Evidências experimentais do Big Bang

Algumas importantes constatações, resultantes de variados experimentos, indicam "rastros" do Big Bang. São elas:

• Expansão do universo: em 1929, através das observações do astrônomo norte-americano Edwin Hubble (1889-1953), concluiu-se que as galáxias estão, de fato, predominantemente se afastando umas das outras, primeira demonstração de consistência da teoria.
• Abundância de elementos leves (H, He, Li): a teoria supõe que esses elementos químicos, os mais leves de todos, fundiram-se a partir de prótons e nêutrons, nos primeiros poucos minutos após o Big Bang. Em química, os símbolos H, He e Li representam, respectivamente, os elementos hidrogênio, hélio e lítio.
• Radiação cósmica de fundo em micro-ondas (Cosmic Microwave Background - CMB - radiation): é o resíduo térmico remanescente do Big Bang. O universo primordial era, com certeza, extremamente quente, e a CMB é o vestígio da radiação gerada por esse calor, que se espalhou por todas as direções.

Essas três assinaturas mensuráveis, a seguir analisadas com mais detalhes, suportam fortemente a noção de que o universo evoluiu a partir de um gás indefinido, muito quente e denso, exatamente como previsto pelo modelo do Big Bang.

O Big Bang é uma conclusão que decorre naturalmente das equações da relatividade geral de Einstein, quando aplicadas a um universo homogêneo. No entanto, em 1917, a ideia do universo em expansão foi considerada um absurdo!

O próprio Einstein não aceitava essa conclusão. Foi por isso que ele incluiu a constante cosmológica em suas equações, garantindo o universo imutável em larga escala. Isso significaria que jamais teria tido um início e muito menos viria a haver um fim.

As observações de Hubble, divulgadas em 1929, revelaram não apenas que existem inúmeras galáxias, como também que elas estão se afastando umas das outras, e quanto mais distantes, mais rapidamente se afastam.

O cientista formulou a lei da expansão de Hubble, segundo a qual "a velocidade de afastamento é proporcional à distância". A fórmula é:

Na equação, v é a velocidade com que uma galáxia se afasta de nós e d é sua distância. H₀ é a constante de proporcionalidade chamada de constante de Hubble, que representa a taxa de expansão do universo.

Na animação abaixo, um "bolo de passas" em crescimento (o universo em expansão) ilustra como se manifesta essa relação:

No bolo, as "passas" são as galáxias, e nenhuma delas ocupa um lugar especial (a não ser que você se encontre demasiadamente próximo à "borda" do bolo, onde a analogia se quebra). Isto é, não existe um centro de expansão.

Além disso, a teoria não explica o que é expandido dentro do bolo. Meio doido, não é mesmo? Na verdade, é bem difícil para a mente humana compreender o real significado do Big Bang, no contexto do espaço-tempo quadridimensional (relembrando: de acordo com a relatividade, tempo e espaço não são entidades separadas).

As descobertas de Hubble marcaram o início da era moderna da cosmologia. Mas como foi que ele constatou, observando por um telescópio, que as galáxias estão se afastando?

O segredo está nas cores...

O que Hubble detectou, como resultado de suas observações, foi um desvio para o vermelho das ondas luminosas provenientes das galáxias, e isso indica que elas estão se distanciando de nós.

Trata-se de um efeito análogo ao clássico efeito Doppler, que percebemos, por exemplo, no som do motor de um automóvel que passa por nós, mudando de tom ao se afastar. A frequência das ondas sonoras é maior na aproximação e menor no afastamento:

Fenômeno similar acontece com as galáxias observadas por Hubble, cuja dispersão é demonstrada pelo alongamento das ondas luminosas (menor frequência). Se elas estivessem se aproximando, o desvio seria para o azul (maior frequência).

E foi verificando a intensidade do efeito (o redshift*) em galáxias mais e menos distantes que Hubble chegou à conclusão de que, quanto mais distantes estiverem as galáxias, maior a velocidade de afastamento (a já citada lei da expansão de Hubble).

Os átomos são formados por prótons e nêutrons (núcleo) e elétrons em órbita. Um elemento químico é um conjunto de átomos com o mesmo número atômico (Z), isto é, a mesma quantidade de prótons. Elementos leves são aqueles com menor número atômico.

