29.3: O começo do universo
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Objetivos de
Ao final desta seção, você poderá:
- Descreva como era o universo durante os primeiros minutos após seu início de expansão
- Explique como os primeiros novos elementos foram formados durante os primeiros minutos após o Big Bang
- Descreva como o conteúdo do universo muda à medida que a temperatura do universo diminui
A melhor evidência que temos hoje indica que as primeiras galáxias só começaram a se formar algumas centenas de milhões de anos após o Big Bang. Como eram as coisas antes de existirem galáxias e o espaço ainda não havia se estendido de forma muito significativa? Surpreendentemente, os cientistas conseguiram calcular com alguns detalhes o que estava acontecendo no universo nos primeiros minutos após o Big Bang.
A história da ideia
Uma coisa é dizer que o universo teve um começo (como as equações da relatividade geral implicam) e outra bem diferente é descrever esse começo. O padre e cosmólogo belga Georges Lemaître foi provavelmente o primeiro a propor um modelo específico para o próprio Big Bang (Figura\(\PageIndex{1}\)). Ele imaginou toda a matéria do universo começando em um grande volume que ele chamou de átomo primitivo, que então se dividiu em um grande número de pedaços. Cada uma dessas peças continuou a se fragmentar ainda mais até se tornarem os átomos atuais do universo, criados em uma vasta fissão nuclear. Em um relato popular de sua teoria, Lemaître escreveu: “A evolução do mundo pode ser comparada a uma exibição de fogos de artifício que acabou de terminar — alguns poucos fogos vermelhos, cinzas e fumaça. De pé sobre uma cinza bem resfriada, vemos o lento desvanecimento dos sóis e tentamos relembrar o brilho desaparecido da origem dos mundos.”
Os físicos de hoje sabem muito mais sobre física nuclear do que se sabia na década de 1920 e mostraram que o modelo de fissão primitivo não pode ser correto. No entanto, a visão de Lemaître foi, em alguns aspectos, bastante profética. Ainda acreditamos que tudo estava junto no começo; simplesmente não estava na forma de matéria que conhecemos agora. Princípios físicos básicos nos dizem que quando o universo era muito mais denso, também era muito mais quente e que ele esfria à medida que se expande, da mesma forma que o gás esfria quando pulverizado a partir de uma lata de aerossol.
Na década de 1940, os cientistas sabiam que a fusão de hidrogênio em hélio era a fonte da energia do Sol. A fusão requer altas temperaturas e o universo primitivo deve ter sido quente. Com base nessas ideias, o físico americano George Gamow (Figura\(\PageIndex{2}\)) sugeriu um universo com um tipo diferente de começo que envolvia fusão nuclear em vez de fissão. Ralph Alpher elaborou os detalhes de sua tese de doutorado e os resultados foram publicados em 1948. (Gamow, que tinha um senso de humor peculiar, decidiu no último minuto adicionar o nome do físico Hans Bethe ao artigo, para que os coautores desse artigo sobre o início das coisas fossem Alpher, Bethe e Gamow, um trocadilho com as três primeiras letras do alfabeto grego: alfa, beta e gama.) O universo de Gamow começou com partículas fundamentais que construíram os elementos pesados por fusão no Big Bang.
As ideias de Gamow estavam próximas da nossa visão moderna, exceto que agora sabemos que o universo primitivo permaneceu quente o suficiente para a fusão por pouco tempo. Assim, apenas os três elementos mais leves - hidrogênio, hélio e uma pequena quantidade de lítio - foram formados em abundâncias apreciáveis no início. Os elementos mais pesados se formaram posteriormente nas estrelas. Desde a década de 1940, muitos astrônomos e físicos trabalharam em uma teoria detalhada do que aconteceu nos estágios iniciais do universo.
Os primeiros minutos
Vamos começar com os primeiros minutos após o Big Bang. Três ideias básicas são a chave para rastrear as mudanças que ocorreram durante o período logo após o início do universo. A primeira, como já mencionamos, é que o universo esfria à medida que se expande. A figura\(\PageIndex{3}\) mostra como a temperatura muda com o passar do tempo. Observe que um grande período de tempo, de uma pequena fração de segundo a bilhões de anos, está resumido neste diagrama. Na primeira fração de segundo, o universo estava inimaginavelmente quente. Quando passou 0,01 segundo, a temperatura caiu para 100 bilhões (\(10^{11}\)) de K. Após cerca de 3 minutos, havia caído para cerca de 1 bilhão (109) K, ainda cerca de 70 vezes mais quente que o interior do Sol. Depois de algumas centenas de milhares de anos, a temperatura caiu para meros 3000 K, e o universo continuou a esfriar desde aquela época.
Todas essas temperaturas, exceto as últimas, são derivadas de cálculos teóricos, pois (obviamente) ninguém estava lá para medi-las diretamente. Como veremos na próxima seção, no entanto, detectamos o fraco brilho da radiação emitida em uma época em que o universo tinha algumas centenas de milhares de anos. Podemos medir as características dessa radiação para saber como eram as coisas há muito tempo. De fato, o fato de termos encontrado esse brilho antigo é um dos argumentos mais fortes a favor do modelo Big Bang.
O segundo passo para entender a evolução do universo é perceber que, nos primeiros tempos, ele estava tão quente que continha principalmente radiação (e não a matéria que vemos hoje). Os fótons que preencheram o universo poderiam colidir e produzir partículas materiais; ou seja, sob as condições logo após o Big Bang, a energia poderia se transformar em matéria (e a matéria poderia se transformar em energia). Podemos calcular quanta massa é produzida a partir de uma determinada quantidade de energia usando a fórmula de Einstein\(E = mc^2\) (veja o capítulo sobre O Sol: Uma Potência Nuclear).
A ideia de que a energia poderia se transformar em matéria no universo em geral é nova para muitos estudantes, pois não faz parte de nossa experiência cotidiana. Isso porque, quando comparamos o universo de hoje com o que era logo após o Big Bang, vivemos em tempos frios e difíceis. Os fótons no universo atual normalmente têm muito menos energia do que a quantidade necessária para produzir matéria nova. Na discussão sobre a fonte da energia do Sol em The Sun: A Nuclear Powerhouse, mencionamos brevemente que quando partículas subatômicas de matéria e antimatéria colidem, elas se transformam em energia pura. Mas o contrário, energia se transformando em matéria e antimatéria, é igualmente possível. Esse processo foi observado em aceleradores de partículas em todo o mundo. Se tivermos energia suficiente, sob as circunstâncias certas, novas partículas de matéria (e antimatéria) são realmente criadas — e as condições estavam corretas durante os primeiros minutos após o início da expansão do universo.
Nosso terceiro ponto chave é que quanto mais quente o universo, mais energéticos eram os fótons disponíveis para produzir matéria e antimatéria (Figura\(\PageIndex{3}\)). Para dar um exemplo específico, a uma temperatura de 6 bilhões de\(\left( 6 \times 10^9 \right)\) K, a colisão de dois fótons típicos pode criar um elétron e sua contraparte de antimatéria, um pósitron. Se a temperatura exceder\(10^{14}\) K, prótons e antiprótons muito mais massivos podem ser criados.
A evolução do universo primitivo
Mantendo essas três ideias em mente, podemos rastrear a evolução do universo desde que ele tinha cerca de 0,01 segundo e tinha uma temperatura de cerca de 100 bilhões de K. Por que não começar do início? Ainda não existem teorias que nos permitam penetrar um tempo antes do\(10^{–43}\) segundo (esse número é um ponto decimal seguido por 42 zeros e depois por um). É tão pequeno que não podemos relacioná-lo com nada em nossa experiência cotidiana. Quando o universo era tão jovem, sua densidade era tão alta que a teoria da relatividade geral não é adequada para descrevê-lo, e até mesmo o conceito de tempo se rompe.
Os cientistas, aliás, tiveram um pouco mais de sucesso em descrever o universo quando ele tinha mais de um\(10^{–43}\) segundo, mas ainda tinha menos de 0,01 segundo. Examinaremos algumas dessas ideias mais adiante neste capítulo, mas, por enquanto, queremos começar com situações um pouco mais familiares.
Quando o universo tinha 0,01 segundo, ele consistia em uma sopa de matéria e radiação; a matéria incluía prótons e nêutrons, restos de um universo ainda mais jovem e quente. Cada partícula colidiu rapidamente com outras partículas. A temperatura não era mais alta o suficiente para permitir que fótons em colisão produzissem nêutrons ou prótons, mas era suficiente para a produção de elétrons e pósitrons (Figura\(\PageIndex{4}\)). Provavelmente também havia um mar de partículas subatômicas exóticas que mais tarde desempenhariam um papel como matéria escura. Todas as partículas balançavam sozinhas; ainda estava muito quente para que prótons e nêutrons se combinassem para formar os núcleos dos átomos.
Pense no universo neste momento como um caldeirão fervilhante, com fótons colidindo e trocando energia, e às vezes sendo destruídos para criar um par de partículas. As partículas também colidiram umas com as outras. Freqüentemente, uma partícula de matéria e uma partícula de antimatéria se encontravam e se transformavam em uma explosão de radiação de raios gama.
Entre as partículas criadas nas fases iniciais do universo estava o neutrino fantasmagórico (veja The Sun: A Nuclear Powerhouse), que hoje interage muito raramente com a matéria comum. Nas condições de aglomeração do universo primitivo, no entanto, os neutrinos se depararam com tantos elétrons e pósitrons que experimentaram interações frequentes, apesar de sua natureza “antissocial”.
Quando o universo tinha pouco mais de 1 segundo, a densidade havia caído até o ponto em que os neutrinos não interagiam mais com a matéria, mas simplesmente viajavam livremente pelo espaço. Na verdade, esses neutrinos agora devem estar ao nosso redor. Como eles viajam pelo espaço sem impedimentos (e, portanto, inalterados) desde que o universo tinha 1 segundo de idade, as medições de suas propriedades ofereceriam um dos melhores testes do modelo Big Bang. Infelizmente, a própria característica que os torna tão úteis — o fato de interagirem tão fracamente com a matéria que sobreviveram inalterados por quase o primeiro segundo de vez — também os torna incapazes de serem medidos, pelo menos com as técnicas atuais. Talvez algum dia alguém invente uma maneira de capturar esses mensageiros indescritíveis do passado.
Forma de núcleos atômicos
Quando o universo tinha cerca de 3 minutos e sua temperatura caiu para cerca de 900 milhões de K, prótons e nêutrons podiam se combinar. Em temperaturas mais altas, esses núcleos atômicos foram imediatamente destruídos por interações com fótons de alta energia e, portanto, não conseguiram sobreviver. Mas nas temperaturas e densidades atingidas entre 3 e 4 minutos após o início, o deutério (um próton e um nêutron) durou o suficiente para que as colisões pudessem converter parte dele em hélio (Figura\(\PageIndex{4}\)). Em essência, o universo inteiro estava agindo da mesma forma que os centros das estrelas atuam hoje, fundindo novos elementos a partir de componentes mais simples. Além disso, um pouco do elemento 3, lítio, também pode se formar.
Essa explosão de fusão cósmica foi apenas um breve interlúdio, no entanto. Aos 4 minutos após o Big Bang, mais hélio estava tendo problemas para se formar. O universo ainda estava se expandindo e esfriando. Após a formação do hélio e de um pouco de lítio, a temperatura caiu tão baixo que a fusão dos núcleos de hélio em elementos ainda mais pesados não pôde ocorrer. Nenhum elemento além do lítio poderia se formar nos primeiros minutos. Esse período de 4 minutos foi o fim da época em que o universo inteiro era uma fábrica de fusão. No universo frio que conhecemos hoje, a fusão de novos elementos é limitada aos centros das estrelas e às explosões de supernovas.
