cosmologia

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sua origem, evolução e seuestado atual – começava, então,

Entre o final do século 19 e as primeiras décadas do século passado, estávamos maravilhados com o diminuto mundo atômico e ainda não percebíamos que o universo, em grandes escalas, nos guardava surpresas ainda mais interessantes e desafiadoras. Não sabíamos sequer que existiam galáxias. Os poucos objetos estranhos então observados no céu ganhavam o nome de ‘nebulosas’, dada a sua aparência. Mais tarde, para espanto até da comunidade científica, foram reconhecidos como enormes conjuntos de estrelas, como a nossa Via Láctea. Ironicamente, nessa época, nebuloso também era o nosso conhecimento sobre o universo. Não sabíamos quase nada sobre ele e nos limitávamos às observações ópticas do céu, pois nem mesmo a radioastronomia havia sido criada. A cosmologia – que estuda o universo como um todo, tentando explicar a engatinhar rumo à aventura espetacular da descoberta do cosmos.

Thyrso Villela Neto Divisão de Astrofísica, Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais (SP)

A aventura espetacular da descoberta do universo

F Í S I C A Cosmologia

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A cosmologia contou com vários fatores que contribuíram para o seu grande desenvolvimento no último século: teorias e modelos mais elaborados e observações do céu cada vez mais numerosas e precisas. Entre estas últimas, se destacam a abertura de novas janelas para o universo – como a proporcionada pela radioastronomia –, bem como a possibilidade de colocar telescópios no espaço, livres da influência da atmosfera terrestre.

No início do século passado, os astrofísicos dispunham de poucas informações sobre o céu e, conseqüentemente, não podiam fazer muitas inferências cosmológicas. Medir grandes distâncias no universo sempre foi um enorme desafio para os astrônomos. Esse problema começou a ser minimizado em 1912, quando a norte-americana Henrietta Leavitt (1868-1921), ao estudar estrelas variáveis conhecidas como cefeidas, descobriu que existe uma relação entre o período de variação do brilho dessas estrelas e sua luminosidade intrínseca, de forma que, quanto maior for esse período, maior também será a luminosidade.

Assim, passou a ser possível estimar grandes distâncias no universo, pois essas estrelas podem ser consideradas como uma espécie de padrão de calibração para distâncias astronômicas. Espera-se que as cefeidas apresentem sempre o mesmo com- portamento, independentemente de onde estejam, possibilitando, dessa forma, uma estimativa direta da distância a partir da medida do período de variação de sua luminosidade. Uma contribuição fabulosa!

Também a partir de 1912, outro norte-americano, Vesto Slipher (1875-1969), começou um trabalho monumental ao fazer observações sistemáticas de nebulosas. Ele desconfiou que as nebulosas espirais e algumas elípticas estavam se afastando de nós com grandes velocidades, de forma que considerá-las como membros da Via Láctea passou a ser algo questionável. Eram as primeiras evidências de que o universo estava se expandindo.

Um grande debate

Simultaneamente a essas descobertas, baseadas na observação, outra revolução no campo da teoria estava acontecendo. Em 1916, o físico alemão Albert Einstein (1879-1955) propôs a teoria da relatividade geral e mudou a forma como encaramos a gravidade. Em fenômenos que não envolvem massas gigantes – a partir das solares – e velocidades próximas à da luz (300 mil km/s), as diferenças entre a teoria da gravitação proposta no século 17 pelo

Representação artística da Via Láctea, que abriga o nosso sistema solar.

A Via Láctea é uma entre as bilhões de galáxias do universo junho de 2005 • CIÊNCIA HOJE • 21

2 • CIÊNCIA HOJE • vol. 36 • nº 216 físico e matemático inglês Isaac Newton (1642- 1727) e a de Einstein são mínimas. No entanto, a relatividade geral conseguiu explicar as anomalias na órbita do planeta Mercúrio, encontradas 60 anos antes pelo francês Urbain Leverrier (1811-1877), bem como prever com exatidão como a luz é influenciada por um campo gravitacional, o que foi comprovado em um eclipse total do Sol observado por expedições científicas em 1919 na cidade de Sobral (Ceará) e na ilha de Príncipe, na costa oeste africana.

Assim como outros cientistas da época, Einstein achava que o universo era estático e, por isso, alterou parte das equações de sua teoria – que admitiam a possibilidade de expansão do universo –, de forma que ela espelhasse esse consenso. Ele fez essa modificação por meio da introdução de um termo que ficou conhecido como constante cosmológica, que serviria para ‘frear’ essa expansão.

Em 1915, Slipher publicou um trabalho no qual mostrou observações de 15 nebulosas, sendo que 1 delas apresentavam um deslocamento dessa luz para a faixa do vermelho. Eram fortes evidências de que as nebulosas estavam mesmo se afastando de nós. Como elas ainda não eram consideradas objetos extragalácticos, esse trabalho sofreu severas críticas, embora Slipher tenha recebido aplausos quando apresentou esse resultado na reunião da Sociedade Astronômica Americana, em agosto de 1914. Em 1917, o holandês Willem de Sitter (1872-1934) obteve uma solução para as equações de Einstein que admitia um universo em expansão e Slipher publicou outro trabalho, agora com mais dados, no qual cogitou que a Via Láctea não estaria em repouso em relação às nebulosas. Slipher calculou que a velocidade desse deslocamento relativo seria de 700 km/s e deu um passo intelectual muito importante ao dizer que as nebulosas espirais são sistemas estelares vistos a grandes distâncias. Em 1920, um grande debate foi estabelecido entre Herber Curtis (1872- 1942) e Harlow Shapley (1885-1972) sobre a natureza das nebulosas. Curtis defendia a idéia de que elas não pertenciam à Via Láctea, enquanto Shapley dizia que elas seriam objetos da nossa galáxia. Pouco mais tarde, as observações astronômicas mostrariam que Slipher e Curtis estavam certos e seriam prenúncios das surpresas que o universo nos reservava.

O átomo primordial

Em 1922, o russo Aleksandr Friedmann (1888-1925) também percebeu que as equações da gravitação de Einstein poderiam descrever um universo em expansão. Essa solução implicava que o universo teria surgido em um dado momento no passado e que os objetos cósmicos estariam se afastando de nós. Toda a matéria teria sido criada nesse momento. De forma independente, o padre e astrônomo belga Georges Lemaître (1894-1966) notou, em 1927, que

O astrônomo Edwin Hubble (na imagem olhando o espaço através do telescópio do Observatório de Monte Wilson) demonstrou nos anos 20 que as nebulosas estavam fora da Via Láctea e que as galáxias se afastavam umas das outras junho de 2005 • CIÊNCIA HOJE • 23 existia uma solução das equações de Einstein que indicavam um universo em expansão.

Em meados da década de 1920, o astrônomo norte-americano Edwin Hubble (1889-1953) determinou a distância de uma nebulosa na constelação de Andrômeda, usando, para isso, uma estrela cefeida. Estava demonstrado que as nebulosas tinham natureza extragaláctica. Em 1929, Hubble, observando mais galáxias e utilizando dados de Slipher, concluiu que elas se afastam mais rapidamente quanto mais longe estão de nós, estabelecendo um dos pilares observacionais da cosmologia moderna, conhecido como lei de Hubble.

Na verdade, o que ocorre é um afastamento mútuo entre as galáxias: qualquer observador que porventura estivesse em qualquer galáxia observaria exatamente o mesmo quadro. É como se todas as galáxias fossem pontos distribuídos na superfície de uma bola que aumenta de volume. Todos os pontos dessa superfície se afastam uns dos outros à medida que o volume da bola aumenta.

No início da década de 1930, Einstein, depois de tomar contato com os resultados de Hubble – ou seja, a constatação de que o universo está mesmo em expansão –, considerou sua constante cosmológica como o maior erro científico de sua vida. Mas, ironicamente, resultados recentes – como iremos discutir adiante – mostraram que Einstein, mais uma vez, podia estar certo. Em 1933, Lemaître publicou um trabalho no qual sugeriu a idéia de um átomo primordial para explicar o início do universo.

Um começo muito quente

O advento da teoria da relatividade geral e a suposição do princípio cosmológico – ou seja, a idéia de que o universo, em grandes escalas, é homogêneo e que as suas propriedades são as mesmas em qualquer direção do espaço – levaram à construção de um modelo para explicar a origem, a evolução e a estrutura do universo. Esse modelo ficou conhecido como ‘Hot Big Bang’ – ou, mais popularmente, como apenas Big Bang –, e faz as seguintes suposições: i) o universo está em expansão, o que explica a recessão (ou afastamento mútuo) das galáxias, daí a analogia – de certa forma errônea – com uma explosão e o termo Big Bang (grande explosão); i) o universo se iniciou em um estado de altas temperaturas – daí o qualificativo Hot (quente) –, o que explicaria a formação de elementos químicos leves (hidrogênio, hélio etc.) e a existência de uma ‘energia residual’, ou ruído, que permearia todo o cosmos e seria o resquício da época em que essas altas temperaturas reinavam no universo. Esse modelo ganhou forma na década de 1940, quando o russo George Gamow (1904-1968), que havia sido aluno de Friedmann, refinou, juntamente com os norte-americanos Ralph Alpher e Robert Herman (1914-1997), a idéia do átomo primordial de Lemaître para explicar a formação dos elementos químicos.