A teoria do Big Bang prevê uma abundância de elementos leves no universo (hidrogênio, hélio e lítio). Esses elementos teriam se formado nos instantes iniciais, logo após a ruptura da singularidade (o instante inicial).

Dados experimentais revelam que tal abundância é um fato, e isso é uma forte evidência de que houve um Big Bang. Sem esse evento primordial, não existiriam as condições necessárias para a nucleossíntese que produziu esses elementos nos primeiros minutos do universo.

Nucleossíntese é a formação de elementos mais pesados (com maior número atômico) a partir de elementos mais leves. No interior de estrelas, por exemplo, átomos de hidrogênio são fundidos, gerando hélio.

De acordo com o modelo do Big Bang, a evolução inicial do universo seguiu a seguinte sequência de eventos:

• No primeiro segundo, não havia átomos. Partículas subatômicas estavam soltas, compondo um oceano de nêutrons, prótons, elétrons, anti-elétrons (pósitrons), fótons e neutrinos, em um ambiente extremamente quente: a temperatura era da ordem de 10 bilhões de graus.
• Com o gradual resfriamento do universo, os nêutrons decaíam em prótons e elétrons ou combinavam-se com prótons formando deutério (um isótopo do hidrogênio). Durante os três primeiros minutos, a maior parte do deutério combinou-se gerando hélio. Pequenas quantidades de lítio também foram produzidas nesse período.

Esse processo é chamado de nucleossíntese primordial ou nucleossíntese do Big Bang (Big Bang nucleosynthesis - BBN), a mais fundamental de todas, pois deu origem aos primeiros e mais leves elementos.

Resta saber se tal narrativa é coerente com as condições do universo atual. Em outras palavras, a composição química e densidade da matéria existente são o que se espera de uma evolução a partir do início acima descrito?

Vejamos o que revelam os resultados experimentais...

Segundo o modelo padrão da cosmologia, o Λ-CDM (= Lambda-CDM), o universo baseia-se em três componentes fundamentais:

• Lambda (Λ): a constante cosmológica, que está associada à energia escura, responsável pela expansão acelerada.
• Matéria escura fria (CDM - cold dark matter): um tipo ainda misterioso de matéria, que não enxergamos mas que sabemos existir devido a seus efeitos gravitacionais.
• Matéria bariônica ou matéria ordinária: o tipo de matéria que conhecemos, feita de átomos. Informalmente, também chamada de matéria normal.

Os parâmetros cosmológicos utilizados nesta série de artigos baseiam-se nos resultados obtidos a partir do estudo da radiação cósmica de fundo por missões espaciais dedicadas à cosmologia. A missão WMAP, da NASA, que entre 2001 e 2010 forneceu as primeiras medições de alta precisão, foi pioneira em determinar diretamente a densidade da matéria ordinária, e sua equipe científica concluiu que ela representa apenas 4,6% do conteúdo total de energia-matéria do universo.

Anos mais tarde, a missão Planck, da Agência Espacial Europeia (ESA), refinou ainda mais essas medições, utilizando instrumentos mais sensíveis e maior resolução. Os novos resultados confirmaram de maneira impressionante os valores encontrados anteriormente, ajustando-os apenas dentro de margens ainda menores de incerteza estatística e consolidando a chamada era da cosmologia de precisão. O percentual de matéria ordinária foi ajustado para 4,9%.

Esses valores obtidos a partir da radiação cósmica de fundo são consistentes com as previsões da nucleossíntese primordial, que descreve a formação dos elementos leves nos primeiros minutos após o Big Bang.

No entanto, ao observarmos o universo atual, surge uma questão interessante: não encontramos diretamente todo o volume desses elementos leves em seu estado original, pois uma grande parte deles se fundiu em elementos mais pesados no interior das estrelas.

Por isso, nas pesquisas sobre a nucleossíntese primordial, os cientistas se concentram em observações de regiões do espaço onde a maior parte da matéria ainda se encontra em condições muito próximas das originais, ou seja, cuja composição seja a mais preservada possível.

Regiões desse tipo podem ser encontradas em galáxias próximas, onde ainda há abundância de elementos leves que não sofreram transformações significativas, e também em áreas onde predominam gases e poeira cósmica.

