Formação de estruturas no universo

Flutuações quânticas são variações inevitáveis nas propriedades dos campos quânticos, mesmo quando esses campos se encontram em seu estado de menor energia. Em escalas subatômicas, o chamado vácuo quântico não corresponde a um espaço absolutamente desprovido de atividade: de acordo com a física quântica, os campos estão sujeitos a flutuações que não podem ser completamente eliminadas, em consequência das leis da mecânica quântica.

No cenário inflacionário, essas flutuações quânticas tiveram um papel fundamental. Durante a inflação cósmica, a expansão extremamente acelerada do espaço estendeu perturbações que inicialmente existiam em escalas microscópicas para dimensões cosmológicas. Ao deixarem de evoluir como simples flutuações quânticas subatômicas, essas perturbações ficaram registradas nas condições iniciais do universo como pequenas diferenças na distribuição de energia e matéria.

Essas perturbações primordiais constituíram as sementes das estruturas cósmicas. Após a inflação, regiões ligeiramente mais densas passaram a exercer uma atração gravitacional um pouco maior sobre a matéria ao seu redor. Ao longo de bilhões de anos, a gravidade amplificou essas pequenas diferenças, levando ao surgimento de halos de matéria escura, galáxias, aglomerados e, em escalas ainda maiores, da teia cósmica.

Assim, a formação das estruturas do universo pode ser entendida como uma longa sequência: flutuações quânticas → perturbações primordiais → crescimento gravitacional → estruturas cósmicas.

Uma visão simplista do que poderia ter ocorrido após o Big Bang seria imaginar o universo como o resultado de uma explosão comum: a matéria se dispersaria pelo espaço de maneira uniforme, sem deixar regiões suficientemente diferentes para que estruturas complexas pudessem surgir.

Mas o universo não evoluiu dessa maneira. Embora seja extremamente homogêneo e isotrópico em grandes escalas, ele apresenta pequenas diferenças de densidade que, ao longo do tempo, foram amplificadas pela gravidade. Essas diferenças constituíram as sementes das estruturas que observamos atualmente.

Surge então uma questão fundamental: como o universo pode ser tão uniforme em larga escala e, ao mesmo tempo, apresentar tamanha diversidade em escalas menores? Em outras palavras, como pequenas irregularidades primordiais puderam dar origem às estrelas, galáxias e demais estruturas cósmicas?

O princípio cosmológico, um dos fundamentos do modelo cosmológico padrão, estabelece que, em escalas suficientemente grandes, o universo pode ser considerado homogêneo e isotrópico. Isso não significa que a matéria esteja distribuída uniformemente em todas as escalas. Em escalas menores, o universo apresenta uma extraordinária variedade de estruturas, desde estrelas e galáxias até aglomerados e filamentos da teia cósmica.

A inflação cósmica oferece uma explicação para a origem das pequenas perturbações que serviram como sementes dessas estruturas. A partir delas, foi a gravidade que desempenhou o papel fundamental na sua evolução e crescimento.

Depois da inflação, o universo continuou a se expandir e a esfriar. As pequenas diferenças de densidade existentes em sua distribuição de matéria, entretanto, não desapareceram.

Uma região ligeiramente mais densa que suas vizinhas exerce uma atração gravitacional um pouco maior. Essa atração faz com que ela acumule mais matéria, aumentando ainda mais sua densidade. O processo se retroalimenta: quanto maior o excesso de densidade, maior a atração gravitacional e, consequentemente, maior a quantidade de matéria que pode ser incorporada à região.

Ao longo de centenas de milhões e bilhões de anos, esse processo transformou as pequenas perturbações primordiais em estruturas cada vez maiores. A matéria escura (da qual tratamos no próximo artigo) desempenhou papel fundamental nessa evolução, formando halos gravitacionais nos quais o gás posteriormente se acumulou. O colapso do gás nesses halos levou à formação das primeiras estrelas e, posteriormente, das primeiras galáxias.

As galáxias, por sua vez, reuniram-se em grupos e aglomerados, enquanto esses sistemas se organizaram ao longo de enormes filamentos e paredes de matéria, separados por regiões relativamente vazias. Assim surgiu a teia cósmica, a gigantesca estrutura que hoje organiza a distribuição da matéria em escalas de centenas de milhões de anos-luz.

