Matéria e energia no universo

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 a duas grandes questões, bem específicas:

• Do que é feito o universo?
• Qual é a geometria do universo?

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

No entanto, diversos fenômenos observacionais levaram à conclusão de que existem componentes que não podem ser observados diretamente pela luz e que correspondem a uma parcela muito maior do conteúdo do universo.

Medindo os movimentos de estrelas e gases, os astrônomos podem determinar a massa das galáxias a partir de seus efeitos gravitacionais. Em nosso próprio Sistema Solar, por exemplo, sabemos que a Terra orbita o Sol a cerca de 30 km/s, e essa informação 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 estimar a massa da nossa galáxia.

Da mesma forma, a observação de estrelas e gases em galáxias distantes possibilita determinar a distribuição de massa nesses sistemas.

Acontece que, ao realizar tais medições, os cientistas descobriram que a massa inferida a partir dos efeitos gravitacionais é muito maior do que a massa da matéria luminosa identificada.

Isso indica a existência de um tipo desconhecido de matéria, chamada matéria escura. Ela exerce influência gravitacional sobre a matéria bariônica, mas não emite, absorve ou reflete luz de maneira que permita sua detecção direta.

Outra evidência vem da observação de lentes gravitacionais, distorções nas imagens causadas pela curvatura do espaço-tempo produzida pela massa de objetos cósmicos — um fenômeno previsto por Albert Einstein como consequência da teoria da relatividade geral.

Medindo as distorções e ampliações causadas nas imagens de galáxias distantes pela gravidade de aglomerados mais próximos, os astrônomos podem determinar a distribuição de massa desses aglomerados, e o que eles encontram é uma quantidade de matéria muito maior do que a representada pelas estrelas, gases e poeira observáveis.

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 apresentados a seguir correspondem aos parâmetros determinados pelo satélite Planck no contexto do modelo cosmológico padrão (Λ-CDM).

De acordo com esses dados, aproximadamente 4,9% da densidade total de matéria e energia corresponde à matéria bariônica, enquanto 26,8% corresponde à matéria escura. E os restantes 68,3%?

Ao que tudo indica, trata-se de outro componente do universo: a energia escura, associada à aceleração da expansão cósmica. Sua natureza ainda é desconhecida.

Antes de analisar o que venha a ser essa estranha forma de energia, vamos dissecar um pouco mais a matéria escura. Qual é sua natureza? Ninguém sabe ao certo. Diversas hipóteses foram propostas ao longo das últimas décadas.

Uma das primeiras possibilidades consideradas foi a existência de grandes quantidades de objetos compactos e pouco luminosos no halo das galáxias, como anãs marrons, estrelas de nêutrons e outros corpos que não emitem luz suficiente para serem facilmente detectados.

Esses objetos são conhecidos genericamente como MACHOs (Massive Compact Halo Objects, ou "objetos massivos de halo compacto") e poderiam ser detectados por meio de microlentes gravitacionais, quando sua gravidade amplifica temporariamente a luz de uma estrela mais distante.

Entretanto, as observações de microlentes e outras evidências cosmológicas mostraram que objetos bariônicos desse tipo não podem responder pela maior parte da matéria escura. Além disso, a quantidade total de matéria bariônica no universo é limitada pelas previsões da nucleossíntese primordial e pelas observações da radiação cósmica de fundo.

Outra possibilidade investigada é a existência de buracos negros primordiais, formados nos primeiros instantes do universo a partir do colapso de regiões extremamente densas.

Ao contrário dos buracos negros formados pelo colapso de estrelas, esses objetos poderiam ter se formado antes do aparecimento das primeiras estrelas e possuir uma ampla faixa de massas.

Até o momento, porém, não há evidência conclusiva de que os buracos negros primordiais constituam a maior parte da matéria escura.

Uma das principais possibilidades é que a matéria escura seja constituída por partículas subatômicas ainda não descobertas, que interagem muito fracamente com a matéria ordinária e com a radiação eletromagnética.

A física de partículas apresenta diversos candidatos. Pesquisas procuram detectá-los diretamente em experimentos subterrâneos, indiretamente por seus possíveis produtos de interação ou em aceleradores de partículas.

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

Entre os candidatos historicamente mais estudados estão os WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles, ou "partículas massivas de interação fraca"), que constituem uma classe de partículas hipotéticas de matéria escura não bariônica.

