Matéria e Energia

Nos artigos anteriores, descrevemos a teoria do Big Bang em termos gerais: seus fundamentos teóricos, bases experimentais, como ocorreu a expansão até o presente momento e como foi possível o surgimento dos grandes objetos cósmicos. Para compreender bem o que apresentaremos a seguir, é importante a leitura desses tópicos.

Já sabemos que, nas grandes escalas observáveis, o universo aparenta ser praticamente uniforme, está em expansão contínua e há evidências de que foi muito mais quente e denso no passado.

Agora, vamos tentar responder algumas questões mais específicas:

Toda a matéria que conhecemos - aquela que, pelo menos em princípio, podemos ver e tocar, formada por átomos - é chamada pelos cientistas de matéria bariônica (ou matéria ordinária). Até algumas décadas atrás, acreditava-se que ela compunha a maior parte do universo.

No entanto, efeitos inesperados, descobertos na dinâmica do universo, levaram à conclusão de que existem "coisas" que nossos olhos (nem mesmo os dos telescópios) não veem, e elas correspondem a um volume muito maior do que o da matéria visível.

Medindo os movimentos de estrelas e gases, os astrônomos podem "pesar" galáxias. Em nosso próprio Sistema Solar, por exemplo, sabemos que a Terra orbita o Sol a 30 km/s, e isso permite determinar a massa solar.

O Sol, por sua vez, gira em torno do centro da Via Láctea a cerca de 225 km/s. Essa velocidade - assim como a de outras estrelas - permite calcular a massa de nossa galáxia.

Da mesma forma, a observação (óptica ou por radiotelescópios) de gases e estrelas em galáxias distantes possibilita determinar a distribuição de massa nesses sistemas.

Acontece que, ao realizar tais medições, os cientistas descobriram que a massa das galáxias observadas (inclusive a nossa) é cerca de dez vezes maior do que corresponderia à quantidade total de estrelas, gases e poeira identificados.

Isso indica a existência de um tipo desconhecido de matéria, chamada matéria escura. Ela exerce influência gravitacional sobre a matéria bariônica, mas não emite nem absorve luz.

Outra evidência vem da observação de lentes gravitacionais, distorções nas imagens causadas pelo desvio da luz ao passar por objetos supermassivos - um fenômeno previsto por Albert Einstein, como consequência da teoria da relatividade geral.

Medindo as distorções nas imagens de galáxias distantes, causadas por aglomerados mais próximos, os astrônomos concluíram que a massa desses aglomerados é cinco vezes maior do que a massa das estrelas, gases e poeira visíveis.

Como vimos no artigo anterior, sucessivas missões exploratórias estudaram a radiação cósmica de fundo em micro-ondas (CMB), possibilitando uma precisão inédita na determinação de parâmetros básicos da teoria do Big Bang, incluindo as proporções relativas entre os diferentes componentes do conteúdo do universo.

Os valores atualmente aceitos resultam do melhor ajuste do Modelo Cosmológico Padrão (Λ-CDM) aos mapas de anisotropia da CMB medidos pela sonda Planck, com incertezas muito pequenas (da ordem de décimos de ponto percentual).

Destaca-se que, de acordo com esses dados, apenas 4,9% da densidade total corresponde à matéria bariônica, enquanto 26,8% é atribuída à matéria escura. E os restantes 68,3%?

Ao que tudo indica, trata-se de outra "entidade" no universo: algo que atua como um termo repulsivo na dinâmica da expansão cósmica, produzindo um efeito oposto ao da atração gravitacional. Os cientistas denominaram essa misteriosa forma de energia de energia escura.

Antes de analisar o que venha a ser essa estranha força repulsiva, vamos dissecar um pouco mais a matéria escura. Qual é sua natureza? Ninguém sabe ao certo, e algumas hipóteses são tradicionalmente consideradas:

Se a massa de uma estrela é menor do que 1/20 da massa solar, seu núcleo não é quente o suficiente para queimar hidrogênio ou deutério. Assim, seu brilho provém apenas da contração gravitacional.

Por isso, esses objetos obscuros, intermediários entre estrelas e planetas, não são suficientemente luminosos para serem diretamente observados por nossos telescópios.

As anãs marrons e objetos similares são apelidados de MACHOs (Massive Compact Halo Objects, ou "objetos massivos de halo compacto") e podem ser detectados por experimentos com lentes gravitacionais.

Alguns cientistas acreditam que a matéria escura possa ser formada, pelo menos em parte, por MACHOs - que, embora invisíveis, são compostos de matéria bariônica, o que mudaria o percentual mostrado no gráfico.

