06/11/2015

Teoria do Big Bang


Hoje pensa-se que estamos num Universo em expansão contínua, no entanto durante dois mil anos acreditou-se na teoria estática de Aristóteles. O Universo seria estático, invariável no tempo, eternamente o mesmo. Mas Hubble vem a contradizer esta teoria, demonstrando que as galáxias encontravam-se a afastar-se umas das outras.

O Universo estava em evolução.

Esta demonstração veio a resolver o problema que a  Albert Einstein havia causado tanto desgosto e que o havia obrigado a distorcer os seus próprios cálculos de forma a que o universo continuasse imutável.
Uma das conclusões que o afastamento das galáxias impôs foi uma das propriedades fundamentais do universo: a densidade da matéria cósmica, não é, pois constante - diminui. Com o decorrer das eras, o cosmos rarefaz-se.
A resistência de um universo em mudança (já sentida anteriormente por Einstein) foi sentida, igualmente, pelo próprio Edwin Hubble, entre outros. Foram, então,  apresentadas várias hipóteses em alternativa. Os franceses Jean-Claude Pecker e Jean-Pierre Vigier, propuseram a teoria da «fadiga de luz». Segundo esta teoria, no seu longo périplo os fotões perderiam energia.
No entanto, as evidências foram fortes  demais e surgiu uma nova teoria, interpretada no quadro da relatividade geral - o big bang.
Os seus fundadores são Alexander Friedman, Georges Lamaître e George Gamow.
Em 1922 Friedman demonstra que as equações de Einstein permitem a descrição de um universo em evolução. Em 1927 o abade Georges Lemaître vê nas observações de Hubble a prova da dinâmica do Universo.
Mas Einstein continua resistente, continua a recusar a ideia de um universo em mudança. Qualifica o trabalho de Lamaître de «abominável», apesar do apoio da igreja à teoria do abade.
George Gamow integrou a física nuclear na cosmologia evolutiva, daí nasceu a sua previsão da existência da «radiação fóssil».
O termo big bang surgiu de uma ironia sarcástica do astrofísico inglês Fred Hoyle, que nos anos 50, juntamente com os físicos ingleses Hermann Bondi e John Lyttleton, formula uma nova cosmologia com o objetivo de restabelecer a estabilidade ao universo. Esta teoria admite o movimento de recessão das galáxias. Em compensação, porém, a densidade do cosmos permanece inalterada.
Este modelo - «Estado estacionário» (steady state) teve muito sucesso na altura, no entanto veio a causar muitas dificuldades aquando das observações posteriores. Ainda assim, Fred Hoyle continua a defender a sua teoria.

Pela teoria do 
big bang, o universo é o mesmo em toda a parte num determinado momento do tempo, mas muda no decurso das eras.
A velocidade da luz ajuda a comprovar esta teoria. O telescópio Hubble dá constantes observações dos aglomerados de galáxias que se situam a 4 mil milhões de anos-luz, dando uma visão de como era o universo aquando do nascimento do Sistema Solar. Nessa altura as galáxias espirais eram muito mais abundantes do que são hoje. Não se sabe ao certo o que lhes aconteceu, mas demonstra que o universo está em evolução.

Já vimos que a teoria do big bang, apesar dos seus "altos e baixos" ganhou uma boa parte de defensores na comunidade científica.

O que diz esta teoria?
Segundo a teoria do big bang o Universo começou num evento explosivo, a partir de uma singularidade, e que se expandiu até se transformar no Universo actual.
Os físicos contestam a afirmação que diz que o universo terá saído de uma pequena bolha. Segundo eles, o universo não nasceu de matéria, terá explodido de uma dimensão do tamanho do núcleo de um átomo, com uma densidade infinita e um espaço igualmente infinito.
Terá surgido num estado de caos impossível de descrever, onde reinava uma energia e calor consideráveis, que impedia a formação da matéria organizada. Neste estado caótico, nascido do vazio quântico, as noções de espaço-tempo não se regiam pelas mesmas leis físicas conhecidas pelos físicos de hoje.
Os astrónomos recusam, também, a noção de um tempo zero do universo. Segundo Hubert Reeves, «A questão da origem é um mito». Os físicos não colocam a questão do que havia antes, pois nunca houve um antes.
O universo terá nascido devido à instabilidade natural do vazio quântico, um estado de energia mínima de matéria, isto é, o estado latente de uma realidade que bastava ser estimulado para que surgisse a matéria.
Mas... de onde vem esse vazio, que apesar disso é uma realidade, na medida em que está cheia de matéria virtual? O que existia antes? O físico Paul Davies responde: «O espaço eclodiu por si mesmo sob o efeito da força repulsiva do vazio quântico».
Os cosmólogos dizem que o vazio adquiriu a energia suficiente para criar o universo a partir da instabilidade natural do vazio quântico que o terá obrigado a dilatar-se, gerando de repente, quantidades fantásticas de energia. Como não existe uma relação de causa e efeito no mundo quântico, a criação a partir do nada não é, portanto, um absurdo.
Stephen Hawking elaborou uma teoria complicada que explica que o Universo não tem origem, que apareceu num espaço-tempo destituído de qualquer singularidade que estabeleça fronteiras ou limites.
Outra teoria, segundo a qual o universo nasceu do nada, foi defendida por Edward Tyson, em 1973: Baseava-se na hipótese de a energia total do universo ser actualmente nula, ou seja, que a energia gravitacional e as energias ligadas às radiações e aos movimentos das partículas e dos astros se compensam. Se esta energia total é hoje nula, podia igualmente sê-lo no princípio do universo, que poderia então ter nascido do nada.
Não é possível ver o big bang em si, pois não é possível ir para além do período calculado pelo físico alemão Max Planck, chamado de Limite de Planck, situado na escala da temperatura 1032 graus, calor acima do qual tudo escapa à análise, na altura em que o universo tem o tempo de existência de 10-45 segundos. Antes disso, a densidade da radiação emitida deveria ser tal que geraria um campo gravitacional desmesurado e impossível de calcular.
Durante os primeiros 10-35 segundos, o Universo expandiu-se a uma velocidade tão elevada que os pontos do espaço adjacente afastaram-se uns dos outros a velocidades incompreensíveis. logo de seguida a expansão reduziu o seu ritmo para velocidades mais razoáveis, mas, ainda assim, continuou a sua expansão.
Nesta altura, o Universo primitivo era extremamente quente e brilhante. No calor extremo dos primeiros microssegundos, a temperatura era alta demais para que as moléculas, os átomos ou os núcleos se pudessem unir. Era impossível, mesmo, a existência dos protões e neutrões.

O Universo fervilhava de misteriosas partículas elementares - os quarks.




Quando o Universo tinha um microssegundo de idade, estava imerso num vasto mar de radiação, com uma mistura, relativamente pequena de quarks e outras partículas.
Os quarks são feitos de matéria comum ou de antimatéria, com um ligeiro excesso do primeiro tipo. Para cada trinta milhões de quarks de antimatéria armazenados, o Universo continha trinta milhões e um quarks de matéria. À medida que o Universo evolui e esfria, os quarks e os anti-quarks vão-se aniquilando até só restar a fração excedente de matéria. Esse resíduo, aparentemente insignificante, acabou por compor toda a matéria existente no Universo.
À medida que os quarks e os antiquarks se iam aniquilando, os quarks que iam restanto, começaram a condensar-se, formando os protôes e os neutrões.
Após cerca de trinta microssegundos, não restava nenhum quark livre. Como  o Universo ainda era completamente dominado pela radiação - fotões - e não por partículas de matéria, mal chegou a ser perturbado por essa mudança no seu valor total de partículas, e a expansão prosseguiu.
Quando o Universo tinha cerca de um segundo e com a continuação do seu arrefecimento, os protões e neutrões começaram a fundir-se formando os primeiros núcleos atómicos elementares - de hidrogénio e hélio - através da nucleossíntese. Os quais, mais tarde, viriam a formar os restantes tipos de átomos, mais pesados.

A INFLAÇÃO DO UNIVERSO

A teoria convencional do big bang responde pela expansão do Universo, pela abundância de elementos leves e pela existência de um campo de radiação cósmica de fundo.
No entanto, o modelo do Big Bang, apresenta três problemas fundamentais:
  1. o problema do horizonte;
  2. o problema da planaridade;
  3. o problema da abundância dos monopólos magnéticos e outros defeitos topológicos.
Daqui derivou a teoria da inflação cósmica, proposta por Alan Guth, em 1981, em que defendia que o Universo, no seu momento inicial, passou por uma fase de crescimento exponencial (na verdade na Rússia o físico Andrei Linde trabalhava na mesma hipótese, mas como decidiu não publicar os seus trabalhos, prevendo a falta de autorização que viria do comité central, devido ao clima que se vivia na comunidade científica russa ana altura, Alan Guth acabou por ser o primeiro a publicar a teoria).
Isto é, o processo de inflação explica porque é que o Universo é tão grande e tão uniforme. A inflação também achatou a geometria do espaço-tempo até ao grau hoje observável no cosmos.
A ideia básica da inflação é simples: No início da sua história do Universo expandiu repentinamente o seu tamanho. Para evoluir até um Universo semelhante ao nosso, com as propriedades hoje visíveis, o Universo primordial teve de se expandir pelo menos umas 1028 vezes.
Segundo esta teoria, a inflação foi produzida por uma densidade de energia do vácuo negativa ou uma espécie de força gravitacional repulsiva. Esta expansão pode ser modelada com uma constante cosmológica "não nula". Consequentemente, todo o Universo observável  poderia ter-se originado numa pequena região. Esta expansão, extremamente rápida, ocorreu quando a densidade energética do Universo foi dominada pela densidade de energia do vácuo.
Quando a densidade energética do Universo é dominada pela energia do vácuo, a pressão negativa impõe um ritmo de expansão cada vez maior. Essa expansão acelerada pode inflacionar o Universo na enorme medida necessária para explicar as propriedades.
A partir do princípio de incerteza tem-se que o espaço, aparentemente vazio, está repleto de partículas, que pulsam brevemente ao ganhar vida e ao morrer. A energia necessária para criar essas partículas é tomada de empréstimo ao vácuo e logo devolvida quando as partículas se aniquilam e, em seguida, tornam a desaparecer no nada (são chamadas de partículas virtuais porque não têm vida real). Essas partículas virtuais podem dotar o vácuo de uma densidade energética, que de outro modo ele não teria.
Não só o vácuo pode ter uma densidade energética associada, como pode atingir diferentes estados energéticos.
Mas para que a hipótese do Universo inflaccionário funcione, a densidade energética do seu vácuo deve ter sido incrivelmente grande nalgum momento primitivo da história e deve ser muito pequena (ou zero) agora.
No Universo primitivo, quando a temperatura de fundo era suficientemente alta para a interacção forte, a interacção fraca e a força electromagnética se unissem, a densidade energética do vácuo pôde dominar o Universo. Aquando dessa dominação, o Universo entrou na fase de Inflação e expandiu-se rapidamente.

O Horizonte, o achatamento e os monopólos magnéticos
Uma propriedade importante do Universo é que ele parece o mesmo em todas as direcções.
Com a expansão do Universo, ocorrem, simultaneamente dois efeitos:
  1. o Universo em si expande-se, isto é, o seu espaço-tempo fica maior;
  2. o Universo envelhece, de modo que os sinais luminosos têm de percorrer um tempo mais longo e, portanto, maiores regiões do Universo podem ficar sem contacto causal.
Quando não inflaciona, o Universo expande-se a uma velocidade inferior à velocidade da luz. Por outro lado, como o seu tamanho efectivo é determinado pela distância que os sinais luminosos podem percorrer, a parte do Universo que pode estar em contacto causal cresce na velocidade da luz. Desta forma, estes dois resultados implicam que o Universo contido no horizonte causal cresça com o decorrer do tempo. Por outras palavras, à medida que o tempo avança, um novo material passa continuamente a fazer parte do que consideramos como Universo observável.

