Como nosso universo surgiu? Como isso se transformou em um espaço aparentemente infinito? E o que será depois de muitos milhões e bilhões de anos? Essas questões atormentaram (e continuam a atormentar) as mentes de filósofos e cientistas, ao que parece, desde o início dos tempos, enquanto davam origem a muitas teorias interessantes e às vezes até malucas. Hoje, a maioria dos astrônomos e cosmologistas chegaram a um acordo geral de que o Universo como o conhecemos apareceu como resultado de uma explosão gigante que gerou não apenas a maior parte da matéria, mas foi a fonte das leis físicas básicas segundo as quais o cosmos que nos rodeia existe. Tudo isso é chamado de teoria do Big Bang.
Os fundamentos da teoria do Big Bang são relativamente simples. Em suma, segundo ela, toda matéria que existia e existe agora no Universo apareceu na mesma época - cerca de 13,8 bilhões de anos atrás. Naquele momento, toda a matéria existia na forma de uma bola (ou ponto) abstrata muito compacta com densidade e temperatura infinitas. Este estado foi chamado de singularidade. De repente, a singularidade começou a se expandir e gerou o universo como o conhecemos.
É interessante notar que a teoria do Big Bang é apenas uma das muitas hipóteses propostas sobre a origem do Universo (por exemplo, existe também a teoria de um Universo estacionário), mas tem recebido o maior reconhecimento e popularidade. Não apenas explica a fonte de toda matéria conhecida, as leis da física e a grande estrutura do universo, mas também descreve as razões para a expansão do universo e muitos outros aspectos e fenômenos.
Cronologia dos eventos na teoria do Big Bang
Com base no conhecimento do estado atual do Universo, os cientistas sugerem que tudo deveria ter começado de um único ponto com densidade infinita e tempo finito, que começou a se expandir. Após a expansão inicial, diz a teoria, o universo passou por uma fase de resfriamento que permitiu o surgimento de partículas subatômicas e, posteriormente, átomos simples. Nuvens gigantes desses elementos antigos mais tarde, graças à gravidade, começaram a formar estrelas e galáxias.
Tudo isso, segundo os cientistas, começou há cerca de 13,8 bilhões de anos e, portanto, esse ponto de partida é considerado a idade do universo. Por meio do estudo de vários princípios teóricos, experimentos envolvendo aceleradores de partículas e estados de alta energia, bem como por meio de estudos astronômicos dos cantos distantes do Universo, os cientistas derivaram e propuseram uma cronologia de eventos que começou com o Big Bang e levou o Universo finalmente ao estado de evolução cósmica, que acontece agora.
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Os cientistas acreditam que os primeiros períodos de nascimento do universo - durando de 10-43 a 10-11 segundos após o Big Bang - ainda são objeto de controvérsia e discussão. Considerando que as leis da física que agora conhecemos não poderiam existir nesta época, é muito difícil entender como os processos neste Universo primitivo eram regulados. Além disso, os experimentos usando aqueles possíveis tipos de energias que poderiam estar presentes naquele momento ainda não foram realizados. Seja como for, muitas teorias sobre a origem do universo, em última análise, concordam que em algum momento houve um ponto de partida do qual tudo começou.
A era da singularidade
Também conhecida como era Planck (ou era Planck), é considerada o período mais antigo conhecido na evolução do universo. Nessa época, toda a matéria estava contida em um único ponto de densidade e temperatura infinitas. Durante este período, os cientistas acreditam que os efeitos quânticos da interação gravitacional dominaram o físico, e nenhuma das forças físicas era igual à gravidade.
A era Planck supostamente durou de 0 a 10-43 segundos e é assim chamada porque sua duração só pode ser medida pelo tempo de Planck. Devido às temperaturas extremas e densidade infinita da matéria, o estado do universo durante este período de tempo era extremamente instável. Isso foi seguido por períodos de expansão e resfriamento que levaram ao surgimento de forças fundamentais da física.
Aproximadamente no período de 10-43 a 10-36 segundos, ocorreu o processo de colisão de estados de transição de temperaturas no Universo. Acredita-se que foi nesse momento que as forças fundamentais que governam o universo atual começaram a se separar. O primeiro passo neste departamento foi o surgimento de forças gravitacionais, interações nucleares fortes e fracas e eletromagnetismo.
No período de cerca de 10-36 a 10-32 segundos após o Big Bang, a temperatura do Universo tornou-se suficientemente baixa (1028 K), o que levou à separação das forças eletromagnéticas (interação forte) e interação nuclear fraca (interação fraca).
