Universo inflacionário

Embora o modelo do Big Bang quente seja muito bem-sucedido em explicar o espectro de corpo negro da radiação cósmica de fundo em micro-ondas (CMB) e a origem dos elementos leves (artigo anterior), ele enfrenta algumas questões relacionadas às condições iniciais necessárias para reproduzir as propriedades observadas do universo. Temos três problemas cruciais:

• Problema do horizonte - O modelo cosmológico padrão descreve um universo primordial extremamente homogêneo em sua distribuição de matéria e energia. No entanto, regiões do espaço situadas em direções opostas no céu estão hoje tão distantes entre si que, segundo a expansão convencional, não teriam tido tempo suficiente para trocar informação ou energia desde o início do universo. Como, então, puderam atingir temperaturas praticamente iguais?
• Problema da planicidade - As observações da radiação cósmica de fundo mostram que a geometria espacial do universo é muito próxima da plana. No entanto, no modelo do Big Bang sem inflação, a densidade do universo teria de ter sido extraordinariamente próxima da densidade crítica no passado para que sua geometria permanecesse tão próxima da planura até os dias atuais.
• Problema do monopolo - Algumas teorias de grande unificação das partículas elementares preveem que, durante as transições de fase do universo primordial, uma grande quantidade de monopolos magnéticos - partículas hipotéticas que se comportariam como ímãs de um único polo - poderia ter sido produzida. Pesados e estáveis, eles deveriam ainda existir em grande abundância. Porém, nunca foram observados.

Uma das principais hipóteses propostas para solucionar esses impasses é a do universo inflacionário (ou inflação cósmica), um cenário em que, em uma fase muito primordial, o universo teria passado por um período de expansão extremamente acelerada, capaz de alterar profundamente suas condições em grande escala:

• Horizonte - Uma expansão suficientemente rápida implica que regiões hoje muito distantes entre si estiveram, na verdade, muito próximas antes da inflação, tornando possível que tenham estado em contato causal e atingido uma temperatura praticamente uniforme.
• Planicidade - Imagine que você esteja na superfície de uma bola de futebol (um mundo bidimensional). É evidente que tal superfície é curva e que você está vivendo em um universo fechado. Entretanto, se essa bola crescer até atingir o tamanho da Terra, ela parecerá plana para você, embora continue sendo uma esfera em grande escala. De modo análogo, a inflação teria "esticado" qualquer curvatura inicial do universo tridimensional, tornando sua geometria espacial praticamente plana.
• Monopolo - Os monopolos magnéticos poderiam ter sido produzidos antes do período inflacionário. Durante a inflação, sua densidade teria sofrido uma diluição colossal, reduzindo sua abundância a níveis extremamente baixos.

Vários elementos da cosmologia inflacionária foram desenvolvidos a partir do início da década de 1970, e o primeiro modelo de inflação cósmica foi proposto entre 1979 e 1980 pelo físico e cosmólogo russo Alexei Starobinsky.

Em 1981, o físico e cosmólogo norte-americano Alan Guth apresentou uma formulação que tornou a ideia de inflação particularmente clara, publicando na Physical Review D o artigo Inflationary universe: a possible solution to the horizon and flatness problems ("Universo inflacionário: uma possível solução para os problemas do horizonte e da planicidade").

O modelo apresentava uma falha, reconhecida pelo próprio Guth em seu artigo, que ficou conhecida como problema da saída suave (graceful exit): o mecanismo que deveria encerrar a inflação, baseado na formação de bolhas durante uma transição de fase, não permitia que elas se unissem de maneira suficientemente homogênea para produzir o universo observado. Posteriormente, essa formulação passou a ser conhecida como inflação antiga.

Guth tinha consciência do problema, mas seu trabalho estabeleceu a ideia central da expansão exponencial e mostrou de maneira convincente como a inflação poderia solucionar os problemas do horizonte e da planicidade, abrindo caminho para uma intensa investigação teórica sobre o universo primordial.

Em 1982, os físicos Andrei Linde e, independentemente, Andreas Albrecht e Paul Steinhardt, propuseram uma nova versão da inflação, na qual a transição ocorreria de forma muito mais gradual. Essa abordagem ficou conhecida como nova inflação e contornou o impasse da saída suave.

Esse modelo, entretanto, também apresentava dificuldades. Para funcionar, ele exigia condições bastante específicas para o campo responsável pela inflação, além de uma interação muito fraca desse campo com a matéria. Isso dificultava explicar como ele teria alcançado as condições necessárias para iniciar a inflação.

Em última análise, o modelo parecia exigir que o universo já fosse relativamente grande e contivesse muitas partículas antes mesmo de a inflação começar - justamente algumas das características que ela deveria ajudar a explicar.

A questão que se colocava era: seria possível começar a inflação sem a exigência de condições iniciais tão especiais?

As propostas de Guth e Linde representaram um avanço importante, porém ainda incompleto, na cosmologia do Big Bang. A nova inflação havia resolvido um problema, mas, como vimos, introduzira outro.

No início dos anos 1980, com base nas observações disponíveis, incluindo a CMB e a abundância dos elementos leves, era comum supor que o universo primordial estivesse em equilíbrio térmico, fosse relativamente homogêneo e já apresentasse dimensões suficientemente grandes para que a inflação pudesse começar. Isso significava que algumas das propriedades que a inflação deveria explicar precisavam, de certo modo, ser assumidas como condições iniciais.

Procurando um cenário em que essas condições pudessem ser mais genéricas, o próprio Andrei Linde elaborou uma nova versão da inflação, apresentada no artigo Chaotic inflation (Inflação caótica), publicado em 1983 na Physics Letters B.

Linde abandonou a necessidade de condições iniciais tão cuidadosamente preparadas. Em seu novo cenário, a inflação poderia começar mesmo que o universo primordial não estivesse em equilíbrio térmico.

Em vez de depender de uma transição de fase cuidadosamente preparada, a inflação poderia surgir naturalmente em regiões do universo que apresentassem condições iniciais suficientemente favoráveis.

A ideia central era que a inflação poderia ser uma consequência natural - e, nas palavras de Linde, talvez até inevitável - das condições caóticas do universo primordial.

A teoria inflacionária continuou a evoluir nas décadas seguintes, dando origem a diferentes modelos e cenários, sendo um deles a possibilidade da inflação eterna, na qual a inflação pode continuar indefinidamente em algumas regiões do espaço, enquanto termina em outras.

A inflação eterna, contudo, não constitui um modelo inflacionário único ou consensualmente estabelecido, mas uma propriedade que pode emergir em determinados modelos. Atualmente, diferentes cenários inflacionários continuam sendo investigados e confrontados com as observações cosmológicas.

É assim que o modelo do Big Bang, longe de se tornar obsoleto, continua evoluindo e incorporando novos conhecimentos, tornando-se cada vez mais coerente com a realidade revelada pelas observações.

A inflação não teria apenas transformado as propriedades globais do universo: as pequenas flutuações presentes em seus primeiros instantes também podem ter fornecido as sementes das estruturas cósmicas que surgiriam posteriormente. Como isso aconteceu? É o que veremos a seguir.