O problema do horizonte - a última vez que a radiação de fundo pôde interagir com a matéria foi quando o Universo tinha cerca de 300.000 anos. Nessa altura o tamanho da esfera da causalidade era apenas de 300.000 anos-luz, portanto, quando a radiação cósmica de fundo foi emitida. Visto que o Universo se expandiu desde então, a expansão actual será de cerca de 300 milhões anos-luz. Entretanto, ao observarmos a radiação cósmica de fundo, olhando para direcções opostas no céu, encontramo-nos a examinar regiões separadas pelo tamanho de todo o Universo observável ou distâncias superiores a 20 mil milhões de anos-luz. Essa distância é superior ao tamanho das regiões que podem estar em contacto casual, mas as temperaturas observadas, da radiação cósmica de fundo, são praticamente idênticas. Partindo de considerações à priori, não há razão para que regiões que estiveram sem contacto sejam tão uniformes.
  •     O problema é facilmente resolvido pela hipótese da inflação: Um Universo que experimente a inflação, os tamanhos das regiões que já estiveram em contacto causal, das regiões com possibilidade de ter as mesmas características, são muito maiores que os de um Universo não inflaccionário.
O problema do achatamento - a geometria espacial do Universo é muito plana, o que significa que a densidade do Universo está próxima de um valor crítico, isto é, está muito próximo do valor de unidade. Um Universo plano tem exatamente essa densidade critica e está fadado a expandir-se para sempre, mas a um ritmo que diminui continuamente. Para que o Universo tenha essa propriedade hoje, as condições iniciais da sua expansão teriam de ter sido muito especiais e, portanto, de ocorrência muito improvável.
  •  A questão da planaridade é resolvida  se o valor da taxa de variação do parâmetro de escala na inflação for aplicado à equação de Friedmann, que descreve a evolução do Universo.
O problema dos monopólos magnéticos (partículas supermassivas) - Os modelos de unificação das forças elementares prevêem a existência de uma quantidade abundante de monópolos magnéticos, que seriam produzidas nos primeiros estágios do universo primitivo. Como essas partículas não são observadas, deve-se incorporar à teoria um mecanismo que elimine a sua disseminação no universo.
  •  O modelo inflacionário ao admitir que o Universo sofreu nos primeiros instantes da sua evolução, uma fase breve de inflação seguida de um super arrefecimento, defende uma elevação exponencial da dimensão do horizonte e permitiu a aniquilação dos monópolos magnéticos.

O UNIVERSO EM EXPANSÃO

Hubble observou que todas as galáxias, com excepção das muito próximas (a galáxia Andrómeda está a aproximar-se da Via Láctea, e virão a colidir) estão a afastar-se. Mostrou também que quanto mais distante está uma galáxia, mais depressa se afasta - Lei de Hubble (trata-se de uma consequencia natural de um universo visto de dentro).
A expansão e a evolução do Universo são descritas pela teoria da relatividade geral de Eisntein, que introduz a gravidade numa descrição fundamental do espaço-tempo. Quando a relatividade geral é usada para descrever o Universo como um todo, a expansão cósmica torna-se uma consequência natural da teoria.
O Universo obedece a uma regra básica - o Princípio Cosmológico:  

O Universo como um todo é homogéneo e isotrópico, isto é, é o mesmo em todos os pontos do espaço e tem a mesma aparência em todas as direcções.

O Universo em expansão não é infinitamente antigo, tem uma idade definida. Se partirmos da expansão do Universo tal como observada hoje e "atrasarmos o relógio", para fazer uma extrapolação do movimento para épocas anteriores, veremos que toda a matéria do Universo atinge uma densidade infinita num dado momento do passado.
Esse ponto singular representa o próprio big bang, que define o começo do tempo. 

Destinos possíveis do Universo em expansão
  1. Universo aberto: Mantém-se eternamente inalterado.
  2. Universo fechado: Irá abarndar a aceleração e num determinado momento sofrer uma nova contração.
  3. Universo plano: A expansão continua para sempre, mas num ritmo cada vez mais lento.

