsão da Teoria do Big Bang para o espectro energético da CMB, comparado com o espectro energético demonstrado pelo FIRAS:

Especificamente, uma medida foi feita do brilho superficial por unidade de intervalo de frequência (I_ν, e não I_λ, que seria por unidade de intervalo de comprimento de onda).

O experimento FIRAS mediu o espectro em 34 pontos equidistantes ao longo da curva de corpo negro. As barras de erro são tão pequenas que nem podem ser vistas na figura, sob a curva que representa a previsão da teoria. A precisão desses cálculos constituem outra importante prova de suporte à Teoria do Big Bang.

Eventualmente, o Universo esfriou o suficiente para que os prótons e elétrons se combinassem formando hidrogênio neutro. Isto ocorreu mais ou menos 400.000 anos depois do Big Bang, quando o Universo estava com aproximadamente onze centésimos do tamanho atual.

Os fótons da CMB interagem muito fracamente com hidrogênio neutro e, por isso, podem viajar em linhas retas. O comportamento desses fótons, movendo-se através do jovem Universo, é análogo à propagação da luz ótica pela atmosfera terrestre.

Ao ar livre, a luz move-se em linha reta, mas gotas de água em uma nuvem são muito efetivas em provocar sua dispersão. É por isso que, em um dia nublado, podemos enxergar apenas até a parte de baixo das nuvens opacas.

Os cosmólogos, estudando a CMB, podem ver muito do Universo pregresso, até o limite imposto pela época em que ele era opaco. Ou seja, é possível enxergar o Universo a partir de 380.000 anos depois do Big Bang.

Esta "parede de luz" é denominada superfície da última dispersão, pois foi o último momento em que a maior parte dos fótons da CMB dispersaram-se diretamente da matéria. Quando construímos mapas de temperatura da CMB, estamos mapeando essa superfície: