11.8: Evolução do Universo Primitivo

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Objetivos de

Ao final desta seção, você poderá:

Descreva a evolução do universo primitivo em termos das quatro forças fundamentais
Use o conceito de lente gravitacional para explicar fenômenos astronômicos
Forneça evidências do Big Bang em termos de radiação cósmica de fundo
Faça a distinção entre matéria escura e energia escura

Na seção anterior, discutimos a estrutura e a dinâmica do universo. Em particular, o universo parece estar se expandindo e até acelerando. Mas como era o universo no início dos tempos? Nesta seção, discutimos quais evidências os cientistas conseguiram reunir sobre o universo primitivo e sua evolução até o presente.

O Universo Primitivo

Antes do curto período de inflação cósmica, os cosmólogos acreditam que toda a matéria no universo foi comprimida em um espaço muito menor que um átomo. Os cosmólogos acreditam ainda que o universo era extremamente denso e quente, e as interações entre as partículas eram governadas por uma única força. Em outras palavras, as quatro forças fundamentais (nuclear forte, eletromagnética, nuclear fraca e gravitacional) se fundem em uma nessas energias (Figura\(\PageIndex{1}\)). Como e por que essa “unidade” se decompõe em energias mais baixas é um importante problema não resolvido na física.

A figura mostra uma linha do tempo. A 10 da potência menos 43 segundos após o big bang, a linha se divide em duas. Um ramo é a força gravitacional. O outro avança e se divide ainda mais em dois a 10 graus de potência menos 35 segundos. A partir daqui, um ramo é uma força nuclear forte. O outro se divide em dois a 10 graus de potência menos 12 segundos. Os dois ramos são rotulados como força eletromagnética e força nuclear fraca. A energia das partículas e a temperatura do universo no momento da primeira divisão são: 10 elevado à potência 19 GeV e 10 à potência 32 K, respectivamente. Na segunda divisão, eles são: 10 elevado à potência 14 GeV e 10 à potência 27 K, respectivamente. Na terceira divisão, eles são 100 GeV e 10 com a potência de 15 K, respectivamente. Todas as quatro linhas continuam até atingirem os valores: 5 em 10 elevado a 17 segundos, 10 à potência menos 4 eV e 3 K. — Figura\(\PageIndex{1}\): A separação das quatro forças fundamentais no universo primitivo.

Os modelos científicos do universo primitivo são altamente especulativos. A figura\(\PageIndex{2}\) mostra um esboço de um possível cronograma de eventos.

A figura mostra uma linha do tempo. A inflação começa em 10 para a potência menos 43 segundos após o big bang, a uma temperatura de 10 para a potência 32 K e uma energia de 10 para a potência 19 GeV. A inflação termina em 10 para a potência menos 35s, 10 para a potência 27 K e 10 para a potência 15 GeV. Isso é seguido pela Era dos léptons: quarks, múons, taus, glúons e fótons. Os prótons são formados a 10 elevado à potência menos 6 s, 10 à potência 13 K e 0,1 GeV. Isso é seguido pela era dos nucleons: quarks, prótons, múons, nêutrons, taus, elétrons, mésons, fótons. A fusão nuclear começa aos 225 s, 10 à potência 11 K e 10 à potência menos 4 GeV. Isso é seguido pela era da síntese de núcleos: prótons, He, elétrons, fótons. A fusão nuclear termina em 1000 anos, 100.000 K e 10 graus de potência menos 8 GeV. Isso é seguido pela idade dos íons: prótons, pósitrons, He, elétrons, fótons. O fundo cósmico de microondas está em 3000 anos, 60.000 K e 5 em 10 graus de potência menos 9 GeV. Isso é seguido pela idade dos átomos. As primeiras estrelas e galáxias são formadas aos 300.000 anos, 3000 K e 3 em 10 graus de potência menos 10 GeV. Isso é seguido pela era das estrelas e galáxias. Hoje, a temperatura é de 2,7 K e a energia é de 2,3 em 10 para a potência menos 13 GeV. — Figura\(\PageIndex{2}\): Um cronograma aproximado para a evolução do universo desde o Big Bang até o presente.

