![]() ![]() John Mather and George Smoot A Academica Real das Ciências sueca decidiu atribuir este ano o Prémio Nobel da Física a John C. Mather, astrofísico do Laboratório de Cosmologia Observacional do Centro Goddard de Voos Espaciais da NASA, em Maryland, e a George F. Smoot, astrofísico e cosmólogo observacional no Laboratório Lawrence e professor de física da Universidade da Califórnia, em Berkeley, pelas suas contribuições para o esclarecimento da natureza e das anisotropias da radiação cósmica de fundo (RCF) que banha o universo. Mather e Smoot trabalharam juntos na construção e no lançamento em 1989 do satélite da NASA Cosmic Background Explorer (COBE) destinado a observar os sinais residuais da explosão primordial – o Big Bang, que teria ocorrido cerca de 14 mil milhões de anos atrás. Em Abril de 1992 anunciaram a detecção dos mais antigos vestígios do calor residual dessa explosão e, além disso, a descoberta que iludiu os cientistas durante décadas, a existência de variações de temperatura da RCF, relíquias fósseis da explosão primordial que deu origem ao universo, e indicativas das suas primeiras estruturas. “Essas medidas vieram confirmar a nossa representação do Big Bang”, segundo George Smoot. “Ao estudar as flutuações da RCF de micro-ondas, encontrámos o instrumento que nos permitiu explorar o universo primordial, ver como evoluiu e de que é feito.”
O Big Bang e a Expansão do Universo
Recordemos brevemente as observações astronómicas que foram determinantes para o estabelecimento do modelo do universo em expansão. A este modelo seria dado depreciativamente o nome Big Bang, pelo cosmólogo inglês Sir Fred Hoyle, nos finais dos anos 40, num programa de rádio da BBC, para acentuar o que lhe parecia ser uma consequência grotesta da relatividade geral – uma colossal criação de matéria e energia a partir do nada.
A primeira, e mais relevante, observação é com certeza a chamada lei de Hubble que descreve o afastamento das galáxias distantes com velocidades proporcionais às suas distâncias: v=H0d. Nesta fórmula v é a velocidade de recessão da galáxia, d é a distância à Via Láctea e H0 é a “constante” de Hubble no instante em que fazemos a observação. É esta lei que permite atribuir uma dinâmica ao universo e nos leva a afirmar que o universo actual está em expansão. É uma lei empírica, mas que se pode deduzir por via teórica no âmbito da cosmologia relativista saída da teoria de Einstein da relatividade geral.
A descoberta de E. Hubble em 1929 – um universo dinâmico em expansão – foi sem dúvida uma das maiores descobertas do século. Na altura, já a teoria da relatividade geral de Einstein tinha produzido os modelos teóricos capazes de descrever um universo em expansão. Mas só nos finais dos anos 40 foram essas ideias levadas até às suas últimas consequências por George Gamow e seus colegas Ralph Alpher e Robert Herman, os quais previram a existência de uma radiação cósmica em equilíbrio térmico, banhando uniformemente o universo com uma temperatura de aproximadamente 5 kelvin (5 graus acima do zero absoluto ou cerca de -268 graus Celsius), relíquia de uma época em que o universo era muito quente e denso. Nasceu assim o modelo hoje conhecido por Big Bang quente.
A outra previsão notável deste modelo é a relação entre o hélio (He) e o hidrogénio (H) existentes no universo, e a nucleosíntese cósmica dos outros elementos leves. A teoria do Big Bang diz-nos que o universo primitivo é um lugar muito quente que arrefece à medida que se expande. A temperatura da radiação RCF representa a temperatura do universo actual. Um segundo após o Big Bang, o universo tinha uma temperatura cerca de 10 mil milhões de graus e estava cheio de um mar de neutrões, protões, electrões, fotões, neutrinos e suas anti-partículas. À medida que o universo arrefece, os neutrões ou decaiem em protões e electrões ou combinam-se com protões para formar deutério (um isótopo do hidrogénio). Durante os primeiros três minutos do universo, a maior parte do deutério combina-se para formar He. Alguns vestígios de lítio foram também produzidos nessa altura. Este processo de formação dos elementos leves no universo primitivo é conhecido por nucleosíntese do Big Bang (NBB). O termo nucleosíntese refere-se à formação de elementos mais pesados, núcleos atómicos com mais protões e neutrões, a partir da fusão dos elementos mais leves.
A geometria e a evolução do universo são determinados pelas contribuições parciais dos vários tipo de matéria-energia. Como tanto a densidade de enrgia como a pressão contribuem, em relatividade geral, para a intensidade do campo gravítico (curvatura do espaço-tempo), os cosmólogos classificam os vários tipos de matéria-energia pela sua equação de estado, ou seja, pela relação entre a pressão e a densidade de energia. Daqui resulta a seguinte classificação:
Os nossos conhecimentos de astronomia não sugeriam, antes dos anos 60, situações no universo onde a gravidade fosse suficientemente intensa para produzir espaços-tempo fortemente curvos, representando por isso campos gravitacionais intensos onde as previsões da teoria da relatividade pudessem diferir fortemente da teoria de Newton. Mas apesar da actual densidade de matéria no universo ser muito pequena – cerca de uma massa solar por mil milhões de anos-luz cúbicos – o universo é muito grande e toda a matéria nele existente contribui cumulativamente para a curvatura do espaço-tempo, dando assim lugar a consequências cosmológicas importantes. Os actuais telescópios permitem observar distâncias da ordem de mil milhões de anos-luz, ou seja, uma distância igual a 9,46×1024 m num espaço plano. Mas quando falamos de universo observável referimo-nos a todos os locais do universo que nos poderiam ter influenciado desde o Big Bang, e portanto esse universo observável é certamente finito, mesmo que o universo seja infinito, dado que a velocidade máxima de transporte da informação, a velocidade da luz no vácuo, é finita. As observações mais recentes, produzidas pelo WMAP, indicam que a idade actual do universo é cerca de 13,7 mil milhões de anos, poderíamos pensar que a fronteira do universo observável, conhecida por horizonte de acontecimentos cósmico (horizonte de partícula), estaria a cerca de 13,7 mil milhões de anos-luz, visto que a radiação que nos chega do universo primordial está a viajar há cerca de 13,7 mil milhões de anos à velocidade da luz. Na realidade, como o universo se tem expandido continuamente desde o Big Bang – a origem da energia do espaço e do tempo – com velocidades muito superiores à velocidade da luz, a fronteira do horizonte é muito maior e foi estimada em 78 mil milhões de anos-luz, o qual representa o “raio” do universo actualmente observável. Daqui se deduz que o universo tem pelo menos um diâmetro de 156 mil milhões de anos-luz. E, portanto, a distância às flutuações de anisotropia, detectadas pelo COBE e também pelo WMAP, é de cerca de 78 mil milhões de anos-luz e não de 15 mil milhões de anos-luz, como se disse. Confuso? Pois bem, para perceber este raciocínio imagine o universo como era um milhão de anos após o Big Bang. Nessa altura o universo era cerca de mil vezes mais pequeno do que é hoje. Se a luz viajasse nessa altura durante um ano de modo a cobrir uma distância de um ano-luz, essa distância ter-se-ia convertido agora, com a expansão, em mil anos-luz. Por isso quando a expansão é tomada em consideração o universo observável é maior do que se esperaria de uma simples multiplicação da idade do universo pela velocidade da luz.
Os modelos cosmológicos contemporâneos baseiam-se na ideia de que o universo é essencialmente o mesmo por toda a parte: uma ideia muitas vezes conhecida por princípio cosmológico. Este foi aliás o ponto de partida de Einstein ao tecer as suas considerações cosmológicas, embora na altura em que o fez não havia a certeza da existência de outras galáxias exteriores à Via Latcea, e for isso Einstein considerou um fluido cósmico constituído por uma distribuição uniforme de estrelas. Por isso o cosmólogo de Princeton James Peebles afirmou: “Muitas vezes espanto-me como Einstein foi capaz de fazer uma hipótese tão singela ... o universo é tão simples que podemos analisá-lo a partir de uma única equação diferencial – onde todas as variáveis são funções exclusivas do tempo. Claro que Einstein tinha uma intuição brilhante, e certamente estava muito perto da verdade – essa é forma como visualizamos o universo.” Efectivamente, as observações hoje mostram que a uma escala maior que 100 Mpc, o universo apresenta-se sensivelmente o mesmo em todos pontos (homogéneo) e em todas as direcções (isotrópico).
Ora, a uniformidade da radiação de fundo cósmico, vinda de todas as direcções do espaço, sugere que, a uma larga escala, o universo é isotrópico em torno de nós. Se assumirmos que a nossa posição não é privilegiada (como se assume com o princípio cosmológico), concluímos que o Universo deve ser isotrópico em todos os pontos do espaço; e como a isotropia em todos os pontos do espaço implica a homogeneidade espacial, somos assim conduzidos naturalmente aos modelos espacialmente homogéneos e isotrópicos das equações de Einstein, também conhecidos por soluções de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW), que congregam todas as possíveis soluções de Big Bang com diferentes geometrias espaciais, consoante o conteúdo material cósmico.
Como a velocidade da luz é a mesma em todas as direcções, e supomos que o universo se expande isotropicamente, então nós estamos sempre colocados no centro do universo observável, embora admitamos que a nossa posição não seja privilegiada (princípio Cosmológico) e por isso o universo não tem centro. O Big Bang é pois um modelo de um universo espacialmente homogéneo e isotrópico. As anisotropias da RCF e a formação de galáxias A missão do COBE foi cuidadosamente planeada em função da nossa compreensão do universo. Em Janeiro de 1990, dois meses após o início da sua missão, o COBE tinha já coberto 75 % do céu e obtido um valor bastante preciso para a temperatura efectiva da RCF (T=2,735 K), mas não tinha ainda detectado quaisquer sinais de anisotropia. Sabia-se que a sensibilidade do COBE aumentaria de um factor 10 perto do fim da missão e finalmente em 1992 chegaram os resultados surpreendentes que confirmam grosso modo as ideias chave do modelo do Big Bang. Em particular, o COBE mediu a temperatura da radiação RCF com quatro algarismos significativos no valor de 2,728±0,002 K, e mostrou que se trata do mais perfeito corpo negro alguma vez estudado. Estas descobertas permitiram afirmar sem qualquer dúvida que a radiação RCF é o “eco” do Big Bang. Mas há mais: estudando a variação dipolar da temperatura da radiação RCF através do céu, o COBE determinou a velocidade da Terra em relação ao referencial cósmico onde a radiação e as galáxias “típicas” estão em repouso com uma precisão de 1%. Finalmente, o COBE também detectou pequenas variações (cerca de 0.001%) na intensidade da radiação RCF proveniente de direcções diferentes segundo ângulos de 10 graus ou maiores – as referidas anisotropias da RFC.
Estas flutuações de temperatura estão relacionadas com flutuações de densidade da matéria no universo primitivo e por isso contêm informação acerca das condições iniciais para a formação das estruturas cósmicas tais como as galáxias, enxames de galáxias e vazios. A existência dessas manchas de anisotropia, devidas a flutuações de temperatura, era um requisito indispensável para explicar a formação de estruturas num universo espacialmente homogéneo e isotrópico, como é o modelo do Big Bang. Um dos maiores obstáculos à aceitação deste modelo era precisamente a sua incapacidade para produzir as condições necessárias para a formação de galáxias. Concretamente, parecia difícil conciliar a hipótese teórica de uma grande uniformidade a uma larga escala e a necessidade de concentrações de matéria suficientes para resistir à expansão do universo e dar lugar à formação de estruturas. Ultrapassado este obstáculo, foi possível assegurar a predominância deste modelo no quadro das teorias que procuram explicar a origem e evolução do cosmo. O COBE foi construído para observar as estruturas maiores, e por isso tinha uma resolução de angular maior do que 7 graus no céu, ou seja, uma abertura equivalente a 14 vezes a dimensão aparente da Lua. Para pesquisar as estruturas mais pequenas, correspondentes aos aglomerados e superaglomerados de galáxias, os astrofísicos e cosmólogos contavam com detectores colocados no Polo Sul e instrumentos lançados em balões-sonda na estratosfera.
Paulo Crawford |