Ainda assim, o fato de o modelo do Big Bang permitir a criação de uma boa quantidade de hélio é a resposta para um mistério de longa data na astronomia. Simplificando, há muito hélio no universo para ser explicado pelo que acontece dentro das estrelas. Todas as gerações de estrelas que produziram hélio desde o Big Bang não podem explicar a quantidade de hélio que observamos. Além disso, mesmo as estrelas mais antigas e as galáxias mais distantes mostram quantidades significativas de hélio. Essas observações encontram uma explicação natural na síntese do hélio pelo próprio Big Bang durante os primeiros minutos de tempo. Estimamos que 10 vezes mais hélio foi fabricado nos primeiros 4 minutos do universo do que em todas as gerações de estrelas durante os 10 a 15 bilhões de anos seguintes.
Essas belas animações que explicam a forma pela qual diferentes elementos se formaram na história do universo são do site Origins of the Elements da Universidade de Chicago.
Aprendendo com o Deutério
Podemos aprender muitas coisas da forma como o universo primitivo criou núcleos atômicos. Acontece que todo o deutério (um núcleo de hidrogênio com um nêutron) no universo se formou durante os primeiros 4 minutos. Nas estrelas, qualquer região quente o suficiente para fundir dois prótons para formar um núcleo de deutério também é quente o suficiente para mudá-lo ainda mais, seja destruindo-o por meio de uma colisão com um fóton energético ou convertendo-o em hélio por meio de reações nucleares.
A quantidade de deutério que pode ser produzida nos primeiros 4 minutos de criação depende da densidade do universo no momento em que o deutério foi formado. Se a densidade fosse relativamente alta, quase todo o deutério teria sido convertido em hélio por meio de interações com prótons, assim como nas estrelas. Se a densidade fosse relativamente baixa, o universo teria se expandido e diminuído com rapidez suficiente para que algum deutério tivesse sobrevivido. A quantidade de deutério que vemos hoje, portanto, nos dá uma pista da densidade do universo quando ele tinha cerca de 4 minutos de idade. Modelos teóricos podem relacionar a densidade então com a densidade atual; assim, as medições da abundância de deutério hoje podem nos dar uma estimativa da densidade atual do universo.
As medições do deutério indicam que a densidade atual da matéria comum - prótons e nêutrons - é de aproximadamente\(5 \times 10^{–28} \text{ kg/m}^3\). O deutério só pode fornecer uma estimativa da densidade da matéria comum porque a abundância do deutério é determinada pelas partículas que interagem para formá-lo, ou seja, somente prótons e nêutrons. Pela abundância de deutério, sabemos que não há prótons e nêutrons suficientes, por um fator de cerca de 20, para produzir um universo de densidade crítica.
Sabemos, no entanto, que existem partículas de matéria escura que aumentam a densidade geral da matéria do universo, que é então maior do que o calculado apenas para a matéria comum. Como as partículas de matéria escura não afetam a produção de deutério, a medição da abundância de deutério não pode nos dizer quanta matéria escura existe. A matéria escura é feita de algum tipo exótico de partícula, ainda não detectada em nenhum laboratório terrestre. Definitivamente, não é feito de prótons e nêutrons como os leitores deste livro.
Resumo
Lemaître, Alpher e Gamow desenvolveram pela primeira vez as ideias que hoje são chamadas de teoria do Big Bang. O universo esfria à medida que se expande. A energia dos fótons é determinada por sua temperatura, e os cálculos mostram que, no universo quente e primitivo, os fótons tinham tanta energia que, quando colidiam uns com os outros, podiam produzir partículas materiais. À medida que o universo se expandia e esfriava, prótons e nêutrons se formaram primeiro, depois vieram elétrons e pósitrons. Em seguida, as reações de fusão produziram núcleos de deutério, hélio e lítio. Medições da abundância de deutério no universo atual mostram que a quantidade total de matéria comum no universo é apenas cerca de 5% da densidade crítica.
Glossário
- deutério
- uma forma de hidrogênio na qual o núcleo de cada átomo consiste em um próton e um nêutron
- fusão
- a construção de núcleos atômicos mais pesados a partir de núcleos mais leves
- lítio
- o terceiro elemento na tabela periódica; núcleos de lítio com três prótons e quatro nêutrons foram fabricados durante os primeiros minutos da expansão do universo