Nas análises espectroscópicas da luz proveniente dessas "amostragens" do universo, constata-se um percentual de aproximadamente 24% de hélio - exatamente o valor previsto para a nucleossíntese primordial com base na densidade de matéria bariônica indicada pela radiação cósmica de fundo.

O gráfico abaixo, divulgado pela equipe científica da WMAP, ilustra a relação prevista entre a densidade de matéria bariônica e a abundância de deutério, hélio e lítio produzidos na nucleossíntese primordial.

Temos, então, um teste independente e quantitativo da nucleossíntese primordial - mais uma confirmação notavelmente precisa das previsões da teoria do Big Bang.

Em 1948, o físico russo George Gamow (1904-1968) lançou a hipótese de que todos os elementos químicos, inclusive os mais pesados, teriam sido produzidos no universo primordial. Sugeriu então a seu aluno Ralph Alpher (1921-2007) que realizasse os cálculos para verificar essa suposição.

Alpher assumiu a tarefa como parte de sua tese de doutorado e, na maior parte do trabalho, contou com a colaboração do físico norte-americano Robert Herman (1914-1997). Ao final, os resultados mostraram exatamente o oposto do que previa a hipótese de Gamow: os elementos mais pesados não poderiam ter sido formados naquele estágio inicial do universo.

A razão é simples e decisiva. Os nêutrons, fundamentais para a formação de núcleos atômicos mais complexos, decaem em cerca de dez minutos após sua formação. Esse intervalo é insuficiente para que ocorram reações nucleares capazes de produzir elementos como carbono, oxigênio, silício, enxofre e ferro - que surgiriam muito mais tarde, no interior das estrelas.

Elementos ainda mais pesados que o ferro são formados de duas maneiras: nas camadas externas de estrelas supergigantes e nas violentas explosões estelares conhecidas como supernovas.

Esses eventos lançam os elementos pesados pelo universo. Todo o carbono em que se baseia a vida na Terra tem, literalmente, origem na poeira estelar. Como declarou Carl Sagan: "Somos feitos de poeira de estrelas. Somos uma maneira de o Cosmos se autoconhecer."

A existência da radiação cósmica de fundo em micro-ondas (Cosmic Microwave Background - CMB - radiation) foi prevista pela primeira vez por Ralph Alpher, em 1948, como um subproduto de sua pesquisa sobre a nucleossíntese do Big Bang, desenvolvida em parceria com Robert Herman e George Gamow.

Ele só foi reconhecido formalmente por sua obra em julho de 2007, quando recebeu a Medalha Nacional de Ciência dos EUA. Alpher faleceu no mês seguinte, com 86 anos de idade.

Se o universo primordial era muitíssimo mais denso do que atualmente, conforme previsto pela teoria do Big Bang, esse ambiente deve ter sido extremamente quente, esfriando gradativamente no decorrer da expansão.

A CMB é um vestígio remanescente desse imenso calor.

A radiação foi acidentalmente detectada em 1965, pelos físicos norte-americanos Arno Penzias e Robert Wilson, na companhia americana Bell Telephone Laboratories, em Murray Hill, Nova Jersey. Ela era a fonte de um ruído excessivo em um receptor de rádio que eles estavam construindo.

Por coincidência, os pesquisadores Robert Dicke, Jim Peebles, Peter Roll e David Wilkinson, da vizinha Universidade de Princeton, estavam elaborando um experimento para tentar identificar a CMB. Quando souberam dos resultados nos Laboratórios Bell, imediatamente concluíram que a radiação cósmica já havia sido descoberta.

Dois artigos a respeito foram publicados no Astrophysical Journal (vol. 142, 1965): um da autoria de Penzias e Wilson, detalhando as observações, e outro de Dicke, Peebles, Roll e Wilkinson, apresentando a interpretação cosmológica (links nas referências).

Em 1978, pela autoria da descoberta, Penzias e Wilson dividiram o Prêmio Nobel de Física.

A CMB, atualmente, é muito fria, apenas 2,725 K acima do zero absoluto. Ela se manifesta na faixa das micro-ondas e é invisível a olho nu. Mas é uma pista contundente da ocorrência do Big Bang.