A era da inflação
Com o surgimento das primeiras forças fundamentais no Universo, teve início a era da inflação, que durou de 10 a 32 segundos de acordo com a hora de Planck até um ponto desconhecido no tempo. A maioria dos modelos cosmológicos presume que o universo foi preenchido uniformemente com energia de alta densidade durante este período, e que temperaturas e pressões incrivelmente altas levaram à sua rápida expansão e resfriamento.
Tudo começou em 10-37 segundos, quando a fase de transição, que causou a separação de forças, foi seguida por uma expansão exponencial do Universo. No mesmo período, o Universo encontrava-se em estado de bariogênese, quando a temperatura era tão elevada que o movimento desordenado das partículas no espaço ocorria a uma velocidade próxima à da luz.
Neste momento, pares de partículas - antipartículas são formados e colidem imediatamente, o que se acredita ter levado ao domínio da matéria sobre a antimatéria no Universo moderno. Após o fim da inflação, o Universo consistia em plasma quark-gluon e outras partículas elementares. A partir daquele momento, o Universo começou a esfriar, a matéria começou a se formar e se combinar.
A era do resfriamento
Com a diminuição da densidade e da temperatura dentro do Universo, uma diminuição da energia começou a ocorrer em cada partícula. Esse estado de transição durou até que as forças fundamentais e as partículas elementares assumissem sua forma atual. Uma vez que a energia das partículas caiu para valores que podem ser alcançados hoje dentro da estrutura de experimentos, a possível presença real desse período de tempo causa muito menos controvérsia entre os cientistas.
Por exemplo, os cientistas acreditam que 10-11 segundos após o Big Bang, a energia das partículas diminuiu significativamente. Por volta de 10-6 segundos, quarks e glúons começaram a formar bárions - prótons e nêutrons. Quarks começaram a predominar sobre os antiquarks, o que por sua vez levou à predominância dos bárions sobre os antibárions.
Uma vez que a temperatura não era mais alta o suficiente para criar novos pares próton-antipróton (ou pares nêutron-antineutron), a destruição massiva dessas partículas se seguiu, o que levou ao restante de apenas 1/1010 do número de prótons e nêutrons originais e ao desaparecimento completo de suas antipartículas. Um processo semelhante ocorreu cerca de 1 segundo após o Big Bang. Apenas as "vítimas" desta vez eram elétrons e pósitrons. Após a destruição em massa, os prótons, nêutrons e elétrons restantes pararam seu movimento aleatório e a densidade de energia do universo foi preenchida com fótons e, em menor grau, neutrinos.
Durante os primeiros minutos de expansão do Universo, iniciou-se o período de nucleossíntese (síntese dos elementos químicos). Devido à queda da temperatura para 1 bilhão de kelvin e à diminuição da densidade de energia para cerca de valores equivalentes à densidade do ar, nêutrons e prótons começaram a se misturar e formar o primeiro isótopo estável de hidrogênio (deutério), assim como átomos de hélio. No entanto, a maioria dos prótons no universo permaneceu como núcleos incoerentes de átomos de hidrogênio.
Cerca de 379.000 anos depois, os elétrons se combinaram com esses núcleos de hidrogênio e formaram átomos (novamente, principalmente hidrogênio), enquanto a radiação se separou da matéria e continuou a se expandir quase sem obstáculos pelo espaço. Essa radiação geralmente é chamada de radiação relíquia e é a fonte de luz mais antiga do Universo.
Com a expansão, a CMB foi perdendo gradativamente sua densidade e energia, e no momento sua temperatura é 2,7260 ± 0,0013 K (-270,424 ° C), e sua densidade energética é 0,25 eV (ou 4,005 × 10-14 J / m³; 400–500 fótons / cm³). A radiação relíquia se estende em todas as direções e por uma distância de cerca de 13,8 bilhões de anos-luz, mas a estimativa de sua propagação real diz cerca de 46 bilhões de anos-luz do centro do universo.
Idade da Estrutura (Idade Hierárquica)
Ao longo dos próximos bilhões de anos, regiões mais densas de matéria, quase uniformemente distribuídas no Universo, começaram a se atrair. Como resultado, eles se tornaram ainda mais densos, começaram a formar nuvens de gás, estrelas, galáxias e outras estruturas astronômicas que podemos observar na atualidade. Este período é denominado era hierárquica. Neste momento, o Universo que vemos agora começou a tomar sua forma. A matéria começou a se unir em estruturas de vários tamanhos - estrelas, planetas, galáxias, aglomerados galácticos, bem como superaglomerados galácticos, separados por barreiras intergalácticas contendo apenas algumas galáxias.
Os detalhes desse processo podem ser descritos de acordo com a ideia da quantidade e tipo de matéria distribuída no Universo, que é representada na forma de matéria escura fria, quente, quente e bariônica. No entanto, o modelo cosmológico padrão moderno do Big Bang é o modelo Lambda-CDM, segundo o qual as partículas de matéria escura se movem mais devagar do que a velocidade da luz. Foi escolhido porque resolve todas as contradições que apareciam em outros modelos cosmológicos.
De acordo com este modelo, a matéria escura fria é responsável por cerca de 23% de toda a matéria / energia do universo. A proporção de matéria bariônica é de cerca de 4,6 por cento. Lambda CDM se refere à chamada constante cosmológica: uma teoria proposta por Albert Einstein que caracteriza as propriedades de um vácuo e mostra o equilíbrio entre massa e energia como uma quantidade estática constante. Nesse caso, está associada à energia escura, que funciona como um acelerador da expansão do universo e mantém as gigantescas estruturas cosmológicas amplamente homogêneas.
Previsões de longo prazo sobre o futuro do universo
Hipóteses de que a evolução do universo tem um ponto de partida levam naturalmente os cientistas a questionamentos sobre o possível ponto final desse processo. Se o Universo começou sua história a partir de um pequeno ponto com densidade infinita, que de repente começou a se expandir, isso significa que ele também se expandirá infinitamente? Ou, um dia ela ficará sem força expansiva e começará um processo de compressão reversa, cujo resultado final será o mesmo ponto infinitamente denso?
As respostas a essas perguntas têm sido o principal objetivo dos cosmologistas desde o início do debate sobre qual modelo cosmológico do Universo é o correto. Com a adoção da teoria do Big Bang, mas em grande parte graças à observação da energia escura na década de 1990, os cientistas chegaram a um acordo sobre dois cenários mais prováveis para a evolução do universo.
De acordo com a primeira, chamada de "grande compressão", o Universo atingirá seu tamanho máximo e começará a entrar em colapso. Este cenário será possível se apenas a densidade de massa do Universo se tornar maior do que a própria densidade crítica. Em outras palavras, se a densidade da matéria atingir um determinado valor ou se tornar superior a este valor (1-3 × 10-26 kg de matéria por m³), o Universo começará a se contrair.
Uma alternativa é outro cenário, que afirma que se a densidade no Universo for igual ou inferior à densidade crítica, então sua expansão diminuirá, mas nunca parará completamente. Essa hipótese, apelidada de "morte térmica do universo", continuaria a se expandir até que a formação de estrelas parasse de consumir gás interestelar dentro de cada uma das galáxias circundantes. Ou seja, a transferência de energia e matéria de um objeto para outro irá parar completamente. Todas as estrelas existentes, neste caso, irão queimar e se transformar em anãs brancas, estrelas de nêutrons e buracos negros.
Gradualmente, os buracos negros colidirão com outros buracos negros, o que levará à formação de buracos cada vez maiores. A temperatura média do Universo se aproxima do zero absoluto. Os buracos negros irão eventualmente "evaporar", liberando sua última radiação Hawking. Eventualmente, a entropia termodinâmica no Universo se tornará máxima. A morte por calor virá.
As observações modernas que levam em conta a presença da energia escura e seu efeito na expansão do espaço levaram os cientistas a concluir que, com o tempo, mais e mais espaço no universo irá passar além do nosso horizonte de eventos e se tornar invisível para nós. O resultado final e lógico disso ainda não é conhecido pelos cientistas, mas a "morte por calor" pode muito bem ser o ponto final de tais eventos.
Existem outras hipóteses sobre a distribuição da energia escura, ou melhor, seus tipos possíveis (por exemplo, energia fantasma). Segundo eles, aglomerados galácticos, estrelas, planetas, átomos, núcleos de átomos e a própria matéria serão dilacerados como resultado de sua expansão sem fim. Este cenário evolutivo é denominado "grande lacuna". De acordo com esse cenário, a própria expansão é a causa da morte do Universo.
História da teoria do Big Bang
A menção mais antiga do Big Bang data do início do século 20 e está associada a observações do espaço. Em 1912, o astrônomo americano Vesto Slipher conduziu uma série de observações de galáxias espirais (que originalmente pareciam ser nebulosas) e mediu seu redshift Doppler. Em quase todos os casos, as observações mostraram que as galáxias espirais estão se afastando de nossa Via Láctea.
Em 1922, o notável matemático e cosmólogo russo Alexander Fridman derivou as chamadas equações de Friedman das equações de Einstein para a teoria geral da relatividade. Apesar do avanço da teoria de Einstein em favor de uma constante cosmológica, o trabalho de Friedmann mostrou que o universo estava em expansão.
Em 1924, as medições de Edwin Hubble da distância até a nebulosa espiral mais próxima mostraram que esses sistemas são na verdade outras galáxias. Ao mesmo tempo, o Hubble começou a desenvolver uma série de métricas de subtração de distância usando o telescópio Hooker de 2,5 metros no Observatório Mount Wilson. Em 1929, Hubble descobriu uma relação entre a distância e a taxa de retrocesso das galáxias, que mais tarde se tornou a Lei de Hubble.
Em 1927, o matemático, físico e padre católico belga Georges Lemaitre chegou independentemente aos mesmos resultados que as equações de Friedmann e foi o primeiro a formular a relação entre a distância e a velocidade das galáxias, oferecendo a primeira estimativa do coeficiente dessa relação. Lemaitre acreditava que em algum momento no passado, toda a massa do universo estava concentrada em um ponto (átomo).
Essas descobertas e suposições geraram muita controvérsia entre os físicos dos anos 20 e 30, muitos dos quais acreditavam que o universo estava em um estado estacionário. De acordo com o modelo estabelecido na época, nova matéria é criada junto com a expansão infinita do Universo, sendo distribuída uniformemente e igualmente em densidade em toda a sua extensão. Entre os estudiosos que o apoiavam, a ideia do Big Bang parecia mais teológica do que científica. Lemaitre foi criticado por preconceito baseado em preconceito religioso.
Deve-se notar que outras teorias existiam ao mesmo tempo. Por exemplo, o modelo do Universo de Milne e o modelo cíclico. Ambos foram baseados nos postulados da teoria geral da relatividade de Einstein e posteriormente receberam apoio do próprio cientista. De acordo com esses modelos, o universo existe em um fluxo infinito de ciclos repetidos de expansão e colapso.
Após a Segunda Guerra Mundial, um acalorado debate eclodiu entre os proponentes de um modelo estacionário do universo (que na verdade foi descrito pelo astrônomo e físico Fred Hoyle) e os defensores da teoria do Big Bang, que estava rapidamente ganhando popularidade entre a comunidade científica. Ironicamente, foi Hoyle quem cunhou a frase "big bang", que mais tarde se tornou o nome da nova teoria. Aconteceu em março de 1949 na rádio britânica BBC.
Eventualmente, novas pesquisas científicas e observações falaram cada vez mais a favor da teoria do Big Bang e questionaram cada vez mais o modelo de um universo estacionário. A descoberta e confirmação do CMB em 1965 finalmente solidificou o Big Bang como a melhor teoria da origem e evolução do universo. Do final da década de 1960 à década de 1990, astrônomos e cosmologistas conduziram ainda mais pesquisas sobre o Big Bang e encontraram soluções para muitos dos problemas teóricos que impedem essa teoria.
Essas soluções incluem, por exemplo, o trabalho de Stephen Hawking e outros físicos que provaram que a singularidade era o estado inicial inegável da relatividade geral e o modelo cosmológico do Big Bang. Em 1981, o físico Alan Guth desenvolveu uma teoria que descreve o período de rápida expansão cósmica (época inflacionária), que resolveu muitas questões e problemas teóricos não resolvidos anteriormente.
Na década de 1990, houve um aumento do interesse pela energia escura, que era vista como a chave para a solução de muitos problemas não resolvidos na cosmologia. Além do desejo de encontrar uma resposta para a pergunta de por que o universo está perdendo sua massa junto com a mãe escura (a hipótese foi proposta em 1932 por Jan Oort), também era necessário encontrar uma explicação para por que o universo ainda está acelerando.
O progresso da pesquisa adicional deve-se à criação de telescópios, satélites e modelos de computador mais avançados que permitiram aos astrônomos e cosmologistas olhar mais longe no universo e entender melhor sua verdadeira idade. O desenvolvimento de telescópios espaciais e o surgimento de telescópios espaciais como, por exemplo, o Cosmic Background Explorer (ou COBE), o telescópio espacial Hubble, a Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) e o Planck Space Observatory, também deram uma contribuição inestimável para o estudo do assunto.
Hoje, os cosmologistas podem medir vários parâmetros e características do modelo da teoria do Big Bang com uma precisão bastante alta, sem mencionar cálculos mais precisos da idade do espaço ao nosso redor. Mas tudo começou com a observação usual de objetos espaciais massivos localizados a muitos anos-luz de nós e lentamente continuando a se afastar de nós. E mesmo que não tenhamos ideia de como tudo isso vai acabar, não demorará muito para os padrões cosmológicos descobrirem.