A formação das estruturas, portanto, não foi um acontecimento instantâneo, mas um processo contínuo de crescimento gravitacional, iniciado a partir de diferenças de densidade extremamente pequenas existentes no universo primordial.

Como vimos em artigo anterior, a CMB (Cosmic Microwave Background, ou radiação cósmica de fundo em micro-ondas) é a radiação remanescente do universo primordial. Ela foi liberada quando o universo tinha aproximadamente 380 mil anos, depois que a expansão e o resfriamento permitiram que elétrons e núcleos atômicos se combinassem, tornando o universo transparente à luz.

A luz visível é apenas uma pequena faixa do espectro eletromagnético, que se estende das ondas de rádio aos raios gama. A CMB encontra-se atualmente na faixa das micro-ondas e, por isso, não pode ser percebida pelo olho humano. Se nossos olhos fossem sensíveis a essas frequências, veríamos uma radiação difusa preenchendo todo o céu.

A CMB é extraordinariamente uniforme em larga escala, mas apresenta pequenas variações de temperatura — as chamadas anisotropias. Essas variações estão relacionadas às perturbações de densidade existentes no universo primordial e constituem uma das principais evidências observacionais das condições que deram origem às estruturas cósmicas.

Podemos comparar essa percepção ao que ocorre quando uma espaçonave se aproxima da Terra. De longe, o planeta parece apenas uma esfera uniforme; à medida que se aproxima, distinguem-se continentes e oceanos; a distâncias ainda menores, podem ser observadas montanhas, cidades e florestas.

A evolução das observações da CMB seguiu um processo semelhante:

• Durante décadas, observações indicaram que a radiação cósmica de fundo apresentava uma uniformidade extraordinária em todas as direções.
• Em 1992, o satélite COBE (Cosmic Background Explorer), da NASA, revelou pela primeira vez pequenas anisotropias intrínsecas na temperatura da CMB, da ordem de uma parte em 100 mil. Essas diferenças constituíam o registro das pequenas variações de densidade existentes no universo primordial.
• O instrumento FIRAS, também instalado no COBE, mostrou que a CMB apresenta um espectro extremamente próximo do de um corpo negro, com temperatura média de aproximadamente 2,725 K, fornecendo uma das confirmações mais precisas do cenário do universo quente.
• Operando de 2001 a 2010, a sonda WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) mapeou as anisotropias com resolução e sensibilidade muito superiores às do COBE, permitindo determinar com grande precisão diversos parâmetros fundamentais do universo.
• A missão Planck, da ESA, lançada em 2009 e encerrada em 2013, levou essas medições a um nível ainda maior de precisão, refinando os parâmetros cosmológicos e proporcionando um dos mais detalhados mapas da CMB já produzidos.

As observações dessas missões forneceram evidências extraordinariamente fortes para o modelo cosmológico padrão, ΛCDM, e mostraram que as pequenas perturbações observadas na CMB apresentam exatamente o tipo de padrão estatístico necessário para servir como sementes das estruturas que se desenvolveram posteriormente.

As imagens do COBE, à esquerda, mostram as variações de temperatura da CMB em uma representação de cores falsas; as do WMAP, à direita, revelam detalhes muito mais sutis graças à sua maior resolução e sensibilidade.

O primeiro par de mapas apresenta o céu em uma escala artificial de cores, ampliada para tornar visíveis diferenças de temperatura extremamente pequenas. A temperatura média real da CMB é de aproximadamente 2,725 K.

O padrão em forma de dipolo, visível nos mapas completos, não representa uma perturbação primordial: ele resulta principalmente do movimento do Sistema Solar em relação ao referencial de repouso da CMB.

Após a remoção do dipolo e das emissões provenientes da Via Láctea, permanecem as pequenas anisotropias cosmológicas. Suas diferenças de temperatura são extremamente pequenas, da ordem de dezenas de milionésimos de kelvin, mas carregam informações preciosas sobre as condições do universo primordial.

A análise dessas anisotropias permite reconstruir as propriedades das perturbações que existiam quando a CMB foi emitida. Essas perturbações constituíram as sementes a partir das quais a gravidade posteriormente construiu as estruturas cósmicas.