Apesar de décadas de pesquisas, nenhuma partícula de matéria escura foi identificada de forma conclusiva até o momento.

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.

Para surpresa geral, estudos de supernovas do tipo Ia, usadas como indicadores de distância, revelaram que a expansão do universo está se acelerando. No início houve desconfiança, mas sucessivas observações confirmaram a descoberta.

O fenômeno foi atribuído à energia escura, um componente cuja pressão negativa produz, em escala cosmológica, um efeito que acelera a expansão do universo.

Além de explicar a expansão acelerada, a energia escura participa da composição da densidade total do universo e, portanto, também influencia sua geometria espacial.

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, Einstein abandonou a ideia, mas a constante cosmológica voltou às equações no contexto da cosmologia moderna como uma possível representação matemática da energia escura.

A interpretação mais simples associa a constante cosmológica à energia do vácuo, isto é, a uma densidade de energia inerente ao próprio espaço vazio. Uma de suas características fundamentais é possuir pressão negativa, capaz de produzir aceleração da expansão cósmica.

O problema é que as estimativas da energia do vácuo obtidas pela física quântica são extremamente diferentes do valor observado para a constante cosmológica. Essa discrepância constitui um dos grandes problemas em aberto da física teórica.

Mesmo assim, a constante cosmológica torna o modelo cosmológico padrão consistente com uma ampla variedade de observações: a distribuição de galáxias, as anisotropias da radiação cósmica de fundo, as propriedades dos aglomerados de galáxias e os estudos de supernovas.

Outro argumento histórico importante é que a presença de energia escura altera a relação entre a taxa de expansão e a idade do universo. A inclusão da constante cosmológica permitiu resolver a antiga dificuldade de um universo aparentemente mais jovem do que algumas das estrelas mais antigas conhecidas.

Em resumo: a constante cosmológica, representando a forma mais simples de energia escura, estabelece uma notável concordância entre o modelo cosmológico e um amplo conjunto de observações.

Como toda essa matéria e energia determina a geometria do espaço? Em outras palavras, qual é a geometria do universo?

A densidade crítica (ρc) é a densidade total de matéria e energia que, para uma dada taxa de expansão, corresponde a um universo espacialmente plano. Ela é dada por:

Na equação, ρc representa a densidade crítica, H₀ é a constante de Hubble, isto é, a taxa de expansão do universo atualmente, π (pi) é o número 3,14159265... e G é a constante gravitacional universal.

A comparação entre a densidade total do universo e a densidade crítica determina sua curvatura espacial:

• Se a densidade total for igual à densidade crítica, a geometria espacial é plana.
• Se for maior, a geometria espacial é fechada, com curvatura positiva.
• Se for menor, a geometria espacial é aberta, com curvatura negativa.

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

Temos, então, três possibilidades:

• Se ρ₀ = ρc, então Ω₀ = 1 ⇒ o universo é espacialmente plano.
• Se ρ₀ > ρc, então Ω₀ > 1 ⇒ o universo possui curvatura positiva e é espacialmente fechado.
• Se ρ₀ < ρc, então Ω₀ < 1 ⇒ o universo possui curvatura negativa e é espacialmente aberto.

Uma das consequências do modelo inflacionário é que a expansão extremamente rápida do universo primordial teria levado sua geometria espacial a ficar muito próxima da geometria plana.

As observações da radiação cósmica de fundo são consistentes com essa previsão e indicam que a curvatura espacial do universo é muito pequena. Assim, dentro das incertezas observacionais, o modelo cosmológico padrão considera o universo espacialmente plano.

Isso, porém, não significa necessariamente que o universo seja infinito. A geometria plana descreve a curvatura espacial, enquanto a extensão global do universo também depende de sua topologia. Portanto, um universo plano pode, em princípio, ser infinito ou possuir uma topologia que o torne finito.

Também é importante salientar que nossa observação está, naturalmente, limitada ao universo observável. Não podemos determinar diretamente a extensão global do cosmos além do horizonte observável; por isso, questões sobre sua topologia e sua extensão total permanecem abertas.

Além disso, conhecer a geometria e os diferentes componentes do universo não é suficiente. Precisamos também saber como sua expansão evoluiu ao longo do tempo. A partir dessa história de expansão — determinada pela combinação entre matéria, energia escura e outros componentes cósmicos — podemos estimar há quanto tempo o universo existe. É justamente essa questão que abordaremos a seguir: