Outros Links:
Determinando Distâncias a Objetos Astronômicos
Uma explicação dos vários métodos científicos para encontrar as distâncias de outros objetos no universo.
Universo: Cosmologia 101
Uma introdução para iniciantes ao Big Bang e tópicos relacionados.
Tutorial de Cosmologia de Ned Wright
Referências e explicações sobre o pensamento atual na ciência cosmológica.
Bad Astronomy
Uma refutação minuciosa de vários tipos de pseudociência astronômica.

Sumário

0) Introdução

a) Propósito deste FAQ

De acordo com a página de boas-vindas deste arquivo, o grupo de discussão talk.origins destina-se a debates sobre "origens biológicas e físicas", e o arquivo existe para fornecer "respostas científicas mainstream às muitas perguntas frequentes (FAQs) que aparecem no grupo de discussão talk.origins". Muitas FAQs atuais tratam de perguntas sobre origens biológicas e geológicas aqui na Terra. Esta página adotará uma visão mais ampla, focando no próprio universo.

Antes de começar o exame das evidências em torno da cosmologia atual, é importante entender o que é e o que não é a Teoria do Big Bang (BBT). Contrariamente à percepção comum, a BBT não é uma teoria sobre a origem do universo. Pelo contrário, ela descreve o desenvolvimento do universo ao longo do tempo. Este processo é frequentemente chamado de "evolução cósmica" ou "evolução cosmológica"; embora os termos sejam usados tanto por aqueles dentro quanto fora da comunidade astronômica, é importante ter em mente que a BBT é completamente independente da evolução biológica. Ao longo das últimas várias décadas, a imagem básica da cosmologia dada pela BBT tem sido generalmente aceita por astrônomos, físicos e pela comunidade científica mais ampla. No entanto, nenhum consenso semelhante foi alcançado sobre ideias relativas à origem final do universo. Este permanece uma área de pesquisa ativa e algumas das ideias atuais são discutidas abaixo. Dito isso, a BBT é, contudo, sobre origens -- a origem da matéria, a origem dos elementos, a origem da estrutura em grande escala, a origem da Radiação Cósmica de Fundo de Micro-ondas, etc. Tudo isso será discutido em detalhe abaixo.

Além de ser uma teoria sobre as origens dos blocos básicos para o mundo que vemos hoje, a BBT é também paradoxalmente uma das teorias mais conhecidas pelo público em geral e uma das mais mal compreendidas (e, ocasionalmente, mal interpretada). Dada a natureza do assunto, ela é frequentemente discutida com fortes conotações religiosas. Os criacionistas da Terra jovem rejeitam-na como uma "teoria ateia", inventada por cientistas que pretendem negar o relato da criação divina de Gênesis. Por outro lado, os criacionistas da Terra antiga (assim como outros cristãos) aderiram à BBT como prova de Gênesis, alegando que a teoria demonstra que o universo teve uma origem e não existia em algum ponto do passado distante. Finalmente, alguns ateus argumentaram que a BBT exclui a existência de um criador para o universo.

Uma discussão detalhada desses argumentos religiosos pode ser encontrada em vários outros lugares (por exemplo, o livro de Craig e Smith nas referências). Este FAQ focará exclusivamente na ciência: o que a teoria diz, por que ela foi desenvolvida e quais são as evidências.

b) Esboço geral

Muitas explicações do BBT começam apresentando várias observações astronômicas, argumentando que elas levam naturalmente à ideia de um universo em expansão e resfriamento. Aqui, adotamos uma abordagem diferente: Começamos descrevendo o que o BBT não é e corrigindo alguns equívocos comuns sobre a teoria. Uma vez que isso for feito, então falamos sobre o que a teoria é e quais pressupostos são feitos ao descrever uma teoria física sobre como o universo opera. Com esse quadro estabelecido, avançamos para um exame de o que o BBT prevê para o nosso universo e como isso se compara ao que vemos quando olhamos para o céu. O próximo passo é examinar algumas das objeções mais comuns à teoria, bem como as discordâncias entre a teoria e as observações, o que leva naturalmente a um exame de alguns dos modelos cosmológicos alternativos. Terminamos com dois tópicos mais especulativos: as ideias atuais sobre as etapas mais iniciais do universo e sua origem última, e uma discussão sobre o que podemos esperar que a próxima geração de experimentos e levantamentos cosmológicos nos revele sobre o BBT.

c) Fontes adicionais de informações

Como se poderia esperar para um assunto com grande público, existe uma vasta literatura sobre a BBT tanto na mídia impressa quanto na web. A amplitude dos níveis deste material é muito grande – desde textos avançados para cursos de pós-graduação e além até popularizações para leigos. Da mesma forma, a qualidade da explicação nestes recursos pode variar consideravelmente. Em particular, algumas popularizações simplificam o material a tal ponto que podem ser altamente enganosas. Finalmente, há uma série de diatribes contra o modelo cosmológico padrão, cheias de mal-entendidos, distorções e vitriolo direto contra a BBT e os cosmólogos em geral. Tentamos filtrar esta vasta gama de informações, destacando aquelas fontes que descrevem com precisão a teoria e a apresentam da maneira mais clara possível. Pedimos desculpas antecipadamente a qualquer fonte valiosa que tenha sido inadvertidamente negligenciada e excluída.

Para uma introdução séria e técnica ao assunto, dois livros são particularmente úteis: Princípios de Cosmologia Física de Peebles e O Universo Primordial de Kolb & Turner. Estes são escritos para estudantes de graduação avançada e de pós-graduação, portanto pressupõe-se um conhecimento razoável de matemática. Para uma descrição menos técnica das etapas iniciais do universo (com ênfase particular na nucleossíntese e na física de partículas), os livros de Fritzsch e Weinberg são muito bons e voltados ao público geral.

Embora os livros mencionados acima sejam bem escritos, o material está um pouco desatualizado, tendo sido escrito antes das observações e desenvolvimentos subsequentes dos últimos anos (por exemplo, a expansão acelerada do universo e a inclusão da energia escura no modelo cosmológico padrão). Textos mais recentes como os escritos por Peacock, Kirshner e Livio incluem discussões sobre esses tópicos. O primeiro está no nível de Peebles e Kolb & Turner, enquanto os outros dois são escritos para um público geral. Finalmente, um novo livro de Kippenhahn é altamente recomendado pelo autor desta FAQ, com a ressalva de que atualmente está disponível apenas em alemão.

Na web, a fonte mais conhecida de informações popularizadas sobre o Big Bang é o tutorial de cosmologia de Ned Wright. O Dr. Wright é um cosmólogo profissional na Universidade da Califórnia, Los Angeles, e seu tutorial foi usado extensivamente na compilação deste FAQ. Ele também escreveu seu próprio FAQ sobre o Big Bang e atualiza seu site regularmente com as últimas notícias em cosmologia e aborda alguns dos modelos alternativos mais populares em cosmologia.

As páginas da Wilkinson Microwave Anisotropy Probe na NASA possuem uma descrição muito boa das bases teóricas da TBB direcionadas a um público leigo. Outras páginas bem escritas sobre a TBB incluem as páginas da Wikipedia sobre o universo e o big bang. Finalmente, há o FAQ curto O Big Bang e a Expansão do Universo no Atlas do Universo, que também corrige algumas das concepções mais comuns.

1) O que é a teoria do Big Bang?

a) Equívocos comuns sobre o Big Bang

Na maioria das fontes de ciência popularizadas, a TBB é frequentemente descrita com algo como "O universo surgiu devido à explosão de um ponto no qual toda a matéria estava concentrada." Não surpreendentemente, esta é provavelmente a impressão padrão que a maioria das pessoas tem da teoria. Ocasionalmente, ouve-se até mesmo "No princípio, não havia nada, que explodiu."

Há vários equívocos escondidos nessas afirmações:

  • O BBT não trata da origem do universo. Pelo contrário, seu foco principal é o desenvolvimento do universo ao longo do tempo.
  • O BBT não implica que o universo tenha sido, em algum momento, pontual.
  • A origem do universo não foi uma explosão de matéria em um espaço já existente.

O famoso cosmólogo P. J. E. Peebles afirmou isso de forma sucinta na edição de janeiro de 2001 da Scientific American (a edição inteira era sobre cosmologia e vale a pena ser lida!): "Que o universo está se expandindo e esfriando é a essência da teoria do big bang. Você notará que não disse nada sobre uma 'explosão' - a teoria do big bang descreve como nosso universo está evoluindo, não como começou." (p. 44). A edição de março de 2005 também continha um excelente artigo apontando e corrigindo muitas das concepções errôneas usuais sobre a BBT.

Outro cosmólogo, o alemão Rudolf Kippenhahn, escreveu o seguinte em seu livro "Kosmologie fuer die Westentasche" ("cosmologia para o bolso"): "Há também a crença equivocada e generalizada de que, de acordo com a lei de Hubble, o Big Bang começou em um certo ponto no espaço. Por exemplo: Em um certo momento, ocorreu uma explosão, e a partir dela uma nuvem de explosão viajou pelo espaço vazio, como uma explosão na Terra, e a matéria dentro dela se espalha cada vez mais para áreas maiores do espaço. Não, a lei de Hubble apenas diz que a matéria era mais densa em todos os lugares em um tempo anterior, e que ela se espalha ao longo do tempo porque tudo se afasta uns dos outros." Em uma nota de rodapé, ele acrescentou: "Em apresentações de ciência popular, frequentemente são mencionadas as fases iniciais do universo como 'na época em que o universo era do tamanho de uma maçã' ou 'como uma ervilha'. O que se quer dizer ali é, em geral, a época em que não o todo, mas apenas a parte do universo que é observável hoje tinha esses tamanhos." (pp. 46, 47; tradução do autor da FAQ, todas as ênfases no original)

Finalmente, a página web que descreve o universo ekpírotico (um modelo para o universo primitivo envolvendo conceitos da teoria das cordas) contém uma boa recontagem dos equívocos padrão. Leia o primeiro parágrafo, "Qual é o modelo do Big Bang?".

Existem várias razões pelas quais esses equívocos persistem na mente pública. Em primeiro lugar, o termo "Big Bang" foi originalmente cunhado em 1950 por Sir Fred Hoyle, um firme oponente da teoria. Ele era defensor do modelo concorrente "Steady State" e tinha uma opinião muito baixa sobre a ideia de um universo em expansão. Outra fonte de confusão é a expressão frequentemente repetida "átomo primordial". Este termo foi usado por Lemaitre (um dos primeiros desenvolvedores da teoria) em 1927 para explicar o conceito a um público leigo, embora este não estaria familiarizado com a ideia de bombas nucleares por algumas décadas a seguir. Com essas e outras descrições enganosas propagadas incessantemente por figuras midiáticas de boa (e não tão boa) vontade, não é surpreendente que muitas pessoas tenham ideias distorcidas sobre o que a BBT diz. Da mesma forma, o fato de que muitos no público consideram a teoria bastante ridícula é esperado, dada sua compreensão imprecisa da teoria e dos dados que a sustentam.

b) O que a teoria realmente diz?

Dar uma descrição precisa do BBT em termos comuns é extremamente difícil. Como muitos tópicos científicos modernos, qualquer tentativa desse tipo será necessariamente vaga e insatisfatória, pois certos detalhes são enfatizados e outros são varridos para debaixo do tapete. Para realmente entender qualquer teoria desse tipo, é preciso olhar para as equações que descrevem completamente a teoria, e isso pode ser bastante desafiador. Dito isso, as citações de Peebles e Kippenhahn devem dar uma ideia do que a teoria diz realmente. Nos parágrafos seguintes, elaboraremos sobre sua descrição básica.

A descrição mais simples da teoria seria algo como: "No passado distante, o universo era muito denso e quente; desde então, ele se expandiu, tornando-se menos denso e mais frio." A palavra "expandiu" não deve ser interpretada como significando que a matéria se afasta -- pelo contrário, refere-se à ideia de que o próprio espaço está ficando maior. Analogias comuns usadas para descrever esse fenômeno são a superfície de um balão (com galáxias representadas por pontos ou moedas presas à superfície) ou o pão em fermentação (com galáxias representadas por passas na massa em expansão). Como todas as analogias, a semelhança entre a teoria e o exemplo é imperfeita. Em ambos os casos, o modelo implica que o universo está se expandindo para algum volume maior e pré-existente. Na verdade, a teoria não diz nada disso. Em vez disso, a expansão do universo é completamente autocontida. Isso vai contra nossas noções comuns de volume e geometria, mas decorre das equações. Uma discussão adicional sobre essa questão pode ser encontrada na seção O que o universo está se expandindo para? do FAQ de Ned Wright.

As pessoas frequentemente têm dificuldade em compreender a ideia de que "o próprio espaço se expande". Uma maneira mais fácil de entender esse conceito é pensar nele como o aumento da distância entre quaisquer dois pontos no universo (com algumas exceções notáveis, conforme discutido abaixo). Por exemplo, digamos que temos dois pontos (A e B) que estão em posições de coordenadas fixas. Em um universo em expansão, encontraríamos duas coisas notáveis como verdadeiras. Primeiro, a distância entre A e B é uma função do tempo e, segundo, a distância está sempre aumentando.

Para realmente entender o que isso significa e como definir "distância" em tal modelo, é necessário ter alguma ideia sobre o que a teoria da Relatividade Geral (RG) de Einstein trata – outro assunto que não se presta facilmente a explicações simples. Um dos livros-texto de RG mais populares por Misner, Thorne & Wheeler resume-o da seguinte forma: "O espaço diz à matéria como se mover; a matéria diz ao espaço como se curvar." Claro, essa afirmação omite certos detalhes da teoria, como o fato de que o espaço também diz à radiação eletromagnética como se mover (demonstrado de forma mais bela pela lente gravitacional – a deflexão da luz ao redor de objetos massivos), como o espaço também se curva em resposta à energia e como a energia pode fazer o espaço fazer muito mais do que simplesmente curvar. Talvez uma maneira melhor (embora mais longa) de descrever a RG fosse algo como: "A energia determina a geometria e as mudanças na geometria do universo, e, por sua vez, a geometria determina o movimento da energia".

Então, dado isso, como se obtém a BBT a partir da RG? As equações básicas para a BBT vêm diretamente da equação da RG de Einstein sob duas premissas fundamentais: primeiro, que a distribuição de matéria e energia no universo é homogênea e, segundo, que a distribuição é isotrópica. Uma maneira mais simples de expressar isso é que o universo parece o mesmo em todos os lugares e em todas as direções. A combinação dessas duas premissas é frequentemente denominada princípio cosmológico. Obviamente, essas premissas não descrevem o universo em todas as escalas físicas. Sentado em sua cadeira, você tem uma densidade que é aproximadamente 1000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 vezes a densidade média do universo. Da mesma forma, as densidades de coisas como estrelas, galáxias e aglomerados de galáxias estão bem acima da média (embora não tanto quanto você). Em vez disso, descobrimos que essas premissas só se aplicam em escalas extremamente grandes, na ordem de várias centenas de milhões de anos-luz. No entanto, mesmo que tenhamos boas evidências de que o princípio cosmológico é válido nessas escalas, estamos limitados a um único ponto de observação e a um volume finito do universo para examinar, portanto, essas premissas devem permanecer exatamente como são.

Se adotarmos essas suposições aparentemente simples, as implicações para a geometria do universo são bastante profundas. Primeiro, pode-se demonstrar matematicamente que existem apenas três curvaturas possíveis para o universo: positiva, negativa ou zero (essas também são comumente chamadas de modelos "fechados", "abertos" e "planos"). Veja estas palestras sobre cosmologia e Relatividade Geral e esta discussão da métrica de Friedman-Robertson-Walker (às vezes chamada de métrica de Friedman-Lemaître-Robertson-Walker) para derivações mais detalhadas. Além disso, a suposição de homogeneidade nos diz que a curvatura deve ser a mesma em todos os lugares. Para visualizar as três possibilidades, modelos bidimensionais do espaço tridimensional real podem ser úteis; a figura abaixo da equipe científica da NASA/WMAP fornece um exemplo. O modelo mais familiar com curvatura positiva é a superfície de uma esfera. Não o objeto tridimensional completo, apenas a superfície (você pode perceber que a superfície é bidimensional, pois pode-se especificar qualquer posição com apenas dois números, como longitude e latitude na superfície da Terra). A curvatura zero pode ser modelada como um plano simples plano; são as coordenadas cartesianas clássicas que a maioria das pessoas lembra da escola. Finalmente, pode-se imaginar a curvatura negativa como a superfície de uma sela, onde linhas paralelas se afastam umas das outras à medida que são projetadas em direção ao infinito (elas permanecem paralelas em um espaço de curvatura zero e convergem em um espaço com curvatura positiva).

Possible geometries of the universe

Existem exemplos mais complicados dessas geometrias, mas vamos pular a discussão sobre eles aqui. Aqueles interessados em ler mais sobre este ponto podem consultar esta descrição da topologia do universo.

A segunda conclusão principal que podemos extrair do princípio cosmológico é que o universo não tem borda e não tem centro. Obviamente, se uma dessas afirmações fosse verdadeira, então a ideia de que todos os pontos no universo são indistinguíveis (ou seja, o universo é isotrópico) seria falsa. Essa conclusão pode ser contra-intuitiva, especialmente ao considerar um universo com curvatura positiva, como o de uma casca esférica. Esse espaço é claramente finito, mas, como também fica claro após um momento de reflexão, é também possível percorrer uma distância arbitrariamente grande ao redor da esfera sem sair da superfície. Portanto, ele não tem borda. Para as superfícies planas e com curvatura negativa, é claro que esses casos devem se estender a um tamanho infinito. Notavelmente, dada as vastas diferenças que esses casos apresentam para a geometria e o tamanho do universo, determinar qual desses três casos se aplica ao nosso universo é, na verdade, ainda uma questão em aberto na cosmologia.

c) Conteúdo do universo

Como dissemos acima, a Relatividade Geral (RG) nos diz que o conteúdo de matéria e energia do universo determina tanto a geometria atual quanto futura do espaço. Portanto, se queremos fazer qualquer previsão sobre como o universo muda ao longo do tempo, precisamos ter uma ideia de o que tipos de matéria e energia estão presentes no universo. Novamente, a aplicação do princípio cosmológico simplifica bastante as coisas. De fato, se a distribuição de matéria e energia for uniforme em escalas muito grandes, então tudo o que precisamos saber é a densidade e a pressão de cada componente. Ainda melhor, para a maioria dos casos relevantes para a cosmologia, a pressão e a densidade tendem a estar relacionadas por uma chamada "equação de estado". Assim, se conhecermos a densidade de um dado componente, então conheceremos sua pressão via a equação de estado e poderemos calcular como ele afetará a geometria do universo agora e em qualquer momento do passado ou futuro.

Após uma grande quantidade de trabalho teórico e observacional, existem essencialmente três categorias amplas de matéria e energia que precisamos considerar

  • Matter: No curso normal da vida na Terra, tendemos a pensar na relação entre pressão e densidade da matéria como importante, mas incompleta. De aulas básicas de química ou física, aprendemos que a pressão também é tipicamente uma função da temperatura. Outra maneira de pensar na temperatura é como uma medida da velocidade com que a matéria se desloca, embora de forma desordenada e aleatória (pense nas moléculas de ar em um balão; elas se movem rapidamente dentro do balão, mas o próprio balão permanece imóvel). Embora essas moléculas possam se mover rapidamente pelos nossos padrões, comparadas à velocidade da luz (que é o que é relevante quando consideramos a RG), essas partículas são efetivamente imóveis. Com uma aproximação muito boa, podemos simplesmente definir a pressão da matéria como zero; o que realmente estamos dizendo é que a pressão é insignificante comparada à densidade de energia da matéria.

    Em termos cosmológicos, esta classe de matéria é genericamente descrita como "matéria fria", um termo que incluiria estrelas, planetas, asteroides, poeira interestelar e assim por diante. Como estamos limitados a observar fótons do resto do universo, o fato de que grande parte dessa matéria fria não brilha de forma apreciável significa que temos que observá-la indiretamente, principalmente por seu efeito gravitacional sobre a matéria que podemos ver. Este tipo de matéria escura (principalmente planetas, estrelas apagadas e gás frio) é bastante abundante no universo.

    Além dessa matéria escura normal, há também ampla evidência de que o universo contém uma grande quantidade de matéria escura que é fundamentalmente diferente da matéria escura descrita acima. Enquanto a matéria normal brilha se aquecida suficientemente, essa matéria escura é escura porque não interage com a luz de forma alguma. Isso é contrário à nossa experiência cotidiana, é claro, mas a teoria quântica de campos atual prevê a existência de um número de partículas que se encaixariam neste requisito (por exemplo, o "neutralino" previsto pela supersimetria ou o "axion"; veja abaixo para mais detalhes).

    Como no caso da matéria escura normal (que é genericamente chamada de "matéria escura bariônica" já que é feita principalmente de prótons e nêutrons, que pertencem a um grupo de partículas chamado "bárions"), não precisamos conhecer os detalhes exatos dessa matéria escura para fazer previsões cosmológicas. Tudo o que precisamos saber é sua equação de estado. A "Matéria Escura Fria" consistiria em partículas massivas e de movimento lento, onde "massiva" é relativa à massa de partículas como o próton e "lento" é relativo à velocidade da luz. Como a matéria bariônica fria, a pressão associada a essas partículas seria efetivamente zero. Por outro lado, se as partículas de matéria escura forem muito leves, então elas tenderiam a se mover muito rapidamente e sua pressão associada não seria mais negligenciável. Este tipo de matéria escura é chamado de "Matéria Escura Quente". Para completude, também se poderia imaginar um terceiro caso intermediário ("Matéria Escura Morna"). Finalmente, vale notar que, como não interage com a luz, a "temperatura" da matéria escura não vai ter nada a ver com a temperatura geral do universo; a Matéria Escura Quente permanece quente não importa o quão frio o universo fique. Como discutiremos mais adiante, as observações atuais indicam que o componente de matéria do universo é dominado pela Matéria Escura Fria, com pequenas quantidades de matéria bariônica e pouca ou nenhuma Matéria Escura Morna ou Quente.
  • Radiação: Tecnicamente, esta categoria inclui apenas radiação eletromagnética. No entanto, a Matéria Escura Quente é frequentemente agrupada com a radiação, pois, como as partículas se movem muito próximas da velocidade da luz, elas possuem essencialmente a mesma equação de estado. Para a radiação, a pressão é igual a um terço da densidade de energia. A partir de observações, sabemos que a radiação não é uma parte significativa do orçamento de densidade de energia do universo hoje. No entanto, devido à equação de estado, a densidade de energia da radiação escala inversamente com a quarta potência do tamanho do universo. Por exemplo, se voltarmos no tempo até o ponto em que o universo observável era metade do tamanho que é hoje, encontraríamos que a densidade de energia era 16 vezes o valor atual, enquanto a densidade de energia da matéria era apenas 8 vezes seu valor atual. A implicação clara aqui é que, independentemente de seus valores atuais, se voltarmos o tempo suficiente, a radiação será a fonte dominante de densidade de energia no universo. Isso tem enormes implicações tanto para a criação dos elementos leves nos estágios muito iniciais do universo (também conhecido como nucleossíntese primordial) quanto para a formação da Radiação Cósmica de Fundo em Micro-ondas (CMBR).
  • O terceiro componente do quadro padrão do BBT é também aquele sobre o qual sabemos menos. O termo genérico para esta parte é energia escura, embora este termo abranja uma variedade muito diversa de possibilidades. Da teoria quântica de campos, sabemos que todo o espaço deveria estar preenchido com energia, mesmo que não haja matéria ou radiação presente. Esta energia é conhecida por vários nomes: "energia de ponto zero", "flutuações de ponto zero", "energia do vácuo", "flutuações do vácuo", etc. Como alguns dos nomes sugerem, esta energia não persiste da mesma forma que a matéria ou a radiação normais; em vez disso, as partículas que a carregam aparecem e desaparecem, conforme previsto pelo princípio da incerteza de Heisenberg. Este tipo de energia não pode ser detectado diretamente, mas medições de, por exemplo, o efeito Casimir, demonstram que ela existe.

    Tomando isto como um indicador de que este tipo de energia existe, podemos explorar que efeito isso pode ter sob uma perspectiva cosmológica. Independentemente da expansão do universo, a densidade de energia de ponto zero permanece constante e positiva. Isto leva à conclusão bastante curiosa (e não intuitiva) de que a pressão associada à energia escura é negativa. Se se insere um componente como este nas equações padrão do BBT, o efeito da pressão negativa é maior do que o da densidade de energia positiva. Como resultado, num universo impulsionado pela energia escura, o efeito da sua gravidade é acelerar a expansão do universo, em vez de a desacelerar (como se esperaria para um universo com apenas matéria).

    Também se ouve frequentemente o termo "constante cosmológica" associado à energia escura. Para compreender a razão para isto, é preciso saber um pouco sobre a história da aplicação da RG ao universo inteiro. Quando Einstein tentou fazer isso pela primeira vez, descobriu que isso previa que o universo deveria expandir-se ou contrair-se. Mas, nos tempos de Einstein, pensava-se que o universo era estático. Assim, ele olhou novamente para as suposições que fez ao derivar as equações da RG. Uma delas era que um universo vazio, ou seja, um que não contém matéria ou energia, deveria ter curvatura zero ("plano", como mencionado acima). Einstein descobriu que, se ele abandonasse essa suposição, aparecia um parâmetro livre adicional nas equações da RG. Se esse parâmetro for definido para um valor particular, as equações de fato produzem o universo estático esperado naquela época! Portanto, ele chamou esse parâmetro adicional de "constante cosmológica".

    Obviamente, esta foi uma solução bastante ad hoc para um problema apenas aparente (tornada especialmente desnecessária quando as evidências começaram a mostrar que o universo não era estático). De acordo com Gamow, Einstein mais tarde chamou este truque de "o seu maior erro". Dito isto, agora também sabemos que o espaço vazio, sem "ordinária" (ou mesmo exótica) matéria e energia, ainda tem de conter as flutuações do vácuo previstas pela teoria quântica de campos. Em outras palavras, mesmo o espaço "vazio" ainda contém energia e, portanto, não tem de ser plano. Isto (de certa forma) justifica o uso do parâmetro cosmológico; nesta interpretação, ele representaria a "densidade de energia do vácuo" causada por flutuações quânticas, transformando a constante cosmológica num tipo particular de energia escura. Deste ponto de vista, introduzir a constante cosmológica não foi um erro – mais como descobrir acidentalmente um parâmetro adicional necessário, até crucial, nas equações da RG e, consequentemente, também nas equações do BBT.

d) Resumo: parâmetros da Teoria do Big Bang

Como toda teoria física, a BBT precisa de parâmetros. A partir do que estabelecemos até agora, temos

  • A curvatura do espaço. Como discutimos acima, esta pode ser positiva (fechada), negativa (aberta) ou zero (plana).
  • O fator de escala. Uma das primeiras coisas que se nota ao estudar a cosmologia é que medir o valor absoluto de qualquer grandeza particular pode ser extremamente desafiador. Pelo contrário, a maioria das grandezas que os cosmólogos tentam medir são, na verdade, razões. O fator de escala é a razão entre o "tamanho" atual do universo e o tamanho do universo em algum ponto do passado ou futuro ("tamanho" sendo definido da maneira apropriada para uma dada curvatura). Obviamente, este parâmetro é igual a um hoje e menor que um em qualquer momento do passado para um universo em expansão.
  • O Parâmetro de Hubble. Este é frequentemente confundido com a "Constante de Hubble". Em parte, isso é um resquício do trabalho original de Hubble mostrando a expansão do universo, onde era apenas um parâmetro de ajuste para traduzir velocidade em distância. No uso moderno, esse termo refere-se apenas ao valor atual; na realidade, essa grandeza varia ao longo do tempo. Formalmente, o parâmetro de Hubble mede a taxa de mudança do fator de escala em um determinado momento (a derivada do fator de escala normalizada pelo valor atual). Uma maneira mais simples de pensar nisso é que o Parâmetro de Hubble indica a rapidez com que o universo está se expandindo em qualquer momento particular.
  • Parâmetro de desaceleração. Em um universo composto apenas de matéria, a expansão do universo seria desacelerada pela autogravitação da matéria, possivelmente o suficiente para causar o colapso do universo. Isso significa que a taxa de expansão (o Parâmetro de Hubble) mudaria e o parâmetro de desaceleração quantificaria essa taxa de mudança (a segunda derivada do fator de escala, para aqueles que estão acompanhando). A primeira pista de que a Energia Escura era importante para a cosmologia veio da descoberta de que o parâmetro de desaceleração não era negativo (como era esperado), mas na verdade positivo. Portanto, em vez de desacelerar, a expansão estava na verdade acelerando. Ironicamente, isso levou os cosmólogos a ignorarem majoritariamente esse parâmetro em favor do próximo conjunto de parâmetros.
  • Densidades dos componentes. Muito simples aqui; apenas quanto radiação, matéria (bárionica e escura) e energia escura há no universo? Essas densidades são geralmente expressas em razões entre a densidade em um determinado componente e a densidade que seria necessária para tornar a curvatura do universo plana. Se se conhece os valores dessas densidades e o parâmetro de Hubble em um determinado momento, então pode-se determinar o valor do parâmetro de desaceleração; portanto, a desaparecimento desse parâmetro de grande parte da literatura cosmológica nos últimos vários anos.
  • Equação de Estado da Energia Escura. Como mencionado acima, para radiação e matéria, as equações de estado são determinadas pela física conhecida. Para a energia escura, no entanto, os dados ainda não estão à altura do desafio de escolher um modelo preferido. Como tal, a maioria dos artigos na literatura trata a equação de estado da energia escura como um parâmetro livre (possivelmente variando com o tempo, dependendo do modelo) ou escolhe explicitamente um valor como uma restrição a priori (veja abaixo).

Esta parece ser uma longa lista de parâmetros — tantos que se poderia argumentar que qualquer teoria com tantos "botões" poderia ser ajustada para se adequar a qualquer conjunto de observações. No entanto, como mencionado acima, eles não são realmente independentes. Escolher um valor para o parâmetro de Hubble afeta imediatamente os valores esperados para as densidades e o parâmetro de desaceleração. Da mesma forma, uma mistura diferente de densidades de componentes alterará a maneira como o parâmetro de Hubble varia ao longo do tempo. Além disso, há uma grande variedade de observações cosmológicas a serem feitas — observações com metodologias, sensibilidades e vieses sistemáticos muito diferentes. Um modelo de consenso deve corresponder a todos os dados disponíveis e, ao longo da última década em cosmologia, a combinação desses experimentos resultou no que tem sido chamado de "modelo de concordância".

Esta imagem básica é construída sobre o framework do modelo chamado "Lambda CDM". O Lambda indica a inclusão de energia escura no modelo (especificamente a constante cosmológica, que implica uma equação de estado onde a pressão é igual a -1 vezes a densidade de energia). "CDM" é uma abreviação para "matéria escura fria". Assim, o nome do modelo incorpora o que são considerados os dois componentes mais importantes do universo: energia escura e matéria escura. As abundâncias relativas desses dois componentes e do terceiro componente importante, matéria bariônica (ou "ordinária"), são mostradas no gráfico de pizza abaixo (fornecido pela equipe científica do NASA/WMAP):

Contents of the universe

Como mencionado acima, esses valores provêm do ajuste simultâneo dos dados de uma grande variedade de observações cosmológicas, que é nosso próximo tópico.

2) Evidências

Após estabelecer as ideias básicas e a linguagem da BBT, podemos agora examinar como os dados se comparam ao que esperamos da teoria. Como mencionamos no final da última seção, não existe um único experimento sensível a todos os aspectos da BBT. Em vez disso, qualquer observação dada fornece insights sobre alguma combinação de parâmetros e aspectos da teoria, e precisamos combinar os resultados de várias linhas de investigação para obter a imagem global mais clara possível. Essa abordagem será mais evidente nas duas últimas seções, onde discutimos as evidências para os dois aspectos mais exóticos da BBT atual: matéria escura e energia escura.

a) Homogeneidade em grande escala

Voltando à nossa discussão original do BBT, uma das premissas chave feitas ao derivar o BBT da RG foi que o universo é, em alguma escala, homogêneo. Em escalas pequenas onde encontramos planetas, estrelas e galáxias, essa premissa é obviamente não verdadeira. Como tal, não esperaríamos que as equações que governam o BBT fossem uma muito boa descrição de como esses sistemas se comportam. No entanto, ao aumentar a escala de interesse para escalas verdadeiramente enormes -- centenas de milhões de anos-luz -- isso se torna uma aproximação cada vez melhor da realidade.

Como exemplo, considere o gráfico abaixo mostrando galáxias do Las Campanas Redshift Survey (fornecido por Ned Wright). Cada ponto representa uma galáxia (cerca de 20.000 no total do levantamento) onde mediram tanto a posição no céu quanto o redshift e traduziram isso em uma localização no universo. Imagine colocar muitos círculos de tamanho fixo nesse gráfico e contar quantas galáxias estão dentro de cada círculo. Se você usasse uma abertura pequena (onde "pequeno" é qualquer coisa menor que dezenas de milhões de anos-luz), então o número de galáxias em qualquer círculo dado vai flutuar muito em relação ao número médio de galáxias em todos os círculos: alguns círculos estarão completamente vazios, enquanto outros podem ter mais de uma dúzia. Por outro lado, se você usar círculos grandes (e permanecer dentro das fronteiras!), a variação de círculo para círculo acaba sendo bastante pequena em comparação ao número médio de galáxias em cada círculo. Isso é o que cosmólogos significam quando dizem que o universo é homogêneo. Um caso ainda mais forte para a homogeneidade pode ser feito com a CMBR, que discutiremos abaixo.

Las Campanas Redshift Survey

b) Diagrama de Hubble

A ideia básica de um universo em expansão é a noção de que a distância entre quaisquer dois pontos aumenta com o tempo. Uma das consequências desse efeito é que, à medida que a luz viaja através desse espaço em expansão, seu comprimento de onda também é esticado. Na parte óptica do espectro eletromagnético, a luz vermelha tem um comprimento de onda maior do que a luz azul, por isso os cosmólogos referem-se a esse processo como redshift. Quanto mais a luz viaja através do espaço em expansão, maior o redshift que ela experimenta. Portanto, como a luz viaja a uma velocidade fixa, a BBT nos diz que o redshift que observamos para a luz de um objeto distante deve estar relacionado à distância até esse objeto. Essa conclusão bastante elegante torna-se um pouco mais complicada pela questão do que exatamente se entende por "distância" em um universo em expansão (veja a seção Many Distances do tutorial de cosmologia de Ned Wright para uma revisão do que "distância" pode significar na BBT), mas a ideia básica permanece a mesma.

O desvio para o vermelho cosmológico é frequentemente de forma enganosa confundido com o fenômeno conhecido como Efeito Doppler. Este é a mudança no comprimento de onda (seja para som ou luz) que se observa devido ao movimento relativo entre o observador e a fonte de som/luz. O exemplo mais comum citado para este efeito é a mudança no tom quando um trem se aproxima e depois passa pelo observador; conforme o trem se aproxima, o tom aumenta, seguido por uma rápida diminuição conforme o trem se afasta. Como a expansão do universo parece ser algum tipo de movimento relativo e sabemos da discussão acima que devemos ver fótons desviados para o vermelho, é tentador apresentar o desvio para o vermelho cosmológico como apenas outra manifestação do Efeito Doppler. De fato, quando Edwin Hubble fez inicialmente suas medições da expansão do universo, sua interpretação inicial foi em termos de um movimento físico real das galáxias; portanto, as unidades da Constante de Hubble: quilômetros por segundo por megaparsec.

Na realidade, no entanto, o "movimento" de galáxias distantes não é um movimento genuíno como estrelas orbitando o centro da nossa galáxia, a Terra orbitando o Sol ou até mesmo alguém caminhando pela sala. Pelo contrário, o espaço está se expandindo e levando as galáxias junto nessa jornada. Isso pode ser visto na fórmula para calcular o desvio para o vermelho de uma fonte dada. O desvio para o vermelho (z) está relacionado à razão entre o comprimento de onda observado (W_O) e o comprimento de onda emitido da luz (W_E) da seguinte forma: 1 + z = W_O/W_E. O comprimento de onda da luz é expandido na mesma taxa que o universo, então também sabemos que: 1 + z = a_O/a_E, onde a_O é o valor atual do fator de escala (geralmente definido como 1) e a_E é o valor do fator de escala quando a luz foi emitida. Como se pode ver, a velocidade não aparece em nenhuma dessas equações, confirmando nossa alegação anterior. Mais detalhes sobre este ponto podem ser encontrados em The Cosmological Redshift Reconsidered. Se alguém insiste (e é muito cuidadoso com o que exatamente significa por "distância" e "velocidade"), entender o desvio para o vermelho cosmológico como um desvio Doppler é possível, mas (por razões que cobriremos a seguir) essa não é a interpretação usual.

Como mencionamos anteriormente, mesmo após Einstein desenvolver a Relatividade Geral, o consenso na astronomia era de que o universo era estático e existia para sempre. Em 1929, no entanto, Edwin Hubble realizou uma série de medições no Observatório de Monte Wilson, perto de Pasadena, Califórnia. Usando estrelas variáveis Cefeidas em várias galáxias, Hubble descobriu que o desvio para o vermelho (que ele interpretou como uma velocidade, como mencionado acima) era aproximadamente proporcional à distância. Essa relação ficou conhecida como Lei de Hubble e desencadeou uma série de artigos teóricos que eventualmente se desenvolveram na BBT moderna.

À primeira vista, montar um diagrama de Hubble e determinar o valor da Constante de Hubble parece bastante simples. Na prática, no entanto, não é o caso. Medir a distância até galáxias (e outros objetos astronômicos) nunca é simples. Como mencionado acima, os únicos dados que temos do universo são a luz; imagine a dificuldade de estimar com precisão a distância até uma pessoa andando pela rua sem saber sua altura ou ser capaz de mover a cabeça. No entanto, usando uma combinação de geometria, física e estatística, os astrônomos conseguiram desenvolver uma série de métodos interligados, conhecidos como a escada de distâncias, que são razoavelmente confiáveis. A FAQ do TO sobre determinar distâncias astronômicas fornece uma descrição detalhada desses métodos, sua aplicabilidade e suas limitações.

Por outro lado, o outro lado da equação, o desvio para o vermelho, é relativamente fácil de medir dada a atual tecnologia astronômica. Infelizmente, quando se mede o desvio para o vermelho de uma galáxia, esse valor contém mais do que apenas o desvio para o vermelho cosmológico. Como estrelas e planetas, as galáxias têm movimentos reais em resposta ao seu ambiente gravitacional local: outras galáxias, aglomerados de galáxias e assim por diante. Esse movimento é chamado de velocidade peculiar na linguagem cosmológica e gera um desvio para o vermelho (ou desvio para o azul!) associado via Efeito Doppler. Para galáxias relativamente próximas, a amplitude desse efeito pode facilmente superar o desvio para o vermelho cosmológico. O exemplo mais marcante disso é a galáxia de Andrômeda, dentro do nosso próprio Grupo Local. Apesar de estar a cerca de 2 milhões de anos-luz de distância, ela está em rota de colisão com a Via Láctea e a luz de Andrômeda é, consequentemente, deslocada para a extremidade azul do espectro, em vez da vermelha. O resultado dessa complicação é que, se quisermos medir o parâmetro de Hubble, precisamos observar galáxias que estejam suficientemente distantes para que o desvio para o vermelho cosmológico seja maior do que os efeitos das velocidades peculiares. Isso estabelece um limite inferior de aproximadamente 30 milhões de anos-luz e, mesmo uma vez que ultrapassarmos essa marca, precisamos ter um grande número de objetos para garantir que os efeitos das velocidades peculiares se cancelem mutuamente.

A combinação dessas duas complicações explica (em parte) por que levou várias décadas para que as melhores medições da Constante de Hubble convergissem para um valor consensual. Com os conjuntos de dados atuais, a natureza quase linear da relação de Hubble é bastante clara, conforme mostrado na figura abaixo (baseada em dados de Riess (1996); fornecido por Ned Wright).

Hubble diagram

Como mencionado anteriormente, a versão padrão do BBT assumia que a fonte dominante de densidade de energia nos últimos vários bilhões de anos era a matéria escura fria. Alimentando essa suposição nas equações que governam a expansão do universo, os cosmólogos esperavam ver que a expansão desaceleraria com o passar do tempo. No entanto, em 1998, medições da relação de Hubble com supernovas distantes pareciam indicar que o oposto era verdadeiro. Em vez de desacelerar, os últimos bilhões de anos parecem ter visto a expansão do universo acelerar (Riess 1998; medições mais recentes: Wang 2003, Tonry 2003). Em suma, o que foi observado é que a luz das supernovas observadas era mais fraca do que o esperado ao calcular sua distância usando a lei de Hubble.

Dentro do BBT padrão, existem várias possibilidades para explicar este tipo de observação. A possibilidade mais simples é que a geometria do universo seja aberta (curvatura negativa). Neste tipo de universo, a densidade de matéria está abaixo do valor crítico e a expansão continuará até que a densidade de energia efetiva do universo seja zero. A segunda possibilidade é que as supernovas distantes foram artificialmente enfraquecidas enquanto a luz passava de suas galáxias hospedeiras até os observadores aqui na Terra. Este tipo de absorção por poeira interestelar é um problema comum em observações onde é necessário olhar através do disco da nossa própria galáxia, por isso é fácil imaginar algo semelhante acontecendo. No entanto, esta absorção geralmente depende do comprimento de onda, e as duas equipes que investigaram as supernovas distantes não observaram tal efeito. Por argumentação, no entanto, poderia-se postular uma "poeira cinza" que enfraqueceria os objetos igualmente em todos os comprimentos de onda. A possibilidade final é que o universo contém alguma forma de energia escura (veja as seções 1c e 2n). Isso aceleraria a expansão, mas poderia manter a geometria plana.

Em redshifts abaixo da unidade (z < 1), todas essas possibilidades são aproximadamente indistinguíveis, dada a precisão disponível nas medições. No entanto, para um universo com uma mistura de matéria escura e energia escura, há um ponto de transição da dominação da primeira para a segunda (assim como a transição entre a expansão dominada pela radiação e a dominada pela matéria antes da formação da CMBR). Antes desse período, a matéria escura era dominante, de modo que a expansão deveria ter sido desacelerada, começando a acelerar apenas quando a densidade de energia escura superou a da matéria. Esse chamado empurrão cósmico implica que as supernovas antes desse ponto deveriam ser notavelmente mais brilhantes do que se esperaria de um universo aberto (desaceleração constante) ou de um universo com poeira cinza (escurecimento constante). Novas medições em redshifts bem acima da unidade mostraram que esse "empurrão" é de fato o que observamos — há cerca de 8 bilhões de anos, nosso universo mudou de uma desaceleração lenta para uma expansão acelerada, exatamente como previsto pelos modelos de energia escura (Riess 2004).

c) Abundâncias de elementos leves

Como mencionamos anteriormente, o BBT padrão não inclui o início do nosso universo. Em vez disso, ele apenas rastreia o universo até um ponto em que ele era extremamente quente e extremamente denso. Exatamente quão quente e quão denso ele poderia ser e ainda ser razoavelmente descrito pela RG é uma área de pesquisa ativa, mas podemos com segurança voltar a temperaturas e densidades muito acima do que se encontraria no núcleo do sol.

Neste limite, temos temperaturas e densidades suficientemente altas para que prótons e nêutrons existissem como partículas livres, não ligados em núcleos atômicos. Esta foi a era da nucleossíntese primordial, durando a maior parte dos primeiros três minutos da existência do nosso universo (daí o título do livro famoso de Weinberg "Os Primeiros Três Minutos"). Uma descrição detalhada da Nucleossíntese do Big Bang (BBN) pode ser encontrada no site de Ned Wright, incluindo as reações nucleares relevantes, gráficos e referências. Para nossos propósitos, uma breve introdução será suficiente.

Assim como no núcleo do nosso Sol, os prótons e nêutrons livres no universo primitivo sofreram fusão nuclear, produzindo principalmente núcleos de hélio (He-3 e He-4), com uma pequena quantidade de deutério (uma forma de hidrogênio com um núcleo próton-nêutron), lítio e berílio. Diferentemente dos que ocorrem no Sol, essas reações duraram apenas um breve período, graças ao fato de que a temperatura e a densidade do universo estavam caindo rapidamente à medida que ele se expandia. Isso significa que núcleos mais pesados não tiveram chance de se formar durante esse período. Em vez disso, esses núcleos se formaram mais tarde nas estrelas. Elementos com números atômicos até o ferro são formados por fusão nos núcleos estelares, enquanto elementos mais pesados são produzidos durante supernovas. Informações adicionais sobre a nucleossíntese estelar podem ser encontradas nas páginas da Wikipedia e na seção 2g abaixo.

Armados com o modelo padrão do Big Bang (mais fácil desta vez, já que sabemos que a expansão naquela época era dominada pela radiação) e com algum conhecimento de física nuclear, os cosmólogos podem fazer previsões muito precisas sobre a abundância relativa dos elementos leves provenientes da nucleossíntese primordial (BBN). Como no diagrama de Hubble, no entanto, é mais fácil dizer do que fazer combinar a previsão com a observação. As abundâncias elementares podem ser medidas de várias maneiras, mas o método mais comum é observar a intensidade relativa das características espectrais em estrelas e galáxias. Uma vez que a abundância é medida, no entanto, temos um problema semelhante ao das velocidades peculiares da seção anterior: quanto do elemento foi produzido durante a BBN e quanto foi gerado posteriormente durante a nucleossíntese estelar?

Para contornar esse problema, os cosmólogos utilizam duas abordagens:

  • Déutério: Dos elementos produzidos durante a BBN, o deutério tem, de longe, a menor energia de ligação. Como resultado, o deutério produzido nas estrelas é consumido muito rapidamente em outras reações e qualquer deutério que observamos no universo é muito provavelmente primordial. A desvantagem dessa abordagem é que o deutério primordial também pode ser destruído nas camadas externas das estrelas, levando a uma subestimação da abundância total, mas existem outros métodos (como observar a região da floresta de Lyman alfa de quasares distantes) que evitam esses problemas.
  • Olhe Profundo: Pode-se tentar observar estrelas e nuvens de gás que estão muito distantes. Graças à velocidade finita da luz, quanto maior a distância entre o objeto e os observadores aqui na Terra, mais antiga é a imagem. Portanto, ao observar estrelas e nuvens de gás muito distantes, pode-se vê-las em um momento em que a abundância de elementos pesados era muito menor. Ao voltar o tempo o suficiente, eventualmente chegamos a uma época em que nenhuma estrela anterior teve chance de se formar, e, portanto, as abundâncias elementares estavam em seus níveis primordiais. No momento, não podemos olhar tão para trás. Esses objetos teriam desvios para o vermelho muito altos, deslocando a luz para o infravermelho, onde as observações a partir do solo são feitas com grande dificuldade devido aos efeitos atmosféricos. Da mesma forma, a grande distância torna-os extremamente fracos, agravando nossos problemas. Ambos esses problemas devem ser muito ajudados quando o telescópio espacial James Webb entrar em serviço. O que podemos fazer agora é observar estrelas mais antigas, medir suas abundâncias elementares e tentar extrapolar para trás.

Como a maioria das previsões do BBT, a abundância de elementos primordiais depende de vários parâmetros. Os importantes neste caso são o parâmetro de Hubble (a velocidade de expansão determina o quão rapidamente o universo passa de quente e denso o suficiente para a nucleossíntese a frio e fino o suficiente para que ela pare) e a densidade de bárions (para que a nucleossíntese ocorra, os bárions precisam colidir e a densidade nos diz com que frequência isso aconteceu). A dependência de ambos os parâmetros é geralmente expressa como uma única dependência do parâmetro combinado OmegaB h2 (como visto na figura abaixo, fornecida por Ned Wright).

Abundance of light elements

Como esta figura sugere, há uma verificação dupla para a teoria. Primeiro, as medições das abundâncias elementares variadas devem produzir um valor consistente de OmegaB h2 (a interseção das faixas horizontais e das várias linhas). Segundo, medições independentes de OmegaB h2 a partir de outras observações (como os resultados do WMAP em 2e) devem produzir um valor consistente com o composto das abundâncias primordiais (a faixa vertical). Ambas as abordagens foram utilizadas no passado; antes dos resultados precisos do WMAP para a densidade bariônica, a primeira era utilizada com mais frequência. Para uma descrição detalhada do estado do conhecimento em 1997, consulte Big Bang Nucleosynthesis Enters the Precision Era.

Uma das principais evidências para a teoria do Big Bang são observações consistentes que mostram que, ao examinar objetos cada vez mais antigos, a abundância da maioria dos elementos pesados torna-se cada vez menor, assintotamente tendendo a zero. Em contraste, a abundância de hélio tende a um valor limite não nulo. As medições mostram consistentemente que a abundância de hélio, mesmo em objetos muito antigos, ainda está em torno de 25% da massa total da matéria "normal". E isso corresponde bem ao valor que a TBB prevê para a produção de He durante a nucleossíntese primordial. Para mais detalhes, veja Olive 1995 ou Izotov 1997. Além disso, veja o gráfico abaixo, comparando a previsão da TBB com a do modelo do Estado Estacionário (dados retirados de Turck-Chieze 2004, gráfico fornecido por Ned Wright).

Abundance of helium vs. oxygen

Cálculos recentes, bem como referências a observações recentes, podem ser encontrados em Mathews (2005). Em estudos anteriores, houve alguns problemas com galáxias que aparentemente apresentavam abundâncias de hélio muito baixas (especificamente I Zw 18); esse problema foi abordado e resolvido no meio tempo (cf. Luridiana 2003).

d) Existência da Radiação Cósmica de Fundo em Micro-ondas

Embora os núcleos tenham sido criados durante a BBN, os átomos como normalmente os concebemos ainda não existiam. Pelo contrário, o universo estava cheio de um plasma muito quente e denso composto por núcleos livres e elétrons. Num ambiente como este, a luz não pode viajar livremente — os fótons espalham-se constantemente contra partículas carregadas. Da mesma forma, qualquer núcleo que se ligasse a um elétron encontraria rapidamente um fóton com energia suficiente para romper a ligação.

Assim como na era do BBN, no entanto, o universo não permaneceria quente e denso o suficiente para sustentar esse estado. Eventualmente (aproximadamente 400.000 anos depois), o universo esfriou até o ponto em que elétrons e núcleos puderam formar átomos (um processo que é confusamente descrito como "recombinação"). Como os átomos são eletricamente neutros e interagem apenas com fótons de energias específicas, a maioria dos fótons pôde de repente viajar muito maiores distâncias sem interagir com qualquer matéria (esta parte do processo é geralmente descrita como "desacoplamento"). Em efeito, o universo tornou-se transparente e os fótons presentes naquele momento têm viajado livremente pelo universo desde então. E, como o universo expandiu-se muito desde então, os comprimentos de onda desses fótons foram esticados muito (por um fator de aproximadamente 1000).

A partir desta imagem básica, podemos fazer duas previsões muito fortes para esta radiação relíquia:

  • Deve ser altamente uniforme. Uma das premissas básicas da BBT é que o universo é homogêneo e, dado o tempo entre o início do universo e o desacoplamento, qualquer inhomogeneidade (como as esperadas da inflação) não teria muito tempo para crescer.
  • Deve ter um espectro de corpo negro. Como dissemos antes, antes do desacoplamento o universo estava cheio de plasma e os fótons estavam constantemente espalhando-se contra toda a matéria ionizada. Isso faz do universo um absorvedor perfeito; nenhum fóton poderia sair do universo, então eles colocariam todo o universo (ou pelo menos a parte que estava causalmente conectada) em equilíbrio térmico. Como tal, podemos realmente descrever o universo como tendo uma temperatura única. Na termodinâmica clássica, os fótons emitidos por um corpo negro a uma dada temperatura têm uma distribuição muito específica de energias e, como Tolman mostrou em 1934, um espectro de corpo negro permanecerá um espectro de corpo negro (embora a uma temperatura menor) à medida que sofre desvio para o vermelho.

A existência dessa radiação relíquia foi sugerida pela primeira vez por Gamow, juntamente com Alpher e Herman, em 1948. Suas previsões iniciais afirmaram corretamente que a temperatura da radiação, que teria sido luz visível no desacoplamento, seria deslocada para a região das micro-ondas do espectro eletromagnético neste ponto. Isso, combinado com o fato de que a fonte da radiação a colocava "atrás" de fontes normais de luz, como estrelas e galáxias, deu a esse relíquia seu nome: a Radiação de Fundo de Micro-ondas Cósmica (CMBR ou, equivalentemente, apenas CMB).

Embora estivessem corretos nos traços gerais, as estimativas de Gamow, Alpher & Herman para a temperatura exata não eram tão precisas. A faixa inicial estava em algum lugar entre 1 K e 5 K, utilizando modelos ligeiramente diferentes para o universo (Alpher 1949), e em um livro posterior, Gamow elevou essa estimativa até 50 K. As melhores estimativas atuais colocam a temperatura em 2,725 K (Mather 1999). Embora isso possa parecer uma discrepância grande, é importante ter em mente que a previsão depende fortemente de vários parâmetros cosmológicos (notadamente a Constante de Hubble) que não eram conhecidos com muita precisão na época. Retornaremos a este ponto abaixo, mas vamos dedicar um momento para discutir as medições que levaram ao valor atual (a página de Ned Wright CMB também vale a pena ser lida para mais detalhes sobre a história inicial das medições do CMBR).

A primeira tentativa intencional de medir a radiação cósmica de fundo (CMBR) foi feita por Dicke e Wilkinson em 1965, com um instrumento montado no telhado do departamento de Física de Princeton. Enquanto ainda estavam construindo seu experimento, foram inadvertidamente superados por dois engenheiros da Bell Labs que trabalhavam em transmissão de micro-ondas como ferramenta de comunicação. Penzias e Wilson haviam construído um receptor de micro-ondas, mas não conseguiam eliminar um ruído de fundo persistente que parecia afetar o receptor, independentemente de para onde o apontavam no céu, dia ou noite. Ao entrar em contato com Dicke para obter conselhos sobre o problema, perceberam o que haviam observado e, eventualmente, receberam o Prêmio Nobel de Física em 1978. Mais detalhes sobre a descoberta estão disponíveis aqui.

Desde então, as medições da temperatura e da distribuição de energia da RMC (Radiação Cósmica de Fundo) melhoraram dramaticamente. Medir a RMC a partir do solo é difícil porque a radiação de micro-ondas é fortemente absorvida pelo vapor d'água na atmosfera. Para contornar esse problema, cosmólogos utilizaram balões de alta altitude, foguetes balísticos e experimentos a bordo de satélites. O experimento mais famoso focado na temperatura da RMC foi o satélite COBE (COsmic Background Explorer). Ele orbitou a Terra, coletando dados de 1989 a 1993.

O COBE foi, na verdade, vários experimentos em um. O instrumento DMR mediu as anisotropias na temperatura da radiação cósmica de fundo (RCF) em todo o céu (veja mais abaixo), enquanto o experimento FIRAS mediu a temperatura absoluta da RCF e sua distribuição de energia espectral. Como mencionamos acima, a previsão da BBT é que a RCF deveria ser um corpo negro perfeito. O FIRAS descobriu que isso era verdade em um grau extraordinário. O gráfico abaixo (fornecido por Ned Wright) mostra o espectro da RCF e o melhor ajuste de corpo negro. Como se pode ver, as barras de erro, que são bastante pequenas, são na verdade 400 desvios padrão. De fato, a RCF está tão próxima de um corpo negro quanto qualquer coisa que possamos criar aqui na Terra.

Spectrum of the CMBR

Em muitas fontes de cosmologia alternativa, encontrará-se a alegação de que a CMBR não foi uma previsão genuína da BBT, mas sim uma "retrodição", uma vez que os valores para a temperatura da CMBR que Gamow previu antes da medição diferiram significativamente do valor medido eventual. Assim, argumenta-se, o valor "correto" só poderia ser obtido ajustando-se os parâmetros da teoria para corresponder ao valor observado. Isso ignora dois pontos cruciais:

  • A existência, não a temperatura, é a chave. Na ausência de BBT, não haveria motivo para esperar uma radiação de fundo uniforme e de comprimento de onda longo no universo. É verdade que astrônomos como Eddington previram que veríamos radiação de poeira interestelar (luz estelar absorvida, re-irradiada como emissão térmica) ou de estrelas de fundo. No entanto, esses modelos não levam ao tipo de uniformidade que vemos na CMBR, nem produzem um espectro de corpo negro (as estrelas, em particular, possuem fortes linhas espectrais que estão notavelmente ausentes no espectro da CMBR). Previsões semelhantes podem ser feitas para a radiação de fundo em outras partes do espectro eletromagnético (por exemplo, o fundo de raios-X de supernovas distantes e quasares) e a distribuição desses fundos está longe de ser tão uniforme quanto vemos com a CMBR.
  • É assim que a ciência funciona. Nenhuma teoria física existe independentemente de parâmetros livres que são determinados por observações subsequentes. Isso é verdade para a gravidade newtoniana e a RG (constante de Newton), é verdade para a mecânica quântica e a eletrodinâmica quântica (constante de Planck, carga do elétron) e é verdade para a cosmologia. Como mencionamos acima, o teste de uma teoria não é que ela atenda a uma previsão. Em vez disso, o verdadeiro teste é se o modelo pode corresponder a outras observações uma vez que tenha sido calibrado contra um conjunto de dados.

Um teste final das origens cosmológicas da RMC vem da observação de galáxias distantes. Como a luz dessas galáxias foi emitida no passado, esperaríamos que a temperatura da RMC naquela época fosse correspondentemente mais alta. Ao examinar a distribuição de luz dessas galáxias, podemos obter uma medida grosseira da temperatura da RMC no momento em que a luz que observamos agora foi emitida (por exemplo, Srianand 2000). O estado atual dessa medição é mostrado no gráfico abaixo (fornecido por Ned Wright). A precisão dessa medição é obviamente muito menor do que a que vimos com os dados do COBE, mas eles concordam com as previsões básicas do BBT para a evolução da temperatura da RMC com o redshift (e discordam significativamente do que se esperaria para uma RMC gerada a partir de luz estelar com redshift ou similar).

Changing temperature of the CMBR

e) Flutuações na Radiação Cósmica de Fundo

Como mencionado no ponto anterior, a temperatura da radiação cósmica de fundo (CMBR) é extremamente uniforme; as diferenças de temperatura em diferentes locais do céu são inferiores a 0,001 K. Como a matéria e a radiação estavam fortemente acopladas durante as etapas mais iniciais do universo, isso implica que a distribuição de matéria também era inicialmente uniforme. Embora isso corresponda à nossa suposição cosmológica básica, isso levanta a questão de como passamos de um universo tão uniforme para a distribuição de matéria claramente aglomerada que vemos em escalas pequenas hoje. Em outras palavras, como é que planetas, estrelas, galáxias, aglomerados de galáxias, etc., puderam se formar a partir de um gás essencialmente homogêneo?

Ao estudar esta questão, os cosmólogos acabariam por desenvolver uma das previsões mais poderosas e espetacularmente bem-sucedidas da TBB. Antes de descrever o lado teórico das coisas, no entanto, faremos uma breve desvio para a história da medição das flutuações ("anisotropias" em termos cosmológicos) na RMC.

A primeira tentativa de medir as flutuações na RMC foi realizada como parte da missão do COBE (COsmic Background Explorer). Como parte de sua missão de quatro anos no início dos anos 1990, utilizou um instrumento chamado DMR para procurar flutuações na RMC em todo o céu. Com base nos modelos BBT vigentes na época, as flutuações observadas pelo DMR eram muito menores do que o esperado. Como o instrumento havia sido projetado levando em conta as amplitudes de flutuação esperadas, as observações acabaram ficando logo acima do limite de sensibilidade do instrumento. Isso levou a especulações de que o "sinal" era meramente ruído estatístico, mas foi suficiente para gerar uma série de tentativas subsequentes de procurar o sinal.