Apesar de sua baixa temperatura, ela pode ser encontrada em toda parte. Se pudéssemos enxergar micro-ondas, veríamos todo o céu brilhando com uma luminosidade espantosamente uniforme em todas as direções. Algo como a figura abaixo, que exibe uma cor simulada, representando a temperatura da radiação ao longo do céu inteiro:

É isso mesmo, você veria apenas uma cor, pois a temperatura apresenta uma uniformidade de ordem maior do que uma parte em mil. Este é um convincente fator de interpretação da radiação como sendo o calor remanescente do Big Bang.

Seria muito difícil imaginar uma fonte local de radiação com tal uniformidade. Muitos cientistas tentaram conceber explicações alternativas sobre o que causou a CMB, mas nenhuma delas se mostrou aceitável.

Quando o universo Observável tinha a metade de seu tamanho atual, a densidade da matéria era oito vezes maior e a CMB, duas vezes mais quente. E quando ele tinha apenas um centésimo do tamanho atual, a temperatura da CMB era cem vezes maior: cerca de 273 kelvin (0°C), a temperatura em que a água congela - isto é, 273 graus acima do zero absoluto, o limite inferior teórico da temperatura, no qual a agitação térmica atinge seu valor mínimo permitido pela mecânica quântica.

Além da CMB, o jovem universo era preenchido por um gás quente de hidrogênio, com densidade de aproximadamente 1000 átomos por centímetro cúbico.

Retrocedendo ainda mais no tempo, quando o universo observável tinha apenas um centésimo de milionésimo do tamanho atual, sua temperatura alcançava cerca de 273 milhões de kelvin, e a densidade da matéria era comparável à do ar na superfície terrestre. Em temperaturas tão elevadas, os átomos de hidrogênio não podiam existir: estavam completamente ionizados* em prótons e elétrons livres.

Por isso, durante a maior parte da história inicial do universo, não existiam átomos, mas apenas elétrons livres e núcleos atômicos. Nessas condições, os fótons* da CMB interagiam continuamente com os elétrons, sendo desviados a todo instante. Eles se propagavam pelo universo primordial de maneira semelhante à luz óptica atravessando um nevoeiro muito denso.

Essa interação incessante entre fótons e elétrons impõe à radiação um padrão muito particular de distribuição de energias, chamado espectro térmico ou espectro de corpo negro: o mesmo tipo de espectro emitido por qualquer corpo aquecido que esteja em equilíbrio térmico. De acordo com a teoria do Big Bang, a CMB necessariamente deveria apresentar esse tipo de espectro.

Essa previsão foi confirmada pela primeira vez com extraordinária precisão pelo instrumento FIRAS, projetado especificamente para medir o espectro da CMB, a bordo do satélite COBE (Cosmic Background Explorer), da NASA.

O gráfico a seguir mostra a previsão teórica para o espectro energético da CMB em comparação com as medições realizadas pelo FIRAS. O experimento mediu o espectro em 34 pontos equidistantes ao longo da curva prevista para um corpo negro. As diferenças em relação à teoria são tão pequenas que sequer podem ser distinguidas na figura, permanecendo ocultas sob a curva teórica - uma concordância que constitui mais um sólido suporte observacional à teoria do Big Bang.

Cerca de 380.000 anos após o Big Bang, quando o universo tinha aproximadamente onze centésimos do tamanho atual, ele esfriou o suficiente para que prótons e elétrons se combinassem, formando átomos neutros - principalmente hidrogênio, mas também hélio. Esse processo é conhecido como recombinação.

A partir desse momento, os fótons da CMB passaram a interagir muito fracamente com a matéria, podendo viajar livremente em linhas retas pelo espaço. O comportamento desses fótons, atravessando o jovem universo, é análogo à propagação da luz óptica na atmosfera terrestre.

Ao ar livre, a luz move-se em linha reta, mas gotas de água em uma nuvem são muito eficazes em provocar sua dispersão. É por isso que, em um dia nublado, conseguimos enxergar apenas até a parte inferior das nuvens opacas.

Cosmólogos que estudam a CMB conseguem observar grande parte do universo pregresso, até o limite imposto pela época em que ele era opaco. Em outras palavras, só é possível "enxergar" a partir de aproximadamente 380.000 anos após o Big Bang.

Essa "parede de luz" recebe o nome de superfície da última dispersão, pois corresponde ao último momento em que os fótons da CMB sofreram espalhamento significativo ao interagir com elétrons livres da matéria.

Quando construímos mapas de temperatura da CMB, estamos, na verdade, mapeando essa superfície.