Outros astrônomos especulam que a matéria escura pode ser composta por um grande número de buracos negros - objetos tão densos que nem mesmo a luz escapa de sua atração gravitacional.

Esta é, provavelmente, a hipótese mais plausível: a matéria escura composta por partículas subatômicas que interagem muito fracamente com a matéria ordinária.

A física de partículas apresenta vários candidatos. Pesquisas buscam detectá-las em aceleradores, promovendo colisões para tentar produzir essa matéria misteriosa em laboratório.

Considerando que o universo foi extremamente denso e quente logo após o Big Bang, ele próprio funcionou como um gigantesco acelerador. Assim, os cosmólogos acreditam que a matéria escura pode ter surgido nesse período.

Essas partículas hipotéticas, se existirem, são muito diferentes da matéria comum. São chamadas WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles ou "partículas massivas de fraca interação"), representando a matéria não bariônica.

As primeiras pistas dessa enigmática forma de energia datam da década de 1980, em estudos sobre a formação de aglomerados de galáxias. No entanto, os indícios eram incertos. Na década de 1990, surgiram evidências robustas, a partir de pesquisas com supernovas (explosões de estrelas).

Os restos dessas explosões formam estruturas chamadas remanescentes de supernova, como o Laço do Cisne e a Nebulosa do Caranguejo.

O objetivo das pesquisas era traçar a história da expansão cósmica. Esperava-se que a expansão estivesse diminuindo e que, em algum momento, o universo começasse a se contrair sob a força gravitacional da matéria.

Para surpresa geral, descobriu-se que a expansão está acelerando. No início houve desconfiança, mas sucessivos experimentos confirmaram a descoberta.

O fenômeno foi atribuído à energia escura, um componente com efeito gravitacional repulsivo em grande escala, que faz com que as galáxias se afastem umas das outras de forma cada vez mais acelerada.

Além de explicar a expansão acelerada, a energia escura reforça a hipótese de que o universo tem geometria plana, a mais provável segundo a maioria dos cientistas.

Einstein foi o primeiro a propor uma constante cosmológica, que inseriu em suas equações para sustentar sua crença em um universo estático. Sem ela, a relatividade geral previa que o cosmos deveria se expandir ou se contrair.

Posteriormente, ele abandonou a ideia, mas a constante voltou às equações como representação matemática da energia escura, cuja magnitude, longe de manter o universo estático, acelera sua expansão.

Teorias modernas associam a constante à densidade energética do vácuo, uma energia presente em todo o espaço aparentemente vazio. O problema é que, para que essa densidade seja compatível com outras formas de matéria, são necessárias novas teorias físicas.

Mesmo assim, a constante cosmológica torna a teoria do Big Bang consistente com observações: distribuição de galáxias, medições das sondas WMAP e Planck, propriedades reveladas por raios X dos aglomerados e estudos de supernovas.

Outro argumento: se a constante influencia a densidade energética, a idade estimada do universo é maior do que seria sem ela, resolvendo o antigo paradoxo de um universo aparentemente mais jovem do que algumas de suas próprias estrelas.

Em resumo: a constante cosmológica estabelece uma concordância entre teoria e observações.

Como toda essa matéria e energia se organiza espacialmente? Em outras palavras, qual é o formato do universo? As possíveis geometrias dependem da relação entre a densidade real e a densidade crítica, dada por:

Nessa equação, ρ_c representa a densidade crítica, H₀ é a constante de Hubble (taxa atual de expansão do universo), π (pi) é o número 3,14159265... e G é a constante gravitacional universal (constante newtoniana da gravitação).

Como G é constante, a densidade crítica depende apenas da constante de Hubble, cujo valor ainda é objeto de intenso estudo.

Usa-se a letra grega Ω (ômega) para representar a razão (Ω_o) entre a densidade do universo e a densidade crítica:

Temos, então, três possibilidades:

• Se ρ_m = ρ_c, então Ω_o = 1: o universo é plano e infinito.
• Se ρ_m > ρ_c, então Ω_o > 1: o universo é fechado, curvado como uma esfera, finito mas sem bordas.
• Se ρ_m < ρ_c, então Ω_o < 1: o universo é aberto, com curvatura negativa, como uma sela, e infinito.

Uma das consequências do modelo inflacionário é prever um valor para a densidade total do universo muito próximo da densidade crítica, e isso reforça a hipótese mais aceita pela comunidade científica, a de que o universo seja plano e infinito.

No entanto, considerando que só podemos enxergar até uma determinada distância, dentro do volume que chamamos de universo observável, não é descartável a possibilidade de outro formato. Afinal, o universo pode parecer plano dentro de nossos limites, mas assumir outra geometria nas regiões além, cujas luzes ainda não nos alcançaram.