Big Bang\((t < 10^{-43} s)\): As leis atuais da física falham. No final do evento inicial do Big Bang, a temperatura do universo é de aproximadamente\(T = 10^{32}K\).
Fase inflacionária\((t = 10^{-43} \, to \, 10^{-35})\): O universo se expande exponencialmente e a gravidade se separa das outras forças. O universo esfria até aproximadamente\(T = 10^{27}K\).
Era dos léptons\((t = 10^{-35} \, to \, 10^{-6} s)\): À medida que o universo continua a se expandir, a força nuclear forte se separa das forças eletromagnéticas e nucleares fracas (ou força eletrofraca). Logo depois, a fraca força nuclear se separa da força eletromagnética. O universo é uma sopa quente de quarks, léptons, fótons e outras partículas.
Idade dos nucleons\((t = 10^{-6} \, to 225 \, s)\): O universo consiste em léptons e hádrons (como prótons, nêutrons e mésons) em equilíbrio térmico. A produção de pares e a aniquilação de pares ocorrem com a mesma facilidade, então os fótons permanecem em equilíbrio térmico:\[\gamma + \gamma \rightleftharpoons e^- + e^+ \nonumber \]\[\gamma + \gamma \rightleftharpoons p + \overline{p} \nonumber \]\[\gamma + \gamma \rightleftharpoons n + \overline{n}. \nonumber \] O número de prótons é aproximadamente igual ao número de nêutrons por meio de interações com neutrinos:\[\nu_e + n \rightleftharpoons e^- + p \nonumber \]\[\overline{\nu}_e + p \rightleftharpoons e^+ + n. \nonumber \] A temperatura do universo se estabelece em aproximadamente\(10^{11} K\) —muito frio para a produção contínua de pares nucleon-antinucleon. O número de prótons e nêutrons começa a dominar sobre suas antipartículas, então as\((n\overline{n})\) aniquilações próton-antipróton\((p\overline{p})\) e nêutron-antineutron diminuem. Os deutérios (pares próton-nêutron) começam a se formar.
Idade da nucleossíntese (\(t = 225 s\)até 1000 anos): À medida que o universo continua a se expandir, os deutérios reagem com prótons e nêutrons para formar núcleos maiores; esses núcleos maiores reagem com prótons e nêutrons para formar núcleos ainda maiores. No final desse período, cerca de 1/4 da massa do universo é hélio. (Isso explica a quantidade atual de hélio no universo.) Os fótons não têm energia para continuar a produção de elétron-pósitron, então elétrons e pósitrons se aniquilam apenas em fótons.
Idade dos íons (\((t = 1000\)até 3000 anos): O universo é quente o suficiente para ionizar qualquer átomo formado. O universo consiste em elétrons, pósitrons, prótons, núcleos de luz e fótons.
Idade dos átomos\((3000\) até 300.000 anos): O universo esfria abaixo\(10^5\, K\) e os átomos se formam. Os fótons não interagem fortemente com átomos neutros, então eles “se separam” (separam) dos átomos. Esses fótons constituem a radiação cósmica de fundo em microondas, que será discutida posteriormente.
Idade das estrelas e galáxias (\((t = 300,000\)anos até o presente): Os átomos e partículas são unidos pela gravidade e formam grandes protuberâncias. Os átomos e partículas nas estrelas sofrem reação de fusão nuclear.

Vídeo

Assista a este vídeo para saber mais sobre a cosmologia do Big Bang.

Para descrever quantitativamente as condições do universo primitivo, lembre-se da relação entre a energia térmica média da partícula (E) em um sistema de partículas interagindo e a temperatura de equilíbrio (T) desse sistema:\[E = k_BT, \nonumber \] onde\(k_B\) está a constante de Boltzmann. Nas condições quentes do universo primitivo, as energias das partículas eram inimaginavelmente grandes.

Exemplo\(\PageIndex{1}\): What Was the Average Thermal Energy of a Particle just after the Big Bang?

Estratégia

A energia térmica média de uma partícula em um sistema de partículas em interação depende da temperatura de equilíbrio desse sistema. Recebemos essa temperatura aproximada no cronograma acima.

