Formação de estruturas no universo

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 uniformemente, impedindo a formação de qualquer estrutura diferenciada.

Entretanto, é evidente que as coisas não se deram assim. Com o passar do tempo, surgiram grandes estruturas. Como isso foi possível?

A questão central é: como o universo pode ser tão uniforme em larga escala e, ao mesmo tempo, apresentar tanta diversidade em escalas menores? Em outras palavras: como se formaram as estrelas, planetas e galáxias?

Costuma-se aplicar o princípio cosmológico - um dos pilares teóricos do Big Bang - como indicativo de que o universo é homogêneo e isotrópico em grande escala. Essa é uma simplificação útil para a construção do modelo básico, mas sabemos que não corresponde totalmente à realidade observada.

Um entendimento mais completo exige extrapolar o princípio cosmológico. A abordagem capaz de explicar tanto a uniformidade em grande escala quanto a origem das estruturas é o modelo inflacionário, que complementa a teoria do Big Bang e resolve alguns paradoxos aparentes.

Nos instantes iniciais, logo após o Big Bang e antes do período de expansão acelerada, a porção do espaço que hoje corresponde ao universo observável era microscópica. Nessa escala, flutuações quânticas* geravam pequenas variações na densidade da matéria.

Com o advento do período inflacionário, esses pontos de maior densidade expandiram-se para dimensões astronômicas em frações de segundo.

Essas regiões, contendo mais massa do que áreas vizinhas de mesmo volume, passaram a atrair matéria pela ação da gravidade, formando aglomerados que deram origem às estruturas cósmicas.

Assim, as galáxias atuais surgiram devido à atração gravitacional provocada por pequenas flutuações na densidade quase uniforme do jovem universo. A Via Láctea, por exemplo, teria se formado pela seguinte sequência de eventos:

• Quando o universo tinha um milésimo de seu tamanho atual (aproximadamente 400 mil anos após o Big Bang), a densidade da região que hoje abriga nossa galáxia era cerca de 0,5% maior que a de regiões vizinhas. Por isso, expandiu-se mais lentamente.
• Essa expansão mais lenta fez com que o excesso de densidade local aumentasse gradualmente. Ao atingir um centésimo do tamanho atual (cerca de 15 milhões de anos após o Big Bang), a região provavelmente já era 5% mais densa que a vizinhança.
• O incremento continuou ao longo da expansão. Quando o universo alcançou um quinto do tamanho atual (aproximadamente 1,2 bilhão de anos após o Big Bang), nossa região era provavelmente duas vezes mais densa que as áreas próximas. Segundo estimativas, as porções internas da galáxia consolidaram-se nessa época, enquanto as regiões externas formaram estrelas mais recentemente.

Como vimos em artigo anterior, a CMB (Cosmic Microwave Background radiation ou radiação cósmica de fundo em micro-ondas) é o vestígio do imenso calor do universo primordial.

A luz visível é apenas uma faixa do espectro eletromagnético, que vai das ondas de rádio aos raios gama. A CMB está na faixa das micro-ondas e, por isso, não é visível a olho nu. Se fosse, veríamos uma luminosidade difusa cobrindo todo o céu.

Essa radiação é extremamente uniforme em larga escala, mas apresenta pontos ligeiramente mais quentes e frios - as chamadas anisotropias - marcas das flutuações quânticas responsáveis pela origem das grandes estruturas.

Podemos comparar essa percepção ao que ocorre quando uma espaçonave se aproxima da Terra: de longe, o planeta parece apenas uma esfera; aproximando-se, distinguem-se continentes e oceanos; e só a uma distância muito menor se percebem montanhas, cidades e florestas.

A evolução das observações da CMB seguiu um processo semelhante:

• Décadas atrás, astrônomos detectaram que a radiação era praticamente uniforme em todas as direções.
• Com medições mais precisas, identificou-se a anisotropia de dipolo (explicada mais adiante). Em 1992, o satélite COBE (Cosmic Background Explorer), da NASA, foi o primeiro a detectar flutuações cosmológicas na temperatura da CMB. O instrumento FIRAS (Far-Infrared Absolute Spectrophotometer), a bordo do COBE, mediu detalhadamente o espectro dessa radiação.
• Operando de 2001 a 2010, a sonda WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) obteve resultados ainda mais precisos, estabelecendo os parâmetros fundamentais da cosmologia, inclusive a estimativa da idade do universo com uma margem de erro muito baixa.
• Esses parâmetros foram ainda mais refinados a partir das observações do satélite Planck, da ESA (Agência Espacial Europeia), ativo entre 2009 e 2013.

As missões COBE e WMAP reforçaram sobremaneira o modelo cosmológico atual (Lambda-CDM), mas as interpretações de dados do Planck resultaram no mapa de maior precisão das anisotropias da CMB, embora não tão distantes das conclusões da equipe WMAP, inclusive concordando quase que exatamente com o percentual de matéria bariônica (feita de átomos) do universo observável.

As imagens do COBE, à esquerda, mostram variações representadas por cores falsas; as do WMAP, à direita, revelam detalhes muito mais sutis, graças à melhor resolução angular.

O primeiro par de figuras mostra o céu em micro-ondas em uma escala artificial de cores, amplificada para evidenciar contrastes que, na realidade, são extremamente pequenos. A temperatura média real da CMB é de 2,725 K.

No segundo par, azul indica 2,721 K e vermelho, 2,729 K. O padrão yin-yang é a anisotropia de dipolo, causada pelo movimento do Sol em relação ao referencial cósmico.

O terceiro par exibe o céu após a remoção do dipolo. As flutuações restantes são cerca de 30 vezes menores. Regiões quentes (vermelho) são 0,0002 K mais quentes que as frias (azul).

A irradiação da Via Láctea domina a faixa central, mas fora dela o sinal predominante vem da borda do universo visível. Interferências instrumentais existem, mas são muito fracas frente aos sinais autênticos.

A análise desses dados confirma que pequenas flutuações de temperatura no universo primordial correspondem a variações na densidade da matéria que deram início à formação das galáxias e demais estruturas cósmicas.

Como vimos, as missões COBE e WMAP representaram avanços decisivos para a cosmologia observacional. Enquanto o COBE revelou a anisotropia da radiação cósmica de fundo e o WMAP mapeou essas variações com grande detalhamento, a missão Planck levou essa investigação a um novo nível de refinamento. Com medições ainda mais sensíveis e abrangentes, o Planck reduziu significativamente as incertezas dos parâmetros cosmológicos, consolidando o modelo cosmológico padrão dentro de um regime de precisão sem precedentes.