Segundo pilar

A nucleossíntese primordial é o processo que explica a formação de elementos químicos no início do universo. Esse processo, segundo o modelo do Big Bang, ocorreu nos primeiros três minutos de vida do universo, pois a temperatura e a densidade nesse período eram apropriadas para a formação de elementos leves, como hidrogênio, hélio, deutério e lítio. Sabemos hoje que cerca de 25% da massa do universo estão na forma de hélio. Contudo, a maior parte do hélio produzido no universo, pelo processo de fusão de dois átomos de hidrogênio (núcleo formado por um próton) no núcleo das estrelas, continua no interior estelar. Além disso, sabemos que, no máximo, 10% do hidrogênio disponível no universo passaram por esse processo de conversão em hélio nos caldeirões estelares.

Também sabemos que o hidrogênio se encontra, geralmente, na forma de átomos simples e não como isótopos mais pesados desse elemento, como deutério (um próton e um nêutron) ou trítio (um próton e dois nêutrons). Deutério não é produzido nas estrelas; pelo contrário, é destruído no interior delas devido às altas temperaturas ali reinantes. Assim, a abundância e a distribuição uniforme de elementos leves no universo são difíceis de ser explicadas, a não ser que seja atribuída a eles uma origem primordial. As observações das abundâncias de elementos leves no universo formam, assim, o segundo pilar observacional do modelo do Big Bang.

Terceiro pilar

Entretanto, uma das observações astronômicas mais fantásticas do século passado refere-se à constatação de que todo o universo é permeado por um ruído

24 • CIÊNCIA HOJE • vol. 36 • nº 216 eletromagnético muito fraco. Independentemente da direção em que se observa o céu, esse ruído se mostra presente. O Big Bang previa que a ‘energia residual’ do início do universo teria uma temperatura, hoje, entre 5 e 10 K (kelvin) – entre -268 e -263 oC (graus celsius negativos) – e seria observada em qualquer região para a qual se apontasse um detector.

O ruído que se observa hoje no céu tem uma temperatura de 2,7 K, que é muito próxima daquela prevista pelo modelo. Essa temperatura nos permite deduzir que a intensidade máxima dessa energia se encontra na faixa de microondas. Por essa razão, ela é tecnicamente denominada radiação cósmica de fundo em microondas (RCFM). A RCFM foi descoberta, acidentalmente, há 40 anos, pelos norte-americanos Arno Penzias e Robert Wilson. Essa descoberta é considerada como uma das mais importantes da história da cosmologia observacional e, por isso, Penzias e Wilson ganharam o prêmio Nobel de Física de 1978. Essa evidência observacional é o terceiro pilar que sustenta o Hot Big Bang.

Estado estacionário

Naturalmente, uma idéia como a do Hot Big Bang para explicar a origem do universo encontrou fortes resistências. Na verdade, foi o britânico Fred Hoyle (1915-2001), que não gostava dessa idéia, quem chamou essa possibilidade, em tom jocoso, de Big Bang, e o apelido ‘pegou’. A tradução do termo Big Bang encerra controvérsias: comumente, o termo utilizado é ‘grande explosão’, mas há variantes como ‘estrondão’ e outras. Essa tradução usual leva, em geral, a uma má interpretação da idéia do Big Bang, pois não houve uma explosão em um dado ponto do espaço, como somos levados a pensar. Na realidade, a criação do espaço e do tempo correspondia à própria criação do universo. Essas duas entidades estão unidas de forma indissociável no chamado contínuo espaço-tempo, um cenário de fundo em que os eventos ocorrem. Mas o que importa é a idéia utilizada para explicar fenômenos que saíram naturalmente de algumas equações antes mesmo que as observações fossem feitas!

Os austríacos Hermann Bondi e Thomas Gold (1920-2004), juntamente com Hoyle, desenvolveram, em 1948, um modelo de universo que ficou conhecido como ‘estado estacionário’, que pressupunha a criação contínua de matéria para compensar o fato de que o universo se expandia. A idéia era mostrar que o universo não se alterava com o passar do tempo. No entanto, as observações astronômicas favoreceram o modelo do Big Bang.

As evidências (ou pilares) observacionais a favor do Big Bang são, como dito anteriormente: i) a recessão das galáxias; i) a abundância de elementos leves