Com as observações por satélite ainda no horizonte, os dados para a década seguinte foram coletados principalmente por meio de experimentos em balões (veja a lista no centro de dados do CMBR da NASA para uma história detalhada). Esses experimentos em alta altitude conseguiram elevar-se acima da vasta maioria do vapor d'água na atmosfera para uma visão mais clara do céu do CMBR, em troca de um tempo de observação relativamente pequeno. Isso limitou a cobertura do céu que essas missões puderam alcançar, mas elas foram capazes de demonstrar conclusivamente que o sinal observado pelo COBE era real e (em menor grau) que as flutuações correspondiam às previsões da BBT.

Em 2001, a sonda MAP (Microwave Anisotropy Probe) foi lançada, posteriormente renomeada para WMAP em homenagem a Wilkinson, que fazia parte da equipe original que buscava a CMBR nos anos 1960. Diferente do COBE, o WMAP concentrou-se inteiramente na questão de medir as flutuações da CMBR. Aproveitando a experiência e os avanços tecnológicos desenvolvidos para as missões com balões, ele teve uma resolução angular muito superior à do COBE (veja a imagem abaixo da equipe científica NASA/WMAP). Também evitou um dos problemas que afligiram a missão do COBE: a forte emissão térmica da Terra. Em vez de orbitar a Terra, o satélite WMAP realizou uma jornada de três meses até o ponto L2, o segundo ponto de Lagrange no sistema Terra-Sol. Este ponto meta-estável está além da órbita da Terra ao redor do Sol, a uma distância aproximadamente dez vezes menor do que a distância entre a Terra e o Sol. Ele está lá, coletando dados, desde então.

Comparsion of the sky maps taken by COBE and WMAP

Na primavera de 2003, os resultados do primeiro ano de observação foram divulgados – e foram impressionantes em sua precisão. Como exemplo, durante décadas, a idade do universo não era conhecida com precisão superior a cerca de dois bilhões de anos. Ao combinar os dados do WMAP com outras medições disponíveis, de repente sabíamos a idade do universo com uma margem de erro de 0,2 bilhão de anos. De forma geral, parâmetros que eram conhecidos com uma margem de erro de 20-30% viram seus erros diminuírem para menos de 10% ou melhor. Para uma descrição mais completa de como os dados do WMAP impactaram nossa compreensão do BBT, consulte os resultados da missão do site do WMAP. Essa página destina-se a um público leigo; mais detalhes técnicos podem ser encontrados em sua lista de artigos do primeiro ano.

Então, como esse salto incrível na precisão ocorreu? A resposta está em entender um pouco sobre o que aconteceu entre o momento em que a matéria e a radiação tinham densidades de energia iguais e o momento do desacoplamento. Uma descrição mais completa disso pode ser encontrada nas páginas de Wayne Hu sobre Anisotropia da Radiação Cósmica de Fundo pages e nas páginas de Ned Wright pages. Após a igualdade matéria-radiação, a matéria escura efetivamente desacoplou-se da radiação (a matéria normal permaneceu acoplada, pois ainda era um plasma ionizado). Isso significava que qualquer inhomogeneidade (originada essencialmente de flutuações quânticas) na distribuição de matéria escura começaria rapidamente a colapsar e formar a base para o desenvolvimento posterior de estruturas em grande escala (as sementes dessas inhomogeneidades foram estabelecidas durante a inflação, mas ignoraremos isso para a discussão atual). A maior escala física para essas inhomogeneidades em qualquer momento dado era o tamanho atual do universo observável (já que o efeito da gravidade também viaja à velocidade da luz). Esses aglomerados de matéria escura estabeleceram poços de potencial gravitacional que atraíram mais matéria escura, bem como a mistura radiação-bárion.

Ao contrário da matéria escura, o fluido de radiação-bárions tinha uma pressão associada. Em vez de afundar diretamente até o fundo do potencial gravitacional, ele oscilava, comprimindo até que a pressão superasse a atração gravitacional e depois expandindo até que o oposto fosse verdadeiro. Isso criou pontos quentes onde a compressão era maior e pontos frios onde o fluido havia se tornado mais rarefeito. Quando os bárions e a radiação se desacoplaram, esse padrão foi congelado nos fótons da CMBR, levando aos pontos quentes e frios que observamos hoje.

Obviamente, o padrão exato dessas variações de temperatura não nos diz nada em particular. No entanto, se lembrarmos que o tamanho máximo das regiões quentes corresponde ao tamanho do universo visível em qualquer momento dado, isso nos indica que, se conseguirmos encontrar o tamanho angular dessas variações no céu, então esse maior ângulo corresponderá ao tamanho do universo visível no momento do desacoplamento. Para fazer isso, medimos o que é conhecido como espectro de potência angular da RMC. Em suma, encontramos todos os pontos no céu que estão separados por uma escala angular dada. Para todos esses pares, encontramos a diferença de temperatura e fazemos a média sobre todos os pares. Se nossa imagem básica estiver correta, então devemos observar um aumento no espectro de potência na escala angular da maior compressão, outro na escala do maior tamanho que passou por compressão e está em máxima rarefação (o espectro de potência é apenas sensível ao quadrado da diferença de temperatura, portanto manchas quentes e frias são equivalentes), e assim por diante. Isso leva a uma série de fenômenos conhecidos como "picos acústicos", cuja posição e forma exatas nos dizem muito não apenas sobre o tamanho do universo no momento do desacoplamento, mas também sobre a geometria do universo (já que estamos observando distância angular; veja 1b) e outros parâmetros cosmológicos.

A figura abaixo, da equipe científica NASA/WMAP, mostra os resultados da medição do WMAP do espectro de potência angular usando o primeiro ano de dados do WMAP. Além da escala angular plotada no eixo x superior, os gráficos do espectro de potência angular são geralmente mostrados como uma função de "l". Este é o número de multipolo e é traduzido aproximadamente em um ângulo dividindo 180 graus por l. Para mais detalhes sobre isso, você pode fazer uma busca no Google por "expansão em multipolos" ou verificar esta página. As páginas científicas do WMAP também fornecem uma introdução a essa maneira de analisar os dados.

Angular power spectrum

Assim como na medição de temperatura do COBE, o acordo entre a forma prevista do espectro de potência da RMC e as observações reais é impressionante. Os experimentos em balões (especialmente BOOMERang, MAXIMA e DASI) foram capazes de fornecer detecções convincentes dos primeiros e segundos picos acústicos antes do WMAP, mas nenhum desses experimentos foi capaz de mapear uma área suficientemente grande do céu para combinar com os dados do COBE DMR. O WMAP preencheu essa lacuna e forneceu medições muito mais precisas das posições dos primeiros e segundos picos. Isso foi uma confirmação majoritária não apenas da versão Lambda CDM do BBT, mas também da imagem básica de como o cosmos transitou de um universo primitivo dominado pela radiação e preenchido por plasma para o universo dominado pela matéria onde a maior parte da estrutura em grande escala que vemos hoje começou a se formar.

f) Estrutura em grande escala do universo

Os pontos quentes e frios que vemos na radiação cósmica de fundo (RCF) hoje eram as regiões de alta e baixa densidade no momento em que a radiação que observamos hoje foi emitida pela primeira vez. Uma vez que a matéria passou a ser a fonte dominante de densidade de energia, essas perturbações puderam crescer livremente ao acumular matéria de seus arredores. Inicialmente, a matéria em colapso seria apenas matéria escura, já que os bárions ainda estavam acoplados à radiação. Após a formação da RCF e o desacoplamento, no entanto, os bárions também caíram nos poços gravitacionais estabelecidos pela matéria escura e começaram a formar estrelas, galáxias, aglomerados de galáxias e assim por diante. Os cosmólogos referem-se a essa distribuição de matéria como a "estrutura em grande escala" do universo.

Como regra geral, fazer previsões sobre as propriedades estatísticas da estrutura em grande escala pode ser muito desafiador. Para a CMBR, as desvios da temperatura média são muito pequenos e a teoria de perturbação linear é uma aproximação muito boa. Por comparação, a densidade de matéria em nossa galáxia em relação à densidade média do universo é enorme. Como resultado, existem duas opções básicas: ou realizar medições em escalas físicas muito grandes onde as variações na densidade são tipicamente muito menores ou comparar as medições com simulações do universo onde os efeitos não lineares da gravidade podem ser modelados. Ambas essas opções exigem investimento significativo tanto em teoria quanto em hardware, mas nos últimos anos foram produzidas algumas excelentes confirmações da imagem básica.

Como mencionamos na seção anterior, o processo que levou à geração dos picos acústicos no espectro de potência da radiação cósmica de fundo (RCF) foi impulsionado pela presença de um acoplamento estreito entre fótons e bárions logo antes do desacoplamento. Esse fluido cairia nos poços de potencial gravitacional estabelecidos pela matéria escura (que não interage com fótons) até que a pressão no fluido contrabalançasse a atração gravitacional e o fluido se expandisse. Isso levou à formação de pontos quentes e frios na RCF, mas também a regiões onde a densidade da matéria era um pouco maior, graças aos bárions extras sendo arrastados pelos fótons, e áreas onde o oposto era verdadeiro. Assim como com a RCF, o tamanho dessas áreas foi determinado pelo tamanho do universo observável no momento do desacoplamento, de modo que certas escalas físicas seriam realçadas se você analisasse o espectro de potência angular dos bárions. É claro que, uma vez que o universo passou pelo desacoplamento, os bárions caíram nos poços gravitacionais junto com a matéria escura, mas essas escalas persistiriam como "ondulações" no espectro de potência geral da matéria.

É claro que, à medida que o tamanho do universo se expandiu, a escala física dessas ondulações aumentou, chegando eventualmente a cerca de 500 milhões de anos-luz hoje. Fazer uma medição estatística de objetos separados por essas distâncias exige sondar um volume muito grande de espaço. Em 2005, duas equipes de cosmólogos relataram medições independentes da característica de bárions esperada. Assim como no espectro de potência da radiação cósmica de fundo, isso confirmou que o modelo desenvolvido pelos cosmólogos para o crescimento inicial da estrutura em grande escala era uma boa correspondência com o que vemos no céu.

O segundo método para compreender a estrutura em grande escala é por meio de simulações cosmológicas. A ideia básica por trás de todas as simulações é esta: se fôssemos um corpo massivo e pudessemos sentir a atração gravitacional de todos os outros corpos massivos no universo e a geometria geral do universo, para onde iríamos a seguir? As simulações respondem a esta questão quantizando tanto a matéria quanto o tempo. Uma simulação típica tomará N partículas (onde N é um grande número; daí o termo simulação de N-corpos) e atribuirá-as a uma grade tridimensional. Essas posições iniciais são então perturbadas ligeiramente para imitar as flutuações iniciais na densidade de energia provenientes da inflação. Dadas as posições de todas essas partículas e tendo escolhido uma geometria para nosso universo simulado, podemos agora calcular para onde todas essas partículas devem ir na próxima pequena fração de tempo. Movemos todas as partículas de acordo e, em seguida, recalculamos e repetimos o processo.

Obviamente, essa técnica tem limites. Se atribuirmos uma massa dada a todas as nossas partículas, então medições de massa abaixo de um certo limite serão fortemente quantizadas (e, portanto, imprecisas). Da mesma forma, a faixa de escalas de comprimento é limitada: acima pelo volume do pedaço do universo que escolhemos simular e abaixo pela escala de resolução das nossas partículas de massa. Também existe o problema de que, em escalas pequenas, pelo menos, a física que determina onde os bárions irão envolve mais do que apenas a gravidade; a dinâmica dos gases e os efeitos da formação estelar tornam a simulação de bárions (e, portanto, da parte do universo que podemos realmente ver!) desafiadora. Finalmente, não esperamos que a distribuição exata de massa na simulação nos diga algo em particular; queremos apenas comparar as propriedades estatísticas da distribuição com o nosso universo. Este artigo discute esses métodos estatísticos em detalhes, bem como fornece referências aos dados observacionais relevantes.

Contudo, apesar de todas essas falhas, os esforços para simular o universo melhoraram tremendamente nas últimas décadas, tanto do ponto de vista do hardware quanto do software. White (1997) revisa os fundamentos da simulação da formação de estruturas, bem como os testes observacionais que podem ser utilizados para comparar simulações com dados reais. Ele apresenta resultados para quatro tipos diferentes de modelos — incluindo tanto o universo "matéria escura fria" então padrão quanto um universo com uma constante cosmológica. Isso ocorreu antes da divulgação dos resultados sobre supernovas, desmentindo a alegação de que, antes dos dados das supernovas, a possibilidade de a constante cosmológica ser não nula era ignorada na literatura cosmológica. Um universo de CDM era o favorito na época, mas os cosmólogos estavam bem cientes de que os dados não eram fortes o suficiente para excluir vários modelos variantes.

O artigo de Columbi (1996) é um bom exemplo dessa consciência também. Neste artigo, vários modelos contendo diferentes quantidades de matéria escura quente e fria foram simulados, bem como tentativas de incluir "matéria escura morna" (ou seja, matéria escura que não é altamente relativística, mas ainda se move rápido o suficiente para ter pressão significativa). A Figura 7 deles fornece uma comparação visual agradável entre as distribuições de galáxias observadas e os resultados dos vários universos simulados.

Em 2005, o Consórcio Virgo lançou a "Simulação do Milênio"; os detalhes podem ser encontrados tanto na página inicial do Virgo quanto nesta página deste link no Instituto Max Planck de Astrofísica. Usando o modelo de concordância (derivado do ajuste dos resultados dos estudos de supernovas, as observações do WMAP, etc.), essas simulações são capazes de reproduzir as distribuições observadas de galáxias em grande escala bastante bem. Em escalas pequenas, ainda há algum desacordo, no entanto (veja abaixo para uma discussão mais detalhada).

g) Idade das estrelas

Como as estrelas são parte do universo, segue-se naturalmente que, se a BBT e nossas teorias sobre a formação e evolução estelar estiverem mais ou menos corretas, não devemos esperar ver estrelas mais antigas que o universo (compare 3d!). Mais precisamente, as observações do WMAP sugerem que as primeiras estrelas nasceram quando o universo tinha apenas cerca de 200 milhões de anos, então devemos esperar não ver estrelas mais antigas que cerca de 13,5 bilhões de anos. Por outro lado, os modelos de evolução estelar nos dizem que as estrelas de menor massa (aquelas com uma massa aproximadamente 1/10 da do nosso Sol) são esperadas para "viver" por dezenas de trilhões de anos, havendo assim uma chance de discordância significativa.

Antes de aprofundar este assunto, é necessária alguma nomenclatura. Os astrônomos geralmente classificam a formação estelar em três gerações chamadas "populações". A característica distintiva aqui é a abundância de elementos com massa atômica maior que o hélio (estes são todos referidos como "metais" na literatura astronômica e a abundância de metais é chamada de "metalicidade" da estrela). Como explicamos na seção 2c, com uma aproximação muito boa, a nucleossíntese primordial produziu apenas hélio e hidrogênio. Todos os metais foram produzidos mais tarde nos núcleos das estrelas. Assim, as populações de estrelas são aproximadamente separadas pelo seu conteúdo metálico; as estrelas da População I (como o nosso Sol) têm uma metalicidade alta, enquanto as estrelas da População II são muito mais pobres em metais. Como o conteúdo metálico do nosso universo aumenta com o tempo (à medida que as estrelas têm mais e mais tempo para fundir elementos mais leves em elementos mais pesados), a metalicidade também atua como um indicador aproximado de quando uma dada estrela foi formada. As diferentes gerações estelares também são resumidas em este artigo.

Embora não seja imediatamente óbvio, a abundância de metais durante a formação estelar tem um impacto significativo na população estelar resultante. O problema básico da formação estelar é que a autogravidade de uma dada nuvem de gás interestelar precisa superar a pressão térmica da nuvem; nuvens onde isso ocorre eventualmente colapsarão para formar estrelas, enquanto aquelas onde isso não ocorre permanecerão como nuvens. À medida que uma nuvem de gás colapsa, a energia gravitacional é transferida para energia térmica e a nuvem aquece. Por sua vez, isso aumenta a pressão e torna a nuvem menos propensa a colapsar ainda mais. O truque, então, é irradiar essa energia térmica extra o mais eficientemente possível para que o colapso possa continuar. Os metais tendem a ter uma estrutura eletrônica mais complexa e são mais propensos a formar moléculas do que o hidrogênio ou o hélio, tornando-os muito mais eficientes na irradiação de energia térmica. Na ausência de tais canais, a única maneira de contornar esse problema é aumentar o lado gravitacional da equação, ou seja, a massa da nuvem de gás em colapso. Portanto, para uma dada nuvem interestelar, mais metais resultarão em uma fração maior de estrelas de baixa massa, em relação às estrelas produzidas por uma nuvem pobre em metais.

O caso extremo nesse respeito são as estrelas População III. Estas foram a primeira geração de estrelas e, portanto, formaram-se com praticamente nenhum metal. Como tal, sua distribuição de massa foi fortemente enviesada para a extremidade de alta massa do espectro. Alguns detalhes e implicações desse estado de coisas podem ser encontrados em esta palestra sobre a reionização e nestes dois artigos sobre as primeiras estrelas.

Observar diretamente essa população de estrelas seria uma evidência muito boa para a BBT. Infelizmente, a vida útil das estrelas (ou seja, o tempo durante o qual elas fundem hidrogênio em seus núcleos em hélio) diminui fortemente com sua massa. Para uma estrela como o nosso Sol, a vida útil está na ordem de 10 bilhões de anos. Para as estrelas da População III, que se espera que tenham uma massa típica em torno de 100 vezes a do Sol, esse tempo encolhe para cerca de alguns milhões de anos (um instante, pelos padrões cosmológicos). Portanto, devemos observar regiões do universo onde a luz que observamos foi emitida pela primeira vez em torno do momento em que essas estrelas brilhavam. Isso significa que a luz será tanto fraca quanto altamente deslocada para o vermelho (z ~ 20). A combinação desses dois efeitos torna as observações a partir do solo em grande parte inviáveis, mas pode se tornar possível quando o telescópio espacial James Webb começar a operar. Primeiros resultados promissores foram obtidos recentemente pelo telescópio espacial infravermelho Spitzer.

Como as estrelas de hoje, as estrelas da População III formaram elementos pesados em seus núcleos (por fusão nuclear), e até elementos ainda mais pesados quando elas explodiram como supernovas. Esses metais foram dispersos pelo espaço pelas explosões de supernovas e pela formação das estrelas da População II. Com a ajuda do resfriamento por metais, estrelas de massa menor foram capazes de se formar, com massa baixa o suficiente para ainda estarem queimando hoje. Estrelas da População II são preferencialmente observadas em aglomerados globulares que orbitam a galáxia e no bojo galáctico. Ao utilizar o diagrama Hertzsprung-Russell, astrônomos podem obter uma estimativa de quando as estrelas em um aglomerado globular (ou outro aglomerado estelar) se formaram. Isso é explicado com mais detalhes no FAQ sobre Determinação de distâncias a objetos astronômicos ou nesta página sobre o Diagrama Hertzsprung-Russell e Evolução Estelar.

Um segundo método para determinar a idade estelar é medir o conteúdo de berílio nas camadas externas de uma estrela. Aplicando esta técnica ao aglomerado globular NGC 6397, Pasquini (2004) encontrou uma idade de 13,4 bilhões de anos, mais ou menos 800 milhões de anos (mais detalhes podem ser encontrados em este artigo). Outros estudos, como Krauss (2003) e Hansen (2004), obtiveram resultados semelhantes com métodos relacionados: 12,2 e 12,1 bilhões de anos, respectivamente, com erros na ordem de 1 a 2 bilhões de anos.

As grandes incertezas nessas idades são em parte devidas ao fato de que esses métodos dependem crucialmente da nossa teoria de desenvolvimento estelar ("evolução estelar"), que por sua vez depende do nosso entendimento das reações nucleares que ocorrem nas estrelas. Apesar das energias relativamente baixas, os detalhes de algumas dessas reações permanecem um pouco imprecisos.

Recentemente, foram obtidos novos resultados sobre a velocidade de uma cadeia de reações nucleares que é bastante importante nas estrelas, o chamado ciclo CNO. Este estudo (Imbriani 2004) revelou que a velocidade desta reação é muito mais lenta do que se assumia anteriormente. Isso, por sua vez, implica que as estrelas são mais antigas do que se assumia anteriormente, em algo entre 0,7 e 1 bilhão de anos. Usando os dados de Pasquini, isso implica que as estrelas mais antigas da Via Láctea têm entre 14,1 e 14,4 bilhões de anos. Isso é mais antigo do que a idade do universo determinada por outras medições (compare os dados do WMAP, 2d); mas é preciso ter em conta os erros relativamente grandes associados a estas determinações de idade (veja acima). Portanto, estas idades das estrelas ainda são consistentes com a idade do universo determinada de outras formas.

Como apontado por Dauphas (2005), também é possível determinar a idade da Via Láctea sem depender de suposições sobre os detalhes das reações nucleares ocorrendo nas estrelas. Ele utilizou medições da abundância de urânio (U-238) e tório (Th-232), tanto no sistema solar quanto em estrelas do halo de baixa metalicidade, para determinar a idade de nossa galáxia. Seu resultado foi de 14,5 bilhões de anos, com incertezas de -2,2 e +2,8 bilhões de anos. Considerando essas margens de erro, isso está novamente consistentemente alinhado com a idade do universo determinada pelo WMAP.

Também se deve notar que a idade das estrelas em galáxias distantes pode ser determinada. Para isso, calculam-se modelos teóricos do que o espectro de uma galáxia parece quando as estrelas nela contidas têm uma certa idade (veja Jimenez 2004), e comparam-se essas previsões dos modelos com os espectros observados de galáxias. Obviamente, este é um método algo complicado, com erros potenciais ainda maiores do que os dos métodos para determinar as idades das estrelas em nossa vizinhança.

No entanto, até agora, os resultados encontrados são consistentes com um universo com uma idade finita. Em galáxias que estão muito longe de nós, que deveríamos, portanto, ver como eram quando ainda eram muito jovens, são encontrados apenas estrelas jovens. Por exemplo, Nolan (2003) encontrou que em duas galáxias com desvios para o vermelho em torno de 1,5, as estrelas tinham idades de no máximo 3-4 bilhões de anos. Também foi feita uma estudo detalhado sobre a história da formação estelar do universo, usando observações das idades de estrelas em galáxias distantes, o qual mostrou que a taxa de formação estelar foi mais alta há cerca de 5 bilhões de anos (Heavens 2004).

h) Evolução de galáxias

As galáxias são também entidades dinâmicas, mudando com o tempo. Assim como na estrutura em grande escala, os traços gerais da formação de galáxias seguem um caminho de "agrupamento hierárquico": estruturas pequenas se formam muito cedo e essas se fundem para formar estruturas maiores conforme o tempo passa. Dentro deste quadro maior, algumas galáxias desenvolverão características secundárias como braços espirais ou estruturas em forma de barra, algumas das quais serão transitórias e outras que persistirão.

Essa imagem básica nos diz que, se observarmos regiões muito distantes do universo (ou seja, galáxias com muito alto desvio para o vermelho), deveríamos ver principalmente galáxias pequenas e irregulares. Em sua maioria, é isso que encontramos (com algumas exceções notáveis, como cobriremos mais tarde). A partir de 1996, o Telescópio Espacial Hubble capturou uma série de imagens muito profundas: o Campo Profundo do Hubble, o Campo Profundo do Hubble Sul e o Campo Ultra Profundo do Hubble. Como se esperaria, a morfologia das poucas galáxias próximas nessas imagens é bastante diferente das galáxias de muito alto desvio para o vermelho.

Outro indicador importante da evolução galáctica provém dos quasares, especificamente de sua distribuição de redshift. Os quasares são geralmente considerados alimentados por buracos negros supermassivos nos centros de galáxias que estão acumulando matéria; à medida que poeira e gás caem no buraco negro, aquecem tremendamente e emitem uma grande quantidade de energia em um amplo espectro. Para a maioria dos quasares reais, a quantidade de energia liberada durante este processo é várias ordens de grandeza maior do que toda a luz emitida pelo resto da galáxia. Para que esse tipo de comportamento ocorra por algum período de tempo, as galáxias precisam ter uma grande quantidade de poeira e gás livre próximo aos seus núcleos. A maioria dos quasares observados possui redshifts próximos a z ~ 2, o que sugere que houve uma época específica na história do universo quando as condições estavam adequadas para uma grande fração das galáxias. Para os modelos de estado estacionário do universo, isso é difícil de explicar. Por outro lado, o BBT explica isso de forma bastante clara ao notar que, em suas fases iniciais de formação, as galáxias possuem uma grande quantidade de poeira e gás livre e colisões entre galáxias também eram mais comuns, o que poderia servir como um mecanismo para desencadear a atividade de quasares.

Dito isso, deve-se notar que a formação e evolução das galáxias continua sendo uma questão muito aberta dentro da BBT e não sem controvérsia. Consulte a seção 5d para mais detalhes.

i) Dilatação do tempo em curvas de brilho de supernovas

Como explicado em 2b, a luz que viaja através do universo em expansão sofre desvio para o vermelho (ou seja, o comprimento de onda é esticado para valores maiores à medida que o universo se expande). Como o comprimento de onda e a frequência para um fóton dado estão relacionados inversamente através da velocidade da luz, que é uma constante, é óbvio que, à medida que o comprimento de onda aumenta, a frequência deve diminuir. Da mesma forma, se a luz de uma galáxia distante varia com o tempo (como esperaríamos para estrelas variáveis Cefeidas ou pulsares), então o tempo entre esses eventos é esticado (lembre-se, a frequência está relacionada inversamente ao tempo). Assim, se observarmos essa galáxia da Terra, veremos uma variação mais lenta do que um observador naquela galáxia distante e a razão entre esses tempos será exatamente igual a um mais o desvio para o vermelho da galáxia.

Embora observar essa dilatação do tempo com estrelas em galáxias distantes seja difícil, podemos testá-la usando supernovas nessas galáxias. As supernovas do tipo Ia, em particular, são conhecidas por terem uma assinatura característica, aumentando rapidamente em brilho e depois desaparecendo lentamente ao longo de várias semanas. Essa assinatura varia um pouco dependendo da composição química exata da estrela antes de sofrer sua explosão de supernova, mas com monitoramento cuidadoso podemos compensar esse efeito. Esse aspecto foi fundamental para as medições de supernovas que forneceram a primeira indicação da existência da energia escura e tem sido objeto de muitos artigos (por exemplo, Leibundgut 1996, Riess 1997, Goldhaber 2001 e Knop 2003). Esses artigos deixam claro que corrigir os efeitos da dilatação do tempo devido ao desvio para o vermelho é crítico para compreender os dados. Em particular, Goldhaber descarta um modelo de "sem dilatação do tempo" com 18 desvios padrão. O gráfico abaixo (de Ned Wright) demonstra as encontradas por Goldhaber.

Time dilation in supernova brightness curves vs. redshift

j) Testes de Tolman

Além de prever que o comprimento de onda da luz deve mudar conforme o universo se expande (onde o comprimento de onda observado é esticado por um fator de (1+z) em relação ao comprimento de onda inicial), o BBT também exige que o brilho superficial das fontes de luz diminua, mas como a quarta potência de (1+z). Uma importante consequência deste efeito é que a emissão térmica de um corpo negro a uma dada temperatura em algum ponto da história do universo ainda aparecerá como um espectro térmico mais tarde, mas a uma temperatura que é um fator de (1+z) menor (como mencionamos em 2d). Assim, ao medir o desvio do espectro do CMBR observado em relação a um corpo negro perfeito, obtemos um teste muito poderoso da ideia de que a expansão do universo segue o quadro básico do BBT padrão. Esta medição foi realizada com o satélite COBE na década de 1990 e o espectro foi encontrado para corresponder a um corpo negro em uma parte em 10.000 (Mather 1990, Fixsen 1996).

Fizeram-se várias tentativas de aplicar este teste a outros objetos no universo desde que Tolman estabeleceu a escala de brilho superficial em 1930. A principal dificuldade em aplicar este teste a qualquer objeto específico é que, para testar o brilho superficial observado contra a expectativa, é necessário, em primeiro lugar, conhecer o brilho absoluto. A falta de tal "vela padrão" na cosmologia é sentida com grande intensidade.

Em 2001, uma série de artigos de Lubin tentou aplicar este teste a galáxias distantes. Esta é uma tarefa difícil, uma vez que as galáxias são entidades dinâmicas na escala de tempo do universo. Elas passam por períodos de explosões estelares (formação rápida de estrelas, geralmente em discos galácticos), fundem-se umas com as outras, a opacidade do poeira interestelar muda conforme o conteúdo metálico aumenta, e suas estrelas constituintes mudam de luminosidade conforme envelhecem. O artigo de Lubin tenta levar tudo isso em consideração. Após incorporar esses efeitos na escala esperada para os brilhos superficiais das galáxias, eles encontraram resultados consistentes com o que esperam dos modelos de evolução galáctica. Isso não é uma indicação tão forte de que a relação de Tolman se mantém quanto a temperatura da CMBR, mas é um sinal positivo de que a variação em relação à relação estrita é mais ou menos compreendida. De fato, os resultados foram fortes o suficiente para que os modelos de "luz cansada" pudessem ser descartados usando este método.

k) Efeito Sunyaev-Zel'dovich

A imagem descrita em 2d envolvia os fótons da radiação cósmica de fundo (CMBR) passando pelo universo desde o momento do desacoplamento até serem detectados aqui na Terra sem interagir com nada ao longo do caminho. Embora isso seja em grande parte verdadeiro, não se aplica a todos os fótons. As regiões ao redor de aglomerados de galáxias massivas estão cheias de gás muito quente e ionizado. De fato, tão quente que os elétrons livres se movem a velocidades relativísticas. Como esses são íons livres, eles podem interagir muito mais livremente com os fótons (como durante a fase de plasma do universo). Quando os fótons da CMBR passam por este gás, cerca de 1% deles interage com o gás. Como os fótons têm energia muito menor que os elétrons, o espalhamento transfere energia para os fótons via o efeito Compton inverso Compton. O resultado é que o espectro da CMBR é distorcido, com alguns dos fótons deslocados para energias mais altas do que esperaríamos de um espectro térmico puro. Este é o efeito térmico Sunyaev-Zel'dovich e, quando olhamos para a CMBR na direção desses aglomerados de galáxias, devemos esperar ver os efeitos dessa distorção (esta página também oferece mais detalhes).

Como podemos ver nos dados observacionais, este efeito é claramente observado. Como isso é indicativo do fato de que os fótons devem ter passado pelo aglomerado para chegar até nós, isso é uma forte evidência de que a CMBR é de fato um fenômeno cosmológico e não produzido localmente. Essas observações também podem ser usadas para medir o valor de o parâmetro de Hubble. A precisão da medição é um pouco limitada já que depende dos detalhes da distribuição do gás quente dentro do aglomerado, mas os resultados são consistentes com o que vemos de outros métodos.

l) Efeito Sachs-Wolfe integrado

Além do efeito Sunyaev-Zel'dovich, os fótons do CMBR também podem ser sutilmente afetados pelo efeito Sachs-Wolfe integrado. A base para este efeito é o desvio para o vermelho gravitacional, uma das previsões mais básicas da RG e demonstrado experimentalmente pela primeira vez por Pound e Rebka em 1960. A ideia básica é que, à medida que os fótons entram em um poço de potencial gravitacional, eles ganham energia extra e, ao saírem, perdem energia. Portanto, os cientistas referem-se aos fótons "caindo em" e "subindo de" poços gravitacionais.

À medida que os fótons da radiação cósmica de fundo (CMBR) atravessam a estrutura em grande escala no primeiro plano, eles passam por muitos desses poços gravitacionais. Se a profundidade do poço for estática (ou, mais precisamente, se a profundidade do poço estiver aumentando na mesma taxa que a expansão do universo), então a mudança líquida de energia é zero. Toda a energia que eles ganham ao cair é perdida ao subir. No entanto, se o universo contiver energia escura (ou tiver uma geometria aberta), então o universo se expande mais rápido do que os poços gravitacionais ao redor de objetos massivos podem crescer. Como resultado, os fótons da CMBR não perdem toda a energia que ganharam ao cair nos potenciais. Isso faz com que a CMBR pareça ligeiramente mais quente na direção desses potenciais, que também contêm as maiores concentrações de galáxias.

Após o lançamento dos dados do WMAP, estudos realizados por Scranton (2003), Afshordi (2004), Boughn (2004) e Nolta (2004) mediram esse efeito usando galáxias selecionadas de várias maneiras diferentes. A relação sinal-ruído em qualquer uma das medições não era muito grande. No entanto, consideradas juntas (e combinadas com a observação do WMAP de que a geometria do universo era melhor ajustada por um universo plano), elas fornecem evidências significativas de que esse efeito é real e é melhor explicado pelo modelo Lambda CMD padrão do BBT.

m) Matéria Escura

Uma queixa comum sobre a inclusão de matéria escura na cosmologia é que ela é um "epiciclo", análogo aos epiciclos dos modelos geocêntricos de Ptolomeu do sistema solar. Nesta visão, a matéria escura é um recurso inventado para salvar um modelo que, de outra forma, não se ajusta aos dados. Embora popular entre os críticos do BBT, essa posição não se sustenta sob um escrutínio mais aprofundado.

A origem da matéria escura como entidade astronômica não vem da cosmologia, mas sim do trabalho de Zwicky e Oort em 1933 e 1940, respectivamente. Os estudos de Zwicky sobre as velocidades de galáxias em grandes aglomerados convenceram-no de que havia mais massa presente nos aglomerados (para fornecer a atração gravitacional suficiente para impedir que os aglomerados se dispersassem) do que poderia ser explicada pela massa visível das próprias galáxias. Da mesma forma, a medição de Oort das curvas de rotação de galáxias (essencialmente, a velocidade orbital das estrelas em torno do centro galáctico plotada contra os raios das estrelas) sugeriu que a massa interior a essas órbitas estelares indicada pela simples física newtoniana não correspondia à massa inferida pela luz vinda dos centros dessas galáxias. Ambas essas observações foram feitas muito antes da cosmologia moderna ter realmente tomado forma e, portanto, foram independentes de qualquer necessidade de matéria escura para fazer as medições cosmológicas corresponderem à teoria. Mais sobre a história da matéria escura pode ser encontrado aqui e em van den Bergh (1999).

Como o resto da cosmologia, as evidências atuais para a matéria escura provêm de várias observações diferentes:

  • Assim como as observações originais de Oort, medições modernas das curvas de rotação de galáxias espirais indicam que deve haver mais massa nessas galáxias do que podemos ver diretamente. A velocidade de uma estrela (ou nuvem de gás) em uma órbita aproximadamente circular ao redor do centro de uma galáxia depende da massa interior a essa órbita, como a mecânica newtoniana básica nos ensina. Portanto, medindo a velocidade de órbitas estelares em vários raios, podemos transformar isso em um perfil de massa. Faber (1979) fornece uma revisão de várias dessas medições de velocidade.

    Dois pontos são relevantes aqui: Primeiro, a massa inferida dessas medições é invariavelmente maior do que a que se inferiria olhando para a matéria visível nessas galáxias. Isso era claro para Oort e permanece assim hoje. Segundo, a distribuição dessa matéria escura não é a mesma da matéria visível. A densidade estelar em uma galáxia espiral tende a diminuir exponencialmente ao se mover do centro à borda no plano do disco. O perfil de massa inferido das curvas de velocidade, por outro lado, diminui como o inverso do cubo do raio (Prada 2003). Isso não é o que esperamos para bárions, que podem perder energia gravitacional via radiação e cair mais profundamente no poço de potencial gravitacional da galáxia. Para a CDM, no entanto, essa opção não está disponível (já que a matéria escura não interage com fótons) e, portanto, permanece presa em raios maiores. Simulações da CDM verificam esse comportamento, fornecendo outra pista de que não apenas a matéria escura está presente, mas que a maioria dela não é feita de bárions.
  • Um jogo semelhante pode ser jogado com galáxias elípticas. Estas galáxias não possuem a mesma estrutura orbital simples que as galáxias espirais, de modo que a observação é um pouco diferente. Em vez de medir as curvas de velocidade, podemos observar a emissão de raios-X destas galáxias. Os raios-X são produzidos por gás extremamente quente (temperaturas na ordem de milhões de graus) que circunda estas galáxias. Assim como com as estrelas na galáxia espiral, no entanto, a massa da galáxia deve ser suficiente para manter as partículas do gás gravitacionalmente ligadas à galáxia, de modo que uma massa pode ser inferida a partir de uma medição da temperatura dos raios-X. Novamente, a massa medida desta maneira invariavelmente excede a esperada pela quantidade de matéria visível (cf Fabian 1986).
  • De forma semelhante, pode-se também observar o movimento de galáxias em aglomerados. Como as estrelas em galáxias elípticas, os movimentos de galáxias nesses aglomerados não são órbitas circulares simples. Para obter uma medida da energia cinética nas galáxias, os astrônomos medem sua dispersão de velocidades, essencialmente a variância das velocidades observadas para galáxias no aglomerado. Se o aglomerado de galáxias for relativamente não perturbado (ou seja, não tenha sofrido uma fusão majoritária com outro aglomerado de galáxias), então o teorema do virial pode ser usado para calcular a força gravitacional esperada necessária para manter junto um aglomerado de galáxias de uma dada dispersão de velocidades. Como mencionado acima, as medições de Zwicky em 1933 das dispersões de velocidades de aglomerados de galáxias foram o primeiro indicador de que a massa total dos aglomerados deve ser consideravelmente maior do que apenas a matéria visível e isso continua verdadeiro com medições modernas.
  • Como mencionamos em 2k, aglomerados de galáxias são cercados por um halo de gás ionizado extremamente quente. Isso significa que podemos usar a mesma técnica do nosso exemplo de galáxia elíptica acima para obter uma medida de massa para aglomerados de galáxias e compará-la à massa visível. Observações de raios-X com o satélite Chandra de fato revelaram evidências de matéria escura; veja os comunicados de imprensa Chandra Descobre "Rios de Gravidade" que Definem a Paisagem Cósmica e Movimentos do Aglomerado de Galáxias Próximo Revelam a Presença de Superestrutura Oculta.
  • A grande quantidade de massa contida em aglomerados de galáxias também os torna uma excelente fonte de lentes gravitacionais. Uma das previsões mais surpreendentes da RG, a lente gravitacional é a deflexão da luz devido a potenciais gravitacionais. A confirmação da lente gravitacional pela expedição de Eddington em 1919 foi uma das primeiras observações importantes a favor da RG e a lente continua sendo uma poderosa ferramenta cosmológica hoje. Para potenciais gravitacionais particularmente fortes (como aglomerados de galáxias), a luz de fontes atrás da lente pode realmente percorrer múltiplos caminhos até observadores do outro lado do lente. Isso resulta em imagens distorcidas, semelhantes a arcos, do objeto de fundo, como aquelas vistas em esta imagem de Abell 2218. O padrão e a forma dessas imagens são muito sensíveis à massa (e distribuição de massa) do objeto que atua como lente, fornecendo nossa medida mais limpa das massas de aglomerados de galáxias e, mais uma vez, a matéria escura é necessária para preencher a lacuna entre a massa observada e a massa visível. Uma lista das lentes gravitacionais atualmente descobertas pode ser encontrada no site do Inquérito CASTLES. Este artigo, Cientistas mapeiam a matéria escura e provam que Einstein estava certo também explica este efeito em algum detalhe.
  • Finalmente, temos o atual modelo de concordância cosmológica. Medições de supernovas distantes, as anisotropias da radiação cósmica de fundo (CMBR) e a estrutura em grande escala apontam para um modelo que possui um componente relativamente grande de matéria escura. Além disso, as duas últimas medições também são capazes de diferenciar a quantidade de matéria na forma bariônica normal daquela na matéria não bariônica. No modelo de melhor ajuste, elas exigem cerca de 5 partes da última para cada parte da primeira.