Solução

Os cosmólogos acham que a temperatura do universo logo após o Big Bang foi de aproximadamente\(T = 10^{32}K\). Portanto, a energia térmica média de uma partícula teria sido

\[k_BT \approx (10^{-4}eV/K)(10^{32}K) = 10^{28} eV = 10^{19} GeV. \nonumber \]

Significância

Essa energia é muitas ordens de magnitude maior do que as energias de partículas produzidas por aceleradores de partículas feitos pelo homem. Atualmente, esses aceleradores operam com energias menores que\(10^4 \, GeV\).

Exercício\(\PageIndex{1}\)

Compare a abundância de hélio em massa 10.000 anos após o Big Bang e agora.

Responda: quase o mesmo

Os nucleons se formam em energias aproximadamente iguais à massa restante de um próton, ou 1000 MeV. A temperatura correspondente a essa energia é, portanto,

\[T = \dfrac{1000 \, MeV}{8.62 \times 10^{11} MeV \cdot K^{-1}} = 1.2 \times 10^{13}K. \nonumber \]

Temperaturas desse valor ou superiores existiam no primeiro segundo do universo primitivo. Uma análise semelhante pode ser feita para átomos. Os átomos se formam com uma energia igual à energia de ionização do hidrogênio do estado fundamental (13 eV). A temperatura efetiva para a formação de átomos é, portanto,

\[T = \dfrac{13 \, eV}{8.62 \times 10^5 \, eV \cdot K_{-1}} = 1.6 \times 10^5 K. \nonumber \]

Isso ocorre bem depois que as quatro forças fundamentais se separam, incluindo as forças necessárias para unir os prótons e nêutrons no núcleo (força nuclear forte) e ligar elétrons ao núcleo (força eletromagnética).

Nucleossíntese de elementos de luz

As abundâncias relativas dos elementos leves hidrogênio, hélio, lítio e berílio no universo fornecem evidências importantes para o Big Bang. Os dados sugerem que grande parte do hélio no universo é primordial. Por exemplo, acontece que 25% da matéria no universo é hélio, que é uma abundância muito alta e não pode ser explicada com base na produção de hélio nas estrelas.

Quantos elementos do universo foram criados no Big Bang? Se você retroceder o relógio, o universo fica cada vez mais comprimido e mais quente e mais quente. Eventualmente, são alcançadas temperaturas que permitem a nucleossíntese, o período de formação dos núcleos, semelhante ao que ocorre no núcleo do Sol. Acredita-se que a nucleossíntese do Big Bang tenha ocorrido algumas centenas de segundos após o Big Bang.

Como ocorreu a nucleossíntese do Big Bang? No início, prótons e nêutrons se combinaram para formar deutérios,\(^2H\). O deutério capturou um nêutron para formar o tritão,\(^3H\) o núcleo do hidrogênio radioativo chamado trítio. Os deutérios também capturaram prótons para produzir hélio\(^3He\). Quando\(^3H\) captura um próton ou\(^3He\) um nêutron,\(^4He\) resulta em hélio. Nesse estágio do Big Bang, a proporção de prótons para nêutrons era de cerca de 7:1. Assim, o processo de conversão para\(^4He\) esgotou quase todos os nêutrons. O processo durou cerca\(25\%\) de 3 minutos e quase todo o assunto se transformou em\(^4He\), junto com pequenas porcentagens de\(^2H\),\(^3H\)\(^3He\) e. Pequenas quantidades de\(^7Li\) e também\(^7Be\) foram formadas. A expansão durante esse período resfriou o universo o suficiente para que as reações nucleares parassem. As abundâncias dos núcleos de luz\(^2H\)\(^4He\), e\(^7Li\) criadas após o Big Bang são muito dependentes da densidade da matéria.

As abundâncias previstas dos elementos no universo fornecem um teste rigoroso da nucleossíntese do Big Bang e do Big Bang. Estimativas experimentais recentes da densidade da matéria da sonda de anisotropia por micro-ondas Wilkinson (WMAP) concordam com as previsões do modelo. Este acordo fornece evidências convincentes do modelo do Big Bang.

Radiação cósmica de fundo em microondas

De acordo com modelos cosmológicos, o evento do Big Bang deveria ter deixado para trás a radiação térmica chamada radiação cósmica de fundo em microondas (CMBR). A intensidade dessa radiação deve seguir a curva de radiação do corpo negro (ondas de fótons e matéria). A lei de Wien afirma que o comprimento de onda da radiação no pico de intensidade é

\[\lambda_{max} = \dfrac{2.898 \times 10^{-3} \, m \cdot K}{T}, \nonumber \]

onde T é a temperatura em kelvins. Os cientistas esperavam que a expansão do universo “ampliasse a luz” e a temperatura fosse muito baixa, então a radiação cósmica de fundo deveria ter comprimento de onda longo e baixa energia.

Uma forma oval mostrando padrões de azul e amarelo. Algumas áreas vermelhas também são visíveis. — Figura\(\PageIndex{3}\): Este mapa do céu usa cores para mostrar flutuações, ou rugas, no fundo cósmico de microondas observado com a espaçonave WMAP. A Via Láctea foi removida para maior clareza. O vermelho representa maior temperatura e maior densidade, enquanto o azul indica menor temperatura e densidade. Este mapa não contradiz a afirmação anterior de suavidade porque as maiores flutuações são apenas uma parte em um milhão.

Na década de 1960, Arno Penzias e Robert Wilson, da Bell Laboratories, notaram que não importava o que fizessem, não conseguiam se livrar de um leve ruído de fundo em seu sistema de comunicação via satélite. O ruído foi devido à radiação com comprimentos de onda na faixa de centímetros (a região de microondas). Posteriormente, esse ruído foi associado à radiação cósmica de fundo. Um mapa de intensidade da radiação cósmica de fundo aparece na Figura\(\PageIndex{3}\). O espectro térmico é bem modelado por uma curva de corpo negro que corresponde a uma temperatura\(T = 2.7 \, K\) (Figura\(\PageIndex{4}\)).

Gráfico de I subscrito v em W por m quadrado s por r por Hertz versus frequência em GHz e comprimento de onda em cm. A curva aumenta gradualmente, atinge o pico e desce bruscamente. A curva é para corpo negro de 2,73 K. Existem vários tipos de pontos marcados ao longo da curva. Na inclinação ascendente da curva estão os pontos denominados LBL Itália, White Mt e South Pole. Acima deles está um ponto chamado Princeton, chão e balão. Acima disso, há três pontos rotulados como satélite DMR COBE. Perto do pico, em ambos os lados há dois pontos rotulados como cianogênio, ópticos. No pico e na curva descendente estão vários pontos rotulados como UBC, foguete sonoro, bem como pontos rotulados como satélite FIRAS COBE. — Figura\(\PageIndex{4}\): Distribuição de intensidade da radiação cósmica de fundo em microondas. As previsões do modelo (a linha) concordam muito bem com os resultados experimentais (os pontos). Os valores de frequência e brilho são mostrados em um eixo logarítmico. (crédito: George Smoot/Projeto COBE da NASA)

A formação de átomos no universo primitivo torna esses átomos menos propensos a interagir com a luz. Portanto, os fótons que pertencem à radiação cósmica de fundo devem ter se separado da matéria a uma temperatura T associada a 1 eV (a energia de ionização aproximada de um átomo). A temperatura do universo neste momento era

\[k_BT \sim 1 \, eV \Rightarrow T = \dfrac{1 \, eV}{8.617 \times 10^5 eV/K} \sim 10^4 \, K. \nonumber \]

De acordo com modelos cosmológicos, a época em que os fótons se dispersaram pela última vez em partículas carregadas foi de aproximadamente 380.000 anos após o Big Bang. Antes dessa época, a matéria no universo estava na forma de plasma e os fótons eram “termalizados”.

Antimatéria e matéria

Sabemos pela observação direta que a antimatéria é rara. A Terra e o sistema solar são quase matéria pura, e a maior parte do universo também parece dominada pela matéria. Isso é comprovado pela falta de radiação de aniquilação vinda do espaço, particularmente a ausência relativa de\(\gamma\) raios de 0,511 MeV criados pela aniquilação mútua de elétrons e pósitrons. (A antimatéria na natureza é criada em colisões de partículas e em\(\beta^+\) decaimentos, mas apenas em pequenas quantidades que se aniquilam rapidamente, deixando a matéria quase pura sobrevivendo.)