Notas
  • Desta forma, as partículas de matéria constituíam apenas uma fracção minúscula da densidade do Universo. A maior parte da densidade energética estava contida no campo de radiação de fundo. O campo de radiação que esteve presente no início continua connosco até hoje. Compõe um mar de fotões que preenche todo o espaço, e que é chamado de radiação cósmica de fundo. Esse fundo radioactivo contém, hoje, muito menos energia do que teve no passado distante.
  • A aparente contradição de densidade de energia no vácuo é explicada por, ao nível fundamental, o vácuo tem de obedecer a uma descrição quântica, o que significa, o vácuo não é realmente vazio - é regido pelo princípio de incerteza de Heisemberg. O prncipío de Heisenberg diz que não podemos medir simultaneamente o momento da partícula e a posição da partícula com um grau de exatidão arbitrariamente alto. Visto que não podemos medir com precisão o momento e a posição, as incertezas da posição e do momento não podem ser pequenas demais ao mesmo tempo. Isto é, as incertezas conjuntas devem ser superiores a um cero número, geralmente a constante de Planck (h) - h=6,6260693(11) x 10-34 J.s (E = h x v)
  • A grande energia associada ao vácuo afecta enormemente a expansão. Como mostra a fórmula E = mc2, a energia é equivalente à massa, e essas grandes energias do vácuo devem ter efeitos gravitacionais correspondentes. Uma grande quantidade de energia implica uma grande quantidade de massa, que atrai a matéria e, em geral, torna mais lenta a expansão, em vez de acelerá-la. Mas a energia do vácuo tem a curiosa propriedade de exibir uma pressão negativa, que é maior do que a energia da massa e, portanto, os efeitos da pressão dominam a expansão.
  • Contacto causal : quando um evento que ocorre num local e tempo é capaz de influenciar algo num ponto diferente do espaço e do tempo.
  • Um monopolo magnético é uma partícula elementar hipotética que se comportaria como um íman de um único polo, isto é, seria uma partícula supermassiva com carga magnética.
  • Radiação fóssil - «Em 1965 dois astrónomos americanos, Arno Penzias e Richard Wilson, observam um misterioso "clarão milimétrico" proveniente de todas as direcções do céu e correspondente totalmente às previsões de Gamow. Medições ulteriores justificam completamente esta indentificação. Foram, enfim, encontrados os resquícios do flash primordial e detectada a "radiação fóssil" que as observações de Hubble, combinadas com a cosmologia de Einstein, de Lemaître e de Friedman, impuseram aos astrónomos. A comunidade física, até aí pouco atenta às especulações cosmológicas, reagiu com entusiasmo. O universo do passado torna-se o laboratório ideal, onde são atingidas energias extraordinárias, muito para além dos sonhos dos engenheiros mais ambiciosos. Depois das observações de Edwin Hubble, esta detecção de Penzias e Wilson representa uma importante segunda etapa do nosso itinerário cosmológico, cuja importância é difícil ser sobrestimada. Confirma soberbamente a tese do universo dinâmico, em expansão e arrefecimento desde há vários milhares de anos. Os físicos e os astrofísicos, na sua grande maioria, consideram-na, de ora em diante, inevitável.»
Hubert Reeves, Últimas notícias do Cosmos.
  • A teoria do Big Bang é, actualmente, a mais aceite pelos cientistas. Provas a favor desta teoria:
  1. A expansão do Universo;
  2. A descoberta da radiação cósmica de microondas;
  3. A abundância dos elementos químicos leves no Universo.
  • Outras Teorias:
  1. Teoria da Expansão Permanente - O Universo expandir-se-á para sempre, com as galáxias a afastarem-se umas das outras.
  2. Teoria do Universo Oscilante ou Pulsátil - Irá verificar-se um retardamento progressivo da expansão até à situação extrema em que se inverterá o sentido do movimento das galáxias. Iniciár-se-á, então, uma contração do Universo, que culminará com um esmagamento - o Big Crunch, ao qual se poderá seguir um novo Big Bang. E assim sucessivamente.
  3. Teoria do Estado Estacionário - Esta teoria rejeita o Big Bang, defendendo que a expansão produz-se porque se cria, constantemente, nova matéria. Enquanto as galáxias se afastam umas das outras, formam-se novas galáxias nos intervalos, a parir de nova matéria em formação contínua, à taxa exigida para compensar a diluição provocada pela expansão.
  4. O conceito de  velocidade  de luz variável  (VSL) afirma que a velocidade da luz no vácuo, representada por c, pode não ser constante na maioria dos casos. Na maioria das situações em física a matéria condensada quando viaja através de um meio, efectivamente tem uma velocidade mais lenta que a luz. Os fotões virtuais em alguns cálculos na teoria quântica de campo diz que também podem viajar a uma velocidade diferente para distâncias curtas; no entanto, isso não implica que nada possa viajar mais rápido que a luz. Embora geralmente se acredite que nenhum significado pode ser atribuído a uma quantidade dimensional, como a velocidade da luz, variando no tempo (ao contrário de um número adimensional, como a constante de estrutura fina), em algumas teorias controversas em cosmologia, a velocidade da luz também varia mudando os postulados da relatividade especial. No entanto, isso exigiria uma reescrita de grande parte da física moderna para substituir o sistema actual, que depende de uma constante c.




Fontes
Fontes
Uma biografia do Universo, Fred Adams e Greg Laughlin, Jorge Zahar Editor, 2001
Últimas notícias do Cosmos, Hubert Reeves, Editora Gradiva, 1995
O Universo de Stephen Hawking, David Filkin, Editora Alfa, 1998
Novos Enigmas do Universo, Robert Clarke, Edições 70, 1999
http://pt.wikipedia.org/wiki/Infla%C3%A7%C3%A3o_c%C3%B3smica
http://en.wikipedia.org/wiki/Variable_speed_of_light

Desejo

«O condenado à morte deixou transparecer uma alegria comovida ao saber do indulto. Mas ao cabo de algum tempo, acentuando-se as melhora...