Uma revisão adicional dessas observações é fornecida nesta página sobre Matéria Escura.

Portanto, dado que precisamos de um novo tipo de matéria, uma que não interaja com a luz da mesma forma que a matéria normal, algumas questões são evidentes: Existe um modelo razoável que possa fornecer possibilidades sobre o que essa matéria escura realmente é? E, se existir, por que é que não conseguimos observá-la diretamente em laboratórios aqui na Terra?

Antes de abordar essas questões, é importante lembrar que nem toda matéria escura é não-bariônica. Para esses bárions, o termo "escuro" é um pouco vago. Às vezes, ele é entendido como o fato de que eles não emitem luz na parte visível do espectro eletromagnético; por exemplo, gás interestelar e intergaláctico quente, anãs marrons, buracos negros e estrelas de nêutrons. Desses, apenas o primeiro está atualmente além de nossas capacidades de observar diretamente; anãs marrons emitem luz no infravermelho, enquanto buracos negros e estrelas de nêutrons (ou melhor, seus ambientes) são fortes fontes de ondas de rádio e raios X. Considerando todo o espectro eletromagnético disponível aos astrônomos, cerca de metade dos bárions no universo pode ser chamada de "matéria escura" no momento atual.

Assim, após abordar isso, retornamos ao setor não bariônico da matéria escura. As melhores apostas atuais para candidatos à matéria escura vêm da física de partículas, onde as teorias atuais de supersimetria fornecem uma infinidade de possibilidades. No Modelo Padrão Supersimétrico Mínimo, cada partícula no Modelo Padrão tem uma partícula parceira super de massa muito maior. Essas partículas existiriam apenas em abundância nas etapas mais iniciais do universo, mas a mais leve dessas partículas seria estável contra o decaimento em partículas mais leves (já que não existem) e, portanto, permaneceria existindo até hoje. Em cenários como este, a partícula mais leve é tipicamente o neutralino. Uma possibilidade ainda mais exótica, mas amplamente discutida, é o chamado "axion". Coletivamente, essas partículas são geralmente chamadas de WIMPs, abreviação de "partícula maciça fracamente interajente".

Durante muitos anos, os neutrinos foram considerados candidatos viáveis à matéria escura (tendo a vantagem de que sabíamos com certeza que eles existiam). No entanto, conforme mais evidências acumularam-se a partir da estrutura em grande escala e da radiação cósmica de fundo (CMBR), a possibilidade de que os neutrinos pudessem explicar as observações diminuiu. Para corresponder às observações, a matéria escura teria que ser fria, ou seja, movendo-se lentamente em relação à velocidade da luz. Com sua massa muito pequena, os neutrinos são muito fáceis de acelerar até velocidades próximas à da luz. Como possuem tanta energia cinética, os neutrinos não colapsam facilmente em potenciais gravitacionais relativamente pequenos. Se fossem a forma dominante de matéria escura, eles suavizariam a distribuição de matéria em pequenas escalas, em claro conflito com o forte agrupamento em pequena escala que observamos. De fato, quando incluímos informações do WMAP, os cosmólogos encontram que os neutrinos podem compor no máximo 1,5% da densidade de energia total do universo.

À medida que as evidências para a matéria escura se acumularam e a física de partículas pôde fornecer vários candidatos plausíveis, vários experimentos começaram nos últimos anos a detectar a matéria escura diretamente. Até agora, os experimentos não foram capazes de fazer uma detecção definitiva, mas uma grande parte do espaço de parâmetros teórico permanece inexplorada. Para uma revisão das restrições atuais, estes dois artigos valem a pena ser lidos.

Outra possibilidade empolgante no horizonte é o Grande Colisor de Hádrons. Este experimento no CERN deve atingir energias altas o suficiente para procurar partículas supersimétricas, cuja descoberta seria um indicador importante de que nossas teorias atuais sobre partículas de matéria escura são uma forte possibilidade. É claro, também é possível que o LHC encontre algo inteiramente novo e inesperado.

n) Energia Escura

Em uma irracionalidade epicyclica, a energia escura é rapidamente adicionada à lista junto com a matéria escura. Como no caso da matéria escura, chamar a energia escura de um epicyclo inserido para salvar a BBT ignora uma série de fatos do caso. Diferente da matéria escura, a única evidência para a energia escura vem de medições puramente cosmológicas, mas a existência de algum tipo de energia escura fazia parte da RG e da BBT desde os primeiros dias da teoria, dificilmente o que se esperaria para um parâmetro inventado ad hoc para salvar uma teoria. Além disso, a evidência para a energia escura vem de uma ampla variedade de observações cosmológicas, cada uma com seus próprios erros independentes e vieses sistemáticos. Adicionalmente, existem argumentos teóricos de que este tipo de energia deveria existir.

Primeiro, analisamos as evidências observacionais.

No meio dos anos 1990, uma série de observações cosmológicas atingiu precisão suficiente para que fosse difícil reconciliá-las com um universo dominado por matéria escura. Aproximadamente uma década e meia antes, Alan Guth e outros sugeriram uma adição à imagem então vigente do BBT: inflação. A motivação para a inflação era explicar os problemas do horizonte e da planaridade (basicamente, por que o universo é tão uniforme e próximo da planaridade se sabemos que essas são soluções instáveis para as equações que governam o BBT; isso é coberto com mais detalhes em 3e). Desde então, a inflação tornou-se parte padrão do BBT (e permanece assim até hoje). Uma das previsões mais genéricas da inflação era que a densidade total do universo deveria estar muito, muito próxima do valor crítico. Medições do meio dos anos 1990 da densidade de matéria de aglomerados de galáxias e outras fontes consistentemente preferiam densidades de matéria muito menores para combinar com os dados. Ao mesmo tempo, medições das idades das estrelas mais antigas estavam produzindo idades inconsistentes com a idade do universo baseada em um modelo apenas de matéria. Um modelo aberto, onde a densidade era menor que o valor crítico, aliviaria esses problemas observacionais em certa medida, mas seria difícil conciliá-lo com a inflação, que havia recebido um forte impulso pelas medições do COBE da CMBR alguns anos antes. Como se revelou, a energia escura resolveu todos esses problemas dispersos. A história é contada com mais detalhes neste artigo: Energia Escura: Exatamente o que os Teóricos Pediram.

Embora a energia escura fosse uma solução possível frequentemente mencionada para o estado de problemas até o final dos anos 1990, poucos cosmólogos estavam dispostos a dar esse salto sem evidências mais fortes. Para muitos cosmólogos, essa evidência veio na forma dos resultados de supernovas de 1998. Duas equipes, trabalhando independentemente e com conjuntos de dados em grande parte distintos, descobriram que as observações de supernovas distantes eram consistentemente mais fracas do que se esperaria para um universo composto apenas de matéria (veja Riess 1998 e Perlmutter 1999). De fato, elas descobriram que a expansão do universo havia estado acelerando nos últimos vários bilhões de anos, além do efeito esperado mesmo para um universo aberto. O melhor ajuste aos dados incluía um componente substancial de energia escura, suficiente para manter a geometria do universo plana enquanto também correspondia às medições de aglomerados de galáxias de baixa densidade de matéria e resolvia a crise da idade. Para mais detalhes, veja esta página: Existe uma constante cosmológica não nula?.

Para aqueles ainda relutantes em incluir a energia escura em seus modelos, a situação tornou-se mais difícil com a divulgação dos resultados do primeiro ano do WMAP. Essas observações revelaram que a densidade total do universo estava muito próxima do valor crítico, cravando o último prego no caixão do universo aberto. A disponibilidade de um mapa detalhado da RMC também permitiu uma medição muito mais limpa do efeito Sachs-Wolfe integrado, um dos principais indicadores da energia escura.

Um bom resumo das várias linhas de evidência que sustentam a existência da energia escura também é fornecido por esta página web: Energia Escura.

Embora os dados atuais sejam suficientes para indicar a necessidade de algo como a energia escura, os detalhes da energia escura ainda estão em grande parte não restringidos. Não sabemos qual é a equação de estado para a energia escura, se ela permanece constante ou muda ao longo do tempo, se a densidade de energia escura permanece constante em todo o espaço ou se se agrupa, etc. Como ocorre com a matéria escura, no entanto, vários modelos potenciais da física teórica foram propostos, embora a física da energia escura seja geralmente mais especulativa do que a da matéria escura. Todos eles correspondem aos dados atuais, mas, em geral, fazem previsões muito diferentes para observações futuras. Revisaremos alguns deles brevemente.

A forma mais básica de energia escura é uma constante cosmológica: uma densidade de energia suave e constante em todo o universo, com equação de estado igual a -1. Este tipo de campo escalar corresponde à imagem básica do vácuo da teoria quântica de campos: mesmo na ausência de partículas, chamadas de "flutuações de ponto zero" preenchem todo o espaço uniformemente. Sem uma teoria adequada da gravidade quântica, um cálculo preciso da magnitude desta densidade de energia do vácuo é impossível (nós precisaríamos saber a quantização adequada do espaço e do tempo para fazê-lo). Na ausência de tal teoria, o cálculo mais óbvio (baseado na massa de Planck) fornece uma densidade de energia do vácuo aproximadamente 120 ordens de grandeza maior do que a densidade de energia que inferimos de observações cosmológicas. Esta desconexão tem sido chamada de "a pior previsão já feita na física teórica", com não pequena justificativa.

Para reconciliar essa discrepância, pode-se imaginar que um balanço completo das contribuições de todas as partes diferentes da teoria se cancelaria em grande parte, deixando a pequena energia residual de densidade do vácuo que observamos hoje. Uma discussão adicional sobre essa ideia (e ideias relacionadas) pode ser encontrada aqui: Qual é a Densidade de Energia do Vácuo?

Ao relaxar o requisito de que a densidade de energia escura permaneça constante ao longo do tempo, chegamos à classe de modelos de energia escura chamada quintessência . A ideia aqui é que, em vez de depender de uma leve assimetria na física de partículas para obter nossa energia escura, propomos a existência de um tipo de campo (até agora inteiramente hipotético); lembre-se de que, na teoria quântica de campos, "partículas" e "campos" são, em grande parte, a mesma coisa. Assim como para a energia do vácuo, a equação de estado para este campo é negativa. No entanto, como está associado a um campo e não a uma parte inerente do espaço-tempo, a densidade de energia e a equação de estado podem mudar ao longo do tempo. Dependendo dos detalhes do modelo, essa flexibilidade pode ajudar a explicar o "problema da coincidência cósmica": o fato de que a densidade de energia da energia escura e da matéria são quase iguais hoje nos coloca em um ponto relativamente raro na história do nosso universo, semelhante a acontecer de estar exatamente no lugar onde dois trens transcontinentais se cruzam. Os dados atuais são suficientes para restringir uma evolução muito forte na equação de estado, mas mudanças menores associadas a algumas variedades de quintessência ainda são modelos viáveis.

Em resumo, embora a matéria escura tenha vários modelos promissores e a detecção direta seja uma possibilidade muito real no futuro próximo, a energia escura continua sendo um mistério. Existem vários modelos que explicam os dados atuais, mas nenhum deles é tão maduro quanto os modelos de matéria escura. Observações futuras serão capazes de impor restrições maiores tanto à equação de estado atual quanto à sua variação ao longo do tempo, mas testar esses modelos em detalhes é extremamente desafiador. Como em qualquer área de pesquisa teórica atual, simplesmente teremos que esperar até que mais dados estejam disponíveis e a teoria tenha avançado antes de fazer afirmações mais detalhadas.

z) Consistência

Na discussão acima, fizemos referência frequente ao fato de que muitas diferentes categorias de observações cosmológicas são combinadas para produzir o modelo concordância Lambda CDM que a maioria dos cosmólogos utiliza hoje. Isso não deve ser interpretado como um conjunto de observações todas contingentes umas às outras para suporte mútuo, onde a remoção de uma observação causaria o colapso de toda a estrutura. Pelo contrário, trata-se de encontrar interseções entre linhas de evidência mútuas para localizar a melhor solução global. Mesmo que dados futuros mostrem que nossa interpretação de uma linha esteja incorreta, as outras permanecem em grande parte não afetadas.

Como exemplo, considere o artigo da equipe WMAP Determinação de Parâmetros Cosmológicos. A idade do universo obtida a partir das medições do WMAP é consistente com os métodos de idade estelar observados. A razão entre bárions e fótons é consistente com a razão entre deutério e hélio prevista pela nucleossíntese primordial. A constante de Hubble é consistente com medições de supernovas distantes, a relação de Tully-Fisher e os brilhos superficiais de galáxias. Da mesma forma, o modelo cosmológico a partir das medições do WMAP é consistente com medições de estrutura em grande escala de levantamentos como o Sloan Digital Sky Survey (SDSS) e o Two-Degree Field Survey (2dF). Se esses resultados individuais não fossem compatíveis entre si, não veríamos uma melhoria nas restrições de parâmetros ao combinar os conjuntos de dados. O fato de observarmos uma melhoria é evidência de que a teoria, de fato, se mantém coerente.

3) Problemas e Objeções

Esta seção abordará uma série de objeções comuns à BBT. Estas não são alternativas completas à BBT (cobriremos isso na próxima seção), mas sim objeções à base fundamental da BBT ou a reinterpretações radicais dos dados físicos.

a) "Nada pode vir de nada" - a primeira lei da termodinâmica

A simples afirmação "algo não pode vir de nada", por si só, não é muito convincente. Da teoria quântica de campos, sabemos que algo de fato vem de nada: a saber, "flutuações do vácuo". No caso mais simples, um elétron, um pósitron e um fóton podem aparecer efetivamente do nada, existir por um breve período e depois se aniquilar, deixando sem criação líquida de massa ou energia. Suporte experimental para esse tipo de efeito tem sido encontrado em diversos experimentos diferentes. Veja, por exemplo, a página da Wikipedia sobre o efeito Casimir.

O ponto comum para todos esses efeitos é que eles não violam nenhuma lei de conservação da física conhecida (por exemplo, a conservação de energia, momento e carga). Algo pode, de fato, surgir do nada, desde que essas leis de conservação permitam isso. Mas as pessoas frequentemente argumentam que a teoria do Big Bang viola a conservação de energia (que é essencialmente a primeira lei da termodinâmica).

Existem vários contra-argumentos válidos contra isso: primeiro, como já foi apontado, o BBT não trata da origem do universo, mas sim do seu desenvolvimento ao longo do tempo. Portanto, qualquer afirmação de que a aparência do universo "do nada" é impossível não tem nada a ver com o que o BBT aborda realmente. Da mesma forma, embora as leis da termodinâmica se apliquem ao universo hoje, não está claro que elas se apliquem necessariamente à origem do universo; simplesmente não sabemos. Finalmente, não está claro que se possa falar sensatamente sobre o tempo "antes do Big Bang". O "tempo" é uma parte integrante do nosso universo (daí o termo da RG "espaço-tempo") - por isso, não está claro como exatamente se caracterizaria a energia antes e depois do Big Bang de uma maneira precisa o suficiente para concluir que ela não foi conservada.

Assumindo que temos algum meio de lidar com noções de tempo fora do nosso espaço-tempo, o universo surgindo do nada violaria apenas a primeira lei da termodinâmica se a energia antes fosse diferente da energia depois. Provavelmente todos concordarão que o "nada" deveria ter uma energia de zero; assim, a lei é violada apenas se a energia do universo for não nula. Mas há, de fato, bons argumentos de que a energia do universo deveria ser exatamente zero!

Esta conclusão é, à primeira vista, um pouco contra-intuitiva, já que obviamente toda a massa e radiação que vemos no universo possui uma enorme quantidade de energia associada. No entanto, este balanço ignora a energia potencial gravitacional dentro do universo. No limite newtoniano, podemos ter uma noção dessa contribuição considerando o exemplo padrão de um foguete deixando a Terra, com uma velocidade grande o suficiente para "escapar" de seu campo gravitacional. Ao viajar cada vez mais longe da Terra, a velocidade do foguete torna-se cada vez menor, indo a zero "no infinito". Portanto, o foguete não tem energia restante "no infinito" (desconsiderando aqui sua "energia de repouso", que é irrelevante para o argumento). Aplicando a conservação de energia, conclui-se que a energia do foguete também era zero quando ele deixou a Terra. Mas ele tinha uma alta velocidade naquela época, ou seja, grande energia cinética. Conclui-se, portanto, que a energia potencial gravitacional que ele tinha na Terra era negativa. Para outra explicação, veja, por exemplo, este post sobre Energia gravitacional negativa.

Em um artigo da Nature em 1973, E. Tryon esboçou um argumento de que a energia potencial gravitacional negativa do universo tem a mesma magnitude da energia positiva contida em seus conteúdos (matéria e radiação), e, portanto, a energia total do universo é de fato zero (ou pelo menos próxima de zero).

Parte da dificuldade aqui é que o conceito de "energia gravitacional" é essencialmente newtoniano. Na RG, o princípio da equivalência torna problemática a definição de uma energia gravitacional que possa ser vista coerentemente de todos os referenciais. Da mesma forma, a ideia da "energia total do universo" é difícil de definir corretamente. Misner, Thorne e Wheeler (um dos textos padrão sobre RG) discutem isso em detalhes no capítulo 20 de seu livro.

Outra abordagem é a "Hamiltoniana" ou "função Hamiltoniana" de Wald para a RG, conforme derivada em seu texto de RG. Na física clássica, essa função pode (quase sempre) ser interpretada como representando a energia total de um dado sistema. Usando esse formalismo, Wald mostra que, para um universo fechado, a Hamiltoniana é zero. Argumentos semelhantes podem ser aplicados ao mesmo efeito para um universo plano, embora, para um universo aberto, a formulação para a Hamiltoniana termine por ser mal definida.

Outros esforços para lidar com a conservação de energia na Relatividade Geral (RG) utilizaram os chamados "pseudo-tensores". Essa abordagem foi tentada por Einstein, entre muitos outros. No entanto, a visão atual é que modelos físicos adequados devem ser formulados usando apenas tensores (veja novamente Misner, Thorne e Wheeler, capítulo 20), de modo que essa abordagem caiu em desuso.

No entanto, isso nos deixa com um certo dilema: na ausência de uma definição adequada de energia potencial gravitacional, a lei da conservação de energia da mecânica clássica claramente não se aplica na RG. Assim, para qualquer teoria baseada na RG, como o BBT, a conservação de energia claramente não é algo que se possa usar contra ela. Portanto, o argumento baseado na primeira lei da termodinâmica torna-se irrelevante. Para uma discussão mais detalhada sobre este tema, consulte esta página de FAQ sobre conservação de energia na RG.

b) O universo altamente ordenado de hoje não poderia ter surgido de uma explosão - a segunda lei da termodinâmica

Este argumento é uma variação do argumento padrão criacionista de que a evolução cria ordem a partir do desordem, em aparente violação da segunda lei da termodinâmica. O contra-argumento padrão, é claro, é que essa formulação só se aplica a sistemas isolados, ao contrário da Terra.

Se estamos falando do universo, por outro lado, não está claro que esta réplica se aplique. Afinal, o universo, tanto quanto sabemos, é o sistema isolado definitivo, com energia que não entra nem sai do sistema. No entanto, aplicar essa forma simples da segunda lei ao universo apresenta algumas complicações.

O equívoco padrão sobre o Big Bang é que ele foi uma explosão de matéria em um espaço já existente. Isso não é o caso. Pelo contrário, a BBT sustenta que o próprio espaço-tempo se expandiu. Obviamente, qualquer afirmação acompanhada pela alegação de que o Big Bang explodiu para criar ordem precisa ser tomada com um grão de sal.

Além disso, as nossas concepções cotidianas de "ordem" e "desordem" não se aplicam realmente à grandeza física chamada "entropia". De fato, como demonstrado por Kolb & Turner, a entropia do universo primitivo era extremamente baixa. Isso faz sentido se lembrarmos que, nas fases muito iniciais do universo, a distribuição de matéria e energia era extremamente ordenada, conforme demonstrado pela uniformidade da radiação cósmica de fundo (CMBR). Como tal, poderíamos caracterizar toda a distribuição de matéria e energia no universo com um único número (a temperatura) com uma aproximação muito boa. Compare isso com o universo que vemos hoje, preenchido com distribuições complicadas e desordenadas de galáxias, estrelas e gás. A quantidade de entropia nesses objetos é enorme (lembre-se da nossa discussão anterior sobre a falta de órbitas coerentes para estrelas em galáxias elípticas e galáxias em aglomerados de galáxias). Portanto, a ideia de que a entropia do universo tenha diminuído de alguma forma, violando a segunda lei da termodinâmica, é em grande parte sem sentido.

Ironicamente, no entanto, essa objeção fácil leva a uma questão muito mais séria: dado que a entropia do universo só aumentou, como ele teve uma entropia tão baixa quando surgiu? No momento atual, isso continua sendo uma questão em aberto na cosmologia. Obviamente, muitos dos problemas que delineamos na seção anterior sobre o tempo antes do Big Bang e a aplicabilidade das leis físicas na origem do universo entram em jogo aqui, mas, até agora, não há uma resposta simples.

c) Teoria ateísta

Assim como com a evolução, a BBT é frequentemente rotulada por criacionistas da Terra jovem como mais uma teoria inventada do nada por ateus que buscam negar que Deus criou o universo e tudo o que nele há. Obviamente, isso não é um argumento científico, de forma alguma, e, assim como a acusação semelhante dirigida à evolução, a alegação é falsa em sua face.

A BBT não é apenas aceita pela maioria das denominações cristãs (e outras religiosas) mainstream, mas também até mesmo por Criacionistas da Terra Velha como Hugh Ross. Alguns filósofos cristãos até tentam usar a BBT como evidência para a existência de um criador - eles apontam, por exemplo, que esta teoria científica concorda com a Bíblia no ponto de que o universo teve um começo, que a luz veio primeiro (embora esta seja uma representação grosseira do que a BBT realmente diz), etc. Para artigos contendo discussões deste tipo de argumentos, veja, por exemplo, a página Física e Religião.

Finalmente, deve-se notar que Lemaître, um dos criadores da TBB (as equações centrais da TBB são frequentemente chamadas de "equações de Friedman-Lemaître"), na verdade era um padre jesuíta!

d) Estrelas mais antigas que o universo?

Este é um problema ultrapassado, mas ainda ocasionalmente aparece em alguns panfletos criacionistas e anti-BBT. Abordamos parte disso na seção de energia escura, mas reiteraremos para clareza.

Na década de 1990, as melhores estimativas do parâmetro de Hubble atual colocavam o valor em torno de 80 km/s/Mpc – não muito distante do melhor valor atual em torno de 72 km/s/Mpc e bem dentro da margem de erro. Naquela época, o modelo teórico padrão, baseado nas previsões da inflação e nas observações da radiação cósmica de fundo (CMBR) do satélite COBE, era um universo plano e dominado pela matéria. Sob este modelo, os valores do parâmetro de Hubble forneciam uma idade estimada do universo em torno de 10 bilhões de anos. Ao mesmo tempo, as estimativas de idade para as estrelas mais antigas da nossa galáxia variavam entre 13 e 18 bilhões de anos. Esse conflito foi chamado de "Crise da Idade".

Pouco depois, duas melhorias nos dados resolveram este aparente enigma. Primeiro, o satélite Hipparchos forneceu estimativas melhores para as distâncias às estrelas usadas nas medições de idade. Essas novas distâncias eram maiores que as medições anteriores, o que, por sua vez, significava que as estrelas em questão eram mais luminosas do que se acreditava anteriormente. Incorporando isso nos cálculos de idade reduziu a faixa de idades esperadas em alguns bilhões de anos. Segundo, as medições de supernovas distantes e as subsequentes medições de anisotropia da CMBR demonstraram a necessidade de energia escura no modelo cosmológico padrão. Incluir este termo extra mudou a estimativa de idade do universo, elevando-a ao valor atual de 13,7 bilhões de anos. Esta combinação de efeitos resolveu elegantemente a Crise da Idade.

h) Arp

Halton Arp é um astrônomo profissional, anteriormente associado ao Observatório Palomar, que atualmente trabalha nos Laboratórios Max Planck na Alemanha. Ao longo de muitos anos de observações (e de vários artigos publicados), ele chegou à conclusão de que o desvio para o vermelho medido para muitos objetos distantes não é de natureza cosmológica. Isso vai além das velocidades peculiares discutidas anteriormente; no modelo de Arp, os desvios para o vermelho são intrínsecos e de nenhuma forma relacionados à distância.

A base para esta conclusão é que muitos pares de galáxias (ou galáxias emparelhadas com quasares) parecem indicar algum tipo de associação física, apesar das grandes diferenças no desvio para o vermelho (e, portanto, na distância, se usarmos o modelo padrão do Big Bang). Por exemplo, o braço de uma galáxia espiral pode parecer estender-se em direção a um quasar próximo ou (como mostra esta história) um quasar pode até parecer estar localizado dentro de uma galáxia. Arp publicou um catálogo inteiro dessas associações discordantes de desvio para o vermelho.

As alegações de Arp são apoiadas por alguns outros astrônomos, notadamente Gregory e Margaret Burbidge. A maioria dos astrônomos, no entanto, rejeita suas alegações, apontando que suas observações podem ser explicadas por sobreposições acidentais de objetos no céu. Calcular a probabilidade exata de um determinado conjunto de sobreposições pode ser bastante difícil, e os apoiadores e detratores de Arp geralmente discordam sobre se os cálculos de Arp ao longo dessas linhas são válidos.

Recentemente, um estudo de Scranton et al (2005) pode ter lançado alguma luz sobre esta controvérsia. Usando dados do Sloan Digital Sky Survey, as posições de 200.000 quasares foram correlacionadas com as posições de 13 milhões de galáxias. No modelo de Arp, galáxias e quasares estão fisicamente associados entre si e, portanto, esperaria-se que correlacionar as duas populações parecesse muito como correlacionar as galáxias com elas mesmas. Por outro lado, o BBT nos diz que os quasares estão muito mais distantes do que as galáxias nesta amostra, de modo que a correlação cruzada devido ao agrupamento gravitacional real deveria ser quase zero. Em vez disso, deveríamos observar uma correlação cruzada induzida devido ao lenteamento gravitacional dos quasares pelas galáxias em primeiro plano. Este sinal é muito menor do que o esperado no modelo de Arp e muda de sinal dependendo da população de quasares. Quando os pesquisadores do SDSS realizaram a medição, os resultados corresponderam às expectativas do BBT com alta significância estatística. Mais detalhes podem ser encontrados em este artigo e esta discussão.

i) Tifft

Outro personagem popular entre aqueles que contestam a BBT é William Tifft. Sua alegação de fama também se refere ao desvio para o vermelho. Em contraste com Arp, ele não examinou correlações entre objetos diferentes. Em vez disso, ele alegou ter descoberto uma estrutura periódica nos desvios para o vermelho: os desvios para o vermelho não podem ter qualquer valor arbitrário, mas são "quantizados". Assim, esperaríamos medir apenas desvios para o vermelho em múltiplos inteiros de algum valor fundamental; veja Tifft (1997) para uma revisão. Como a alegação de Arp, isso lançaria uma grande quantidade de suspeita sobre a interpretação tradicional do desvio para o vermelho. Como Arp, Tifft tem sua cota de apoiadores, incluindo alguns criacionistas. As alegações de Tifft aparecem no artigo de Barry Setterfield sobre O vácuo, a velocidade da luz e o desvio para o vermelho.

Infelizmente para a alegação de Tifft, a escala de quantização para os redshifts continuou a diminuir conforme mais dados se tornaram disponíveis. O valor inicial era de 72,46 km/s. Observações adicionais reduziram este valor para 36,2 km/s, 8,05 km/s e finalmente 2,68 km/s. Escalonado contra a velocidade da luz, isso sugere uma quantização em z de aproximadamente 0,00001, o que está ligeiramente acima (ou até mesmo abaixo) da precisão para muitas medições comuns de redshift.

A explicação mais provável para as medições originais de Tifft é a presença de estrutura em grande escala. As galáxias não estão distribuídas aleatoriamente pelo universo. Em vez disso, elas estão agrupadas em aglomerados, "paredes" e "filamentos" graças à sua atração gravitacional mútua. Da mesma forma, esse agrupamento dá lugar a grandes vazios entre essas estruturas. Se alguém olhasse apenas para um feixe longo e estreito através dessa estrutura (um levantamento de "feixe-lápis" -- como foi feito para a maior parte dos catálogos de redshift iniciais), naturalmente esperaria-se ver alguma "quantização" como um resquício dessa interação gravitacional. Quando os astrônomos puderam usar uma amostra muito maior e mais ampla de redshifts de galáxias, como o levantamento de galáxias 2dF, eles não encontraram evidências da quantização de Tifft (Hawkins 2002). Alguns defensores de Tifft objeteram que o estudo analisou quasares em vez de (galáxias) próximas, mas essa reclamação parece um pouco estranha -- afinal, se o redshift está quantizado, deve estar quantizado em todo lugar, não apenas no nosso "vizinhança".

4) Modelos cosmológicos alternativos

Antes de explorar as alternativas, deve-se enfatizar que nenhuma alternativa ao BBT foi concebida que possa explicar toda a gama de observações abrangidas pelo BBT atual. Isso não significa que tal modelo seja impossível, apenas que ainda não foi encontrado. Em todos os casos discutidos abaixo, algum subconjunto dos dados atuais é ignorado ou desviado de alguma maneira (por exemplo, a alegação de que os dados não são cosmológicos, mas apenas devidos a alguns efeitos locais ainda não descritos).

O propósito desta seção não é refutar definitivamente cada um desses modelos (muitas vezes isso é, por si só, uma pergunta frequente). Em vez disso, apenas descreveremos brevemente cada modelo e os contra-argumentos associados e forneceremos indicações para discussões mais detalhadas.

a) Estado Estacionário e Quase-Estacionário

Em 1948, H. Bondi, T. Gold, e F. Hoyle desenvolveram o modelo do Estado Estacionário como uma alternativa ao modelo do Big Bang de Lemaitre-Friedman descrito décadas antes. Este modelo sustentava que o princípio cosmológico era válido não apenas para o espaço, mas também para o tempo: o universo sempre teve a aparência que tem e sempre terá a aparência que tem hoje. Este modelo aceitava a noção de um espaço-tempo em expansão (de fato, a expansão era exponencial), mas a densidade de matéria era mantida em um nível constante pela criação contínua de matéria. Além disso, a densidade de matéria era igual ao valor crítico necessário para manter a geometria do espaço plana.

Na época, esse modelo era uma alternativa viável ao BBT padrão. Era consistente com os dados disponíveis na época e explicava alguns problemas com a imagem padrão que pareciam problemáticos. No entanto, observações posteriores, como a abundância de elementos leves e a descoberta da radiação cósmica de fundo, lançaram sérias dúvidas sobre a validade do modelo do Estado Estacionário. Neste ponto, a maioria dos cosmólogos abandonou esse modelo em favor do BBT.

Sem desanimar, Hoyle (juntamente com Burbidge e Narlikar) atualizou o modelo do Estado Estacionário em 1993, nomeando a extensão o modelo do Estado Quase-Estacionário. Como no modelo do Estado Estacionário, o universo sempre existiu. No entanto, nesta modificação, o universo sofre pulsações, alternando expansão e contração. O "rebote" no final de cada fase de colapso é causado por um campo com densidade de energia negativa, algo análogo à energia escura no modelo padrão do BBT. Isso permite que o modelo incorpore mais evidências observacionais do que a versão anterior, mas falha em vários pontos, incluindo a expansão acelerada detectada desde então. Para mais detalhes, veja a página de Ned Wright sobre Erros nos Modelos do Estado Estacionário e Quase-SS.

b) MOND

MOND é uma abreviação para "Modificação da Dinâmica Newtoniana". A ideia fundamental por trás do MOND decorre da discrepância entre a quantidade e distribuição de matéria inferida a partir da luz visível em galáxias espirais e aquela obtida examinando as velocidades das estrelas nessas galáxias. A interpretação padrão desses dados é que as galáxias contêm matéria escura. O MOND explica esses dados alterando a maneira como a gravidade funciona. Proposto por Milgrom (Milgrom 1983), o MOND essencialmente afirma que, para grandes distâncias (forças pequenas), a lei da gravidade de Newton não é mais válida, mas precisa ser modificada. Usando essa abordagem, é de fato possível explicar quantitativamente as curvas de rotação das galáxias.

Embora a MOND explique as curvas de rotação de galáxias espirais, estas estão longe de ser a única evidência de matéria escura. Como detalhamos anteriormente, há uma grande variedade de evidências para a matéria escura, nem todas relacionadas a medidas dinâmicas como curvas de rotação (por exemplo, lente gravitacional, onde a deflexão da luz na Relatividade Geral é o dobro da prevista pela dinâmica newtoniana e pela MOND). Não está claro se a MOND pode também explicar consistentemente todas essas observações (veja Aguirre 2001 ou Sanders 2002). Mais especificamente, observações de 2002 com o Observatório de Raios-X Chandra encontraram evidências mais diretas contra a MOND. O gás quente emissor de raios-X ao redor da galáxia NGC 720 forma uma nuvem elipsoidal. Isso, por sua vez, requer um poço de potencial gravitacional elipsoidal. Embora isso seja possível com a matéria escura, a escala de aceleração uniforme da MOND leva imediatamente a um poço de potencial gravitacional esférico.

Do ponto de vista teórico, existem vários problemas também. Fundamentalmente, a MOND é uma modificação ad hoc de uma teoria da natureza, de outra forma bem fundamentada. Essa abordagem pode ser adequada como estrutura fenomenológica para um experimento ou observação específica, mas, no caso geral, não há razão para que funcione. Um exemplo disso é que, embora essa formulação funcione muito bem para galáxias espirais, onde há movimento coerente de objetos de pequena massa ao redor de uma grande massa centralmente concentrada, ela falha completamente em casos onde as escalas de massa são mais igualizadas, por exemplo, as galáxias em um aglomerado. As distâncias entre as galáxias são grandes ou pequenas em relação à escala da MOND? A partir de qual ponto definimos distância e aceleração? Com esse tipo de limitação, tornar a MOND em uma teoria totalmente relativística provou-se extremamente difícil.

Recentemente, Bekenstein propôs uma nova teoria (essencialmente uma extensão da RG) que poderia superar vários dos problemas do modelo de Milgrom para a MOND (Bekenstein 2004), mas ainda não está claro como bem ela pode abordar as evidências disponíveis. O trabalho ainda está em andamento, mas há uma breve discussão no artigo Seria Einstein errado? no blog Universo Absurdo. Até que o modelo proposto por Bekenstein seja analisado mais a fundo, a MOND permanece principalmente um exercício teórico sobre o quão longe se pode empurrar alternativas à RG enquanto ainda se mantém consistente com o conjunto global de dados (evidências cosmológicas, bem como testes da RG dentro do nosso sistema solar e galáxia).

c) Luz cansada

Este não é um modelo único, mas um termo coletivo para várias ideias que tentam explicar o desvio para o vermelho observado por meio de mecanismos outros que a expansão cosmológica. Existem diversas abordagens, mas todas buscam demonstrar que a luz perde energia naturalmente de uma forma ou de outra ao viajar por grandes distâncias.

Em contraste com a MOND, que gera ocasionalmente artigos de revista, os modelos de luz cansada têm essencialmente nenhum apoio entre cosmólogos profissionais. Isso deve-se principalmente ao fato de que temos uma grande quantidade de evidências disponíveis mostrando que o universo realmente se expande, seguindo as previsões da RG, tornando uma explicação alternativa para o desvio para o vermelho cosmológico em grande parte irrelevante. Peebles aborda muitas das observações que contradizem a luz cansada em seu texto de cosmologia, incluindo, por exemplo, o teste de Tolman. Evidências coletadas desde que esse texto foi escrito, como o atraso temporal das curvas de luz de supernovas e a mudança da temperatura da radiação cósmica de fundo com o desvio para o vermelho, apenas reforçam o caso contra a luz cansada. Ned Wright também tem uma FAQ específica refutando a luz cansada.

d) Cosmologia do plasma

Em 1991, Eric Lerner publicou o livro O Big Bang Nunca Aconteceu, no qual ele afirmou vários problemas com o modelo padrão do Big Bang e promoveu uma teoria alternativa, baseada na física de plasmas. De acordo com esse modelo, o universo é infinitamente antigo e passa por ciclos (semelhante à teoria do estado estacionário quase constante de Hoyle et al., veja 4a). Na cosmologia de plasmas, o eletromagnetismo é a força dominante para a formação de galáxias e estruturas em grande escala, em vez da gravidade.

Os argumentos de Lerner contra o BBT são claramente insuficientes para convencer. Ele alega que as ideias atuais sobre a formação de estruturas (flutuações de densidade pequenas que crescem através de interações gravitacionais com seu ambiente local) não podem explicar a estrutura em grande escala observada do universo. Isso convenientemente ignora simulações computacionais que demonstram a capacidade deste mecanismo de gerar estruturas que estatisticamente correspondem às observações (veja 2f). Ele também nega a existência de matéria escura e energia escura, repetindo a ideia de que são epícleses adicionadas à teoria quando ela falhou em atender às expectativas. Isso é claramente falso tanto para matéria escura quanto para energia escura. Ele também afirma que os valores para a quantidade de matéria escura estão em constante mudança. Isso ignora o fato de que as medições iniciais tinham barras de erro relativamente grandes devido a tamanhos de amostra pequenos. À medida que os dados disponíveis aumentaram e a precisão melhorou, os valores de uma variedade de métodos têm convergido bem. Lerner também aponta que a matéria escura ainda não foi diretamente detectada na Terra, ignorando novamente o fato de que aceleradores de partículas e outros métodos de detecção direta ainda não alcançaram as energias ou sensibilidades consideradas necessárias para uma detecção positiva. A lista continua e continua.

Ao mesmo tempo, as alegações de Lerner sobre a capacidade do modelo de cosmologia de plasma de descrever as observações corretamente são simplesmente erradas. Ned Wright escreveu uma refutação de muitos dos argumentos de Lerner, que pode ser encontrada na página Erros em "O Big Bang Nunca Aconteceu". Nem sempre é diretamente no ponto, mas contém informações suficientes para deixar claro que os argumentos de Lerner são simplesmente infundados. Lerner respondeu à crítica de Wright, mas seus argumentos não melhoraram — e ele simplesmente ignora vários dos argumentos de Wright.

Como muitos criacionistas, Lerner também tem o mau hábito de citar artigos científicos para apoiar seu caso, quando, na verdade, eles vão contra suas alegações. Um bom exemplo disso é o artigo de Scranton et al (2003), que encontrou evidências para a existência da energia escura ao medir o efeito Sachs-Wolfe integrado. Lerner ignora as conclusões do artigo, alegando que ele demonstra um desacordo entre o BBT e as observações. As medições do ISW são de fato inconsistentes com um universo plano e composto apenas de matéria, mas combinam-se muito bem com o que seria esperado para o universo Lambda CDM. De fato, essa medição foi uma verificação importante para diferenciar entre os dois modelos. Lerner joga um jogo semelhante com previsões sobre os tamanhos dos vazios na estrutura em grande escala local. Estes são previstos para serem muito maiores em um universo Lambda CDM do que em um universo composto apenas de matéria, e Lerner aponta para este último como estando em conflito com os dados, ignorando que o primeiro combina-se muito bem.

e) Humphreys

Existem também criacionistas que tentaram substituir o BBT com seus próprios modelos, sendo o mais proeminente deles o Dr. Russell Humphreys. Seu modelo, contido em seu livro Starlight and Time, é endossado por várias organizações criacionistas, incluindo o Institute for Creation Research e o Answers in Genesis - isso apesar do fato de que foi amplamente contestado mesmo entre criacionistas e que os editores dos atas da conferência para a International Conference on Creationism em 1994 concluíram que aparentemente é defeituoso (veja o artigo The current state of creation astronomy publicado pelo ICR, no final).

O cerne do modelo de Humphreys é o abandono do princípio cosmológico. Em vez disso, ele propõe que o universo não é uniforme, mas sim tem a forma de uma esfera com um raio finito. No modelo, o universo originou-se de um único ponto no centro da esfera. Em efeito, o modelo de Humphreys dá vida a muitas das concepções errôneas comuns sobre o que o BBT realmente diz sobre a origem do universo.