Apesar do domínio observado da matéria sobre a antimatéria no universo, o modelo padrão de interações de partículas e medição experimental sugere apenas pequenas diferenças nas formas como a matéria e a antimatéria interagem. Por exemplo, decaimentos neutros de kaon produzem apenas um pouco mais de matéria do que antimatéria. No entanto, se por meio dessa decadência, um pouco mais de matéria do que antimatéria fosse produzida no universo primitivo, o resto poderia aniquilar par por par, deixando a maior parte da matéria comum para formar as estrelas e galáxias. Dessa forma, o grande número de estrelas que observamos pode ser apenas um pequeno remanescente da matéria original criada no Big Bang.

Matéria escura e energia escura

Nas últimas duas décadas, técnicas novas e mais poderosas revelaram que o universo está cheio de matéria escura. Esse tipo de matéria é interessante e importante porque, atualmente, os cientistas não sabem o que é! No entanto, podemos inferir sua existência pela deflexão da luz estelar distante. Por exemplo, se a luz de uma galáxia distante for curvada pelo campo gravitacional de um aglomerado de matéria escura entre nós e a galáxia, é possível que duas imagens da mesma galáxia possam ser produzidas (Figura\(\PageIndex{5}\)). A flexão da luz pelo campo gravitacional da matéria é chamada de lente gravitacional. Em alguns casos, a luz das estrelas viaja até um observador por vários caminhos ao redor da galáxia, produzindo um anel (Figura\(\PageIndex{6}\)).

A figura mostra uma estrela à esquerda e a Terra à direita. Há uma galáxia no centro. Dois raios se originam da estrela e se curvam ao redor da galáxia para alcançar a Terra. As extensões posteriores dos raios curvos se conectam a dois objetos, ambos rotulados como imagem de estrela, um na parte superior e outro na parte inferior da estrela. — Figura\(\PageIndex{5}\): A luz de uma estrela distante é curvada em torno de uma galáxia. Sob as condições certas, duas imagens duplicadas da mesma estrela podem ser vistas.

Com base na pesquisa atual, os cientistas sabem apenas que a matéria escura é fria, se move lentamente e interage fracamente com a matéria comum. Os candidatos à matéria escura incluem neutralinos (parceiros dos bósons Z, fótons e bósons de Higgs na “teoria da supersimetria”) e partículas que circulam em pequenos anéis criados por dimensões espaciais extras.

Fotografia de um céu negro. Uma luz amarela é vista no centro. Um círculo de luz branca o rodeia. — Figura\(\PageIndex{6}\): A luz de uma estrela distante é curvada em torno de uma galáxia. Sob as condições certas, podemos ver um anel de luz em vez de uma única estrela. (crédito: ESA/Hubble e NASA)

Medições astronômicas cada vez mais precisas do universo em expansão também revelam a presença de uma nova forma de energia chamada energia escura. Acredita-se que essa energia explique valores maiores do que o esperado para os desvios para o vermelho galácticos observados em galáxias distantes. Esses desvios para o vermelho sugerem que o universo não está apenas se expandindo, mas se expandindo a uma taxa crescente. Praticamente nada se sabe sobre a natureza e as propriedades da energia escura. Juntas, a energia escura e a matéria escura representam dois dos quebra-cabeças mais interessantes e não resolvidos da física moderna. Os cientistas\(68.3 \%\) atribuem a energia do universo à energia escura,\(26.8\%\) à matéria escura e apenas\(4.9\%\) à energia de massa das partículas comuns (Figura\(\PageIndex{7}\)).

Um gráfico circular mostra 26,8% de matéria escura, 4,9% de átomos e 68,3% de energia escura. — Figura\(\PageIndex{7}\): Distribuição estimada de matéria e energia no universo. (crédito: Equipe Científica da NASA/WMAP)

Dado o grande mistério atual sobre a natureza da matéria escura e da energia escura, as palavras humildes de Isaac Newton são tão verdadeiras agora quanto eram séculos atrás: “Não sei o que posso parecer para o mundo, mas para mim mesmo pareço ter sido apenas como um garoto brincando na praia e me divertindo de vez em quando encontrando uma pedra mais lisa ou uma concha mais bonita do que o normal, enquanto o grande oceano da verdade estava por descobrir diante de mim.”