Humphreys tenta aplicar a RG à distribuição resultante de matéria, alegando que a dilatação gravitacional do tempo fará com que o tempo passe mais rápido quanto mais distante se está do centro. Se se postular que a Terra está muito próxima do centro do universo, Humphreys afirma que isso resolve um problema central para os criacionistas da Terra jovem: como conciliar as evidências de um universo antigo com sua exigência de que a Terra foi criada nos últimos 10.000 anos (mais ou menos).

Humphreys modela o centro do universo como um "buraco branco", o oposto de um buraco negro (em vez de a matéria fluir apenas para dentro, um buraco branco emite constantemente matéria e energia). Ele falha em explicar por que esse buraco branco não parece existir mais (nós notaríamos o fluxo extremamente forte de raios-X, entre outras coisas), mas isso está longe de ser o único problema com o modelo. Em particular, Humphreys distorce gravemente o tratamento padrão da Relatividade Geral para a dilatação temporal gravitacional: para que o tempo passe mais rapidamente longe da Terra, precisaríamos estar perto de um buraco negro, não de um buraco branco. Humphreys tentou salvar seu modelo alegando posteriormente uma dilatação temporal dentro do buraco branco, mas isso era igualmente inviável. É óbvio que seu modelo falha em explicar uma vasta gama de observações cosmológicas, por exemplo, a existência da CMBR e sua anisotropia, a dilatação temporal de supernovas, a abundância de elementos leves e assim por diante.

Como mencionamos anteriormente, o modelo de Humphreys tem sido alvo de muita crítica dentro dos círculos criacionistas, especialmente da organização Criacionista da Terra Velha Reasons to Believe; veja seu artigo The Unraveling of Starlight and Time. Outros argumentos valiosos do lado criacionista podem ser encontrados nos artigos Starlight and Time is the Big Bang e Errors in Humphreys' cosmological model. Mais críticas ao modelo de Humphreys e suas respostas a elas estão reunidas em Russell Humphreys answers Various Critics.

f) Gentry

Outro criacionista que tentou desenvolver um modelo alternativo é o Dr. R. Gentry (mais conhecido por seus argumentos do "halo de polônio" para uma criação recente). Seu modelo e tentativas de vinculá-lo às observações vigentes na época estão majoritariamente contidos em dois artigos: Uma Nova Interpretação do Desvio para o Vermelho e A Verdadeira Roseta Cósmica.

Assim como no modelo de Humphreys, Gentry postula um universo esférico com a Terra próxima ao centro. De acordo com Gentry, o universo não se expande, mas a energia escura dentro do universo leva a um movimento físico real de galáxias afastando-se do centro do universo (e, portanto, uma relação distância-desvio para o vermelho semelhante à de Hubble). Para gerar a CMBR, ele envolve o universo com uma fina camada opaca de hidrogênio. Como Humphreys, o modelo de Gentry é internamente inconsistente e também está em sério conflito com a Relatividade Geral e grande parte das evidências observacionais. Uma refutação mais detalhada do modelo de Gentry pode ser encontrada em Carlip & Scranton (1998) e o FAQ do talk.origins Desmascarando a Cosmologia da Nova Interpretação do Desvio para o Vermelho de Robert Gentry. Embora esses artigos sejam agora alguns anos antigos, observações mais recentes não fizeram nada para melhorar o ajuste ao modelo de Gentry.

5) Perguntas Abertas

a) A origem do universo

Como deve ficar claro até agora, o BBT não trata da origem do universo, mas sim do seu desenvolvimento ao longo do tempo. Criacionistas frequentemente retratam isso como uma fraqueza, argumentando que, se a ciência não pode explicar a origem, segue-se que o universo foi criado! Deixando de lado essa falácia lógica, a origem final do universo continua sendo um tema de pesquisa teórica em andamento, tanto do ponto de vista de encontrar modelos que possam explicar as evidências atuais quanto de gerar previsões únicas a partir desses modelos para observações futuras. No momento, a maioria desses modelos permanece altamente especulativa, mas é valioso apresentar algumas das possibilidades atuais, particularmente à luz do nome do arquivo.

  • Uma das opções mais populares é a "inflação caótica", descrita pela primeira vez por Linde em 1983. Isso é semelhante ao cenário inflacionário proposto por Guth (veja abaixo) mas, em vez de ocorrer dentro do nosso universo, a inflação continua indefinidamente com pequenos universos "brotando" da região inflacionária principal. Esses universos "bolha" são espaços-tempo separados por si só, causalmente desconectados uns dos outros devido às vastas distâncias possibilitadas pela região de inflação em expansão exponencial. Para mais detalhes veja Uma Bolha em Inflação Caótica ou a seção relevante em Inflação para Iniciantes.

    Este modelo resolve a pergunta "O que havia antes do Big Bang?" de uma maneira similar ao problema da regressão infinita. Nosso universo foi criado por um evento inflacionário em outro universo em algum tempo arbitrário no infinito passado. Se isso é ou não satisfatório fica a critério do leitor decidir.
  • Teoria das cordas também propõe algumas soluções. Uma das ideias atualmente em consideração é a possibilidade de que, antes do Big Bang, existisse algo como uma "imagem espelhada" do nosso universo. Nosso universo começou (quase) infinitamente denso e quente e continuará (provavelmente) infinitamente no futuro, tornando-se mais fino e esfriando cada vez mais. Isso foi precedido por um universo que era essencialmente o mesmo, mas com a coordenada de tempo invertida. O "Big Crunch" no final daquele universo então gerou nosso universo atual.
  • Outro modelo inspirado na Teoria das Cordas é o "ekpótico" ou "universo cíclico" de P. Steinhardt, desenvolvido em 2002. Ele propõe que o espaço e o tempo existiram para sempre no passado e que o universo sofre uma sequência interminável de ciclos. Ele periodicamente sofre um Big Crunch, seguido por um Big Bang, com trilhões de anos entre cada Bang e Crunch. Em nenhum momento do ciclo a densidade ou a temperatura nunca tornam-se infinitas. Essas oscilações ocorrem porque nosso universo está realmente incrustado em um espaço de dimensões superiores junto com outros universos semelhantes. Esses universos expandem-se independentemente de acordo com a Relatividade Geral (GR), apenas para sofrer um Crunch quando se aproximam uns dos outros neste espaço de dimensões superiores. Quando esses universos colidem e se separam, eles sofrem um Bang e repetem o processo.

    Como com qualquer nova ideia, o modelo de Steinhardt sofreu uma grande quantidade de críticas de outros cosmólogos. Ele respondeu a muitos desses críticos, apontando que muitos dos problemas alegados baseavam-se em mal-entendidos, mas também admitindo que ainda existem muitas questões não resolvidas para serem explicadas.

As segunda e terceira ideias são explicadas com mais detalhes no artigo da Scientific American O Mito do Início do Tempo. Este artigo também se esforça para destacar que, embora essas ideias sejam principalmente especulativas no momento, existem, no entanto, maneiras de realmente testá-las. Em particular, esses três modelos (inflação caótica, universo espelho ou universo cíclico) fazem previsões únicas para as propriedades estatísticas da radiação cósmica de fundo (CMBR). Embora seja excelente, os dados disponíveis da sonda WMAP ainda não são suficientes para determinar qual desses três modelos está correto (ou se algo mais será necessário). No entanto, os sucessores do WMAP (tanto missões baseadas no solo quanto o satélite Planck) já estão sendo construídos, de modo que os próximos anos podem trazer mais luz sobre essa questão.

b) Planicidade e horizonte

Já era conhecido na década de 1970 que a densidade do nosso universo estava relativamente próxima da densidade crítica (as medições atuais indicam que ela está em torno de 30% da densidade crítica). À primeira vista, isso pode não parecer um problema — a densidade de matéria tem que ser algo, então qualquer valor pareceria igualmente válido. No entanto, assim como a própria densidade de matéria não é estática, o valor da densidade crítica também muda ao longo do tempo. Em particular, se a razão entre a densidade de matéria e a densidade crítica for menor que a unidade (um universo aberto), então, conforme o tempo passa, essa razão ficará cada vez menor. O oposto é verdadeiro para um universo fechado; em vez de assintoticamente tender a zero, a razão diverge. Portanto, se a densidade do universo atualmente está próxima da unidade, então ela deve ter estado ainda mais próxima no início da história do universo. E quanto mais para trás no tempo se olha, mais próxima da unidade ela deve ter estado.

Embora isso não seja um conflito explícito entre dados e teoria per se (não há nada no BBT que dicte o valor inicial da densidade da matéria), a coincidência parecia uma "ajuste fino" maravilhoso para muitos cosmólogos. Como a razão entre a densidade real e a densidade crítica determina a curvatura do universo, e um acordo entre ambos os valores significa que o universo é plano, isso ficou conhecido como o "problema da planaridade" na cosmologia.

Ao mesmo tempo, medições da radiação cósmica de fundo (CMBR) mostravam que a temperatura no céu era muito uniforme. Embora os cosmólogos esperassem que a temperatura fosse aproximadamente a mesma em todos os lugares, o grau de uniformidade era perturbador. Para que dois pontos no universo tivessem a mesma temperatura, eles precisavam ser capazes de trocar fótons. Como os fótons viajam a uma velocidade finita e o universo tem uma idade finita, isso impõe um limite superior (o horizonte) ao tamanho de uma região que se espera que esteja à mesma temperatura em qualquer ponto da história do universo. Como eles conheciam o desvio para o vermelho da CMBR (e, portanto, o momento em que ela foi emitida), os cosmólogos não esperavam que regiões maiores que cerca de 300.000 anos-luz tivessem a mesma temperatura. Em vez disso, eles viram regiões no céu que, quando a CMBR se formou, estariam a muitos, muitos milhões de anos-luz uma da outra, mas que aparentemente estavam em equilíbrio térmico. Isso ficou conhecido como o "problema do horizonte". Assim como o problema da planura, isso não é um problema que quebra teorias, mas sim uma coincidência aparente que parecia suspeita.

Em 1981, Guth propôs uma possível solução para ambos esses problemas (e outros) -- uma hipótese que hoje é conhecida como inflação (Guth 1981). A ideia básica é que, em um momento muito precoce na história do universo, a expansão do universo não estava desacelerando, mas sim acelerando a uma taxa exponencial (lembre-se de que a expansão do universo não é limitada pela velocidade da luz, enquanto objetos que se movem dentro do universo sim). Com esse tipo de expansão impulsionando-a, regiões que originalmente eram muito menores que o horizonte seriam rapidamente esticadas a um tamanho enorme, mantendo seu equilíbrio térmico inicial. Além disso, essa rápida expansão impulsionaria exponencialmente a curvatura da região em inflação até zero, resultando em uma densidade extremamente próxima ao valor crítico, independentemente do seu valor inicial.

Para mais detalhes sobre isso, consulte o artigo da Wikipédia sobre Inflação Cósmica. Devemos reiterar aqui o fato de que, embora tenha sido proposta como uma solução para os "problemas" da planura e do horizonte, a inflação faz uma série de outras previsões quantitativas (em particular a forma do espectro de potência da anisotropia da radiação cósmica de fundo) que foram confirmadas por observações.

c) Assimetria matéria-antimatéria

No universo muito primitivo, o espaço-tempo estava preenchido por uma "sopa" muito quente consistindo em partículas de matéria e partículas de interação (quarks, elétrons, pósitrons, fótons, glúons, neutrinos, etc.). Partículas de matéria e antimatéria eram criadas constantemente a partir de fótons, glúons, etc., e desapareciam novamente pouco depois. Somente após o universo esfriar e rarear foi possível que as partículas de matéria e antimatéria sobrevivessem e evitassem se aniquilar imediatamente uma à outra.

Aqui reside um problema importante: de acordo com a teoria quântica de campos, se todas essas reações ocorressem em equilíbrio térmico, quantidades exatamente iguais de partículas de matéria e antimatéria deveriam ter sido produzidas por esse processo. Mas, quando observamos no nosso universo, encontramos apenas matéria e praticamente nenhuma antimatéria! Este problema ficou conhecido como a "assimetria matéria-antimatéria" na cosmologia.

Para resolver este problema, precisamos de algum tipo de assimetria entre a matéria e a antimatéria. Em 1967, Sakharov apontou que, para gerar tal assimetria, as reações deveriam ocorrer (pelo menos em parte) fora do equilíbrio térmico. Além disso, a chamada "simetria CP" da física de partículas deveria ser violada (ou seja, a matéria e a antimatéria deveriam comportar-se ligeiramente de forma diferente, contrariamente ao que a teoria quântica de campos afirmava na época) e o "número bariônico" não poderia ser conservado (Sakharov 1967).

Embora isso esboce o que precisou acontecer, não é uma solução em si mesma. As soluções modernas para este problema dependem da chamada "quebra de simetria eletrofraca": a temperaturas suficientemente altas, como as encontradas no universo primitivo, a força eletromagnética e a força fraca são essencialmente indistinguíveis, unindo-se em uma única força. À medida que o universo esfriou (abaixo de uma temperatura de cerca de 1015 Kelvin e após um tempo de cerca de 0,1 bilionésimo de segundo), essas forças separaram-se nas forças distintas que vemos hoje. Esta "transição de fase" levou, pelo menos localmente, ao desequilíbrio térmico necessário. A violação da simetria CP é naturalmente incorporada à teoria eletrofraca, e a altas temperaturas o Modelo Padrão da física de partículas também permite a não conservação do número bariônico.

Nem todos os detalhes estão ainda esclarecidos (por exemplo, ainda não está claro se tais modelos podem explicar a assimetria observada em um nível quantitativo), mas a maioria dos físicos de partículas e cosmólogos hoje está confiante de que este é o caminho correto, e o problema da assimetria matéria-antimatéria será em breve resolvido de forma satisfatória.

d) Estrutura de pequena escala

Como já dissemos anteriormente, a teoria cosmológica atual parece funcionar muito bem em escalas muito grandes. Isso parece ser o caso desde as escalas mais amplas que podemos examinar no universo, indo até o tamanho de aglomerados de galáxias de tamanho moderado. No entanto, quando extrapolamos a teoria atual abaixo dessas escalas, não está claro que ela corresponda completamente às observações.

O primeiro ponto de dados importante nesta área veio do Telescópio Espacial Hubble, no primeiro Campo Profundo do Hubble. Este conjunto de dados foi feito focando o Hubble em uma região relativamente pouco povoada do céu e olhando mais fundo do que os astrônomos já haviam feito antes. Surpreendentemente, os astrônomos descobriram que, mesmo em esses redshifts muito altos correspondendo a um ponto muito precoce na idade do universo, foram descobertas galáxias que já pareciam "maduras". Ou seja, elas pareciam quase tão massivas quanto as galáxias que vemos hoje e já haviam desenvolvido subestruturas como os braços espirais que vemos em galáxias como Andrômeda. Este artigo da ESO fornece alguns detalhes; mais informações podem ser encontradas em Cimatti (2004). É verdade que as estrelas que compunham essas galáxias pareciam muito jovens e não estavam em conflito com sua idade de acordo com a teoria padrão, mas a presença de galáxias que já haviam passado por alguma considerável relaxação dinâmica foi uma surpresa. Claro, as observações do Campo Profundo não são as únicas imagens profundas que temos. Observações mais recentes com o Campo Profundo Ultra do Hubble sugerem que a maioria das galáxias no universo naquela época eram de fato pequenas e não totalmente maduras. Isso pode significar que o que Cimatti e outros viram foram meramente outliers estatísticos, mas são necessários mais dados para saber com certeza.

No escopo mais amplo, a formação de galáxias continua sendo um assunto muito difícil dentro da cosmologia. Assim como na estrutura em grande escala, a principal ferramenta teórica para compreender o processo é a simulação computacional. No entanto, para modelar com precisão uma galáxia, é necessário entender como lidar com os bárions. Diferente da matéria escura, que interage apenas via gravidade, os bárions emitem luz, formam estrelas, explodem em supernovas e assim por diante. Obviamente, uma simulação grande o suficiente para conter uma galáxia não será capaz de simular com precisão a formação de uma única estrela. No melhor dos casos, uma simulação terá um bilhão de partículas, o que significa que cada partícula representará algumas milhares de estrelas. Isso significa que processos como a formação e evolução estelar têm que ser tratados por meio de alguma forma de prescrição ad hoc, ajustada para corresponder às observações. É obviamente não a melhor das situações, mas há muito o que aprender com o processo e o progresso está sendo feito.

Além das dinâmicas intra-galácticas, existe também o chamado "problema dos satélites". Grandes galáxias, como a nossa Via Láctea, são tipicamente orbitadas por galáxias irregulares menores, como as Nuvens de Magalhães. Galáxias desse tipo também aparecem em simulações computacionais ao redor de galáxias maiores. No entanto, em vez das dúzia ou mais que podemos observar orbitando nossa galáxia, as simulações preveriam algo próximo de 50. Como este artigo sugere, existem possíveis soluções para este problema (principalmente compreender se o gás nessas galáxias menores formará estrelas ou permanecerá escuro), mas o veredito ainda está pendente.

Para resumir: apesar do fato de que o BBT funciona bem em grandes escalas (aglomerados de galáxias, estrutura em grande escala, o universo como um todo), algumas observações em escalas menores permanecem intrigantes. Ainda não está claro se essas questões serão esclarecidas ao melhorar nossa capacidade de simular essas escalas ou se a teoria precisará de revisões (menores ou maiores).

6) Resumo e perspectivas

Resumo:

  • A Teoria do Big Bang é uma teoria muito bem testada. Uma grande quantidade de dados, provenientes de tipos de observações muito diferentes (veja capítulo 2), fornece uma imagem internamente consistente da geometria, composição e história do universo. O conjunto primário de parâmetros que ditam o comportamento da teoria foi determinado com uma precisão de 10% ou melhor (o que é notável considerando as restrições para realizar as observações) e todas as melhores medições atuais concordam dentro de sua margem de erro com esses parâmetros.
  • Embora existam objeções e modelos alternativos, eles são facilmente refutados pelos dados ou incapazes de explicar toda a gama de dados tão bem quanto o quadro padrão (e às vezes ambos). Isso não impede que os defensores dessas ideias ataquem a TBB, mas é mais do suficiente para convencer a esmagadora maioria da comunidade cosmológica da solidez básica do modelo.
  • Como qualquer teoria científica, existem ainda questões que estão parcialmente ou completamente sem solução. Estes são pontos de pesquisa contínua, e tanto observações futuras quanto avanços na física teórica devem lançar luz sobre eles nos próximos anos.

A última década testemunhou o desenvolvimento do modelo de concordância da cosmologia. A próxima década continuará esse esforço, explorando as questões delineadas no Capítulo 5, bem como buscando mais informações sobre a natureza e o comportamento da matéria escura e da energia escura. O trabalho no lado teórico, é claro, continuará; a lista a seguir fornece um conjunto de links para observações e experimentos futuros focados nesses tópicos:

  • Telescópios infravermelhos como o Telescópio Espacial James Webb observarão mais profundamente no tempo, em busca das primeiras estrelas e galáxias; eles também ajudarão a aprimorar nossas ideias sobre a formação de galáxias.
  • O satélite Planck medirá a radiação cósmica de fundo em micro-ondas (CMBR) com mais detalhes do que o satélite WMAP (testando a inflação, teoria das cordas, etc.).
  • Levantamentos em grande escala da distribuição de galáxias e supernovas aumentarão nosso conhecimento sobre a distribuição de matéria escura e fornecerão pistas sobre a natureza da energia escura; por exemplo, o Telescópio de Levantamento Sinóptico de Grande Escala, o Levantamento de Energia Escura e o Detector de Supernovas/Aceleração.
  • Os candidatos à matéria escura provavelmente (esperançosamente?) serão encontrados em aceleradores de partículas como o RHIC ou o LHC

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Agradecimentos

Gostaria de agradecer a Ned Wright, Ulf Torkelsson, Stuart A. Weinstein, Martin Hutton, Edward Cooper, Jon Fleming e Mark Isaak por críticas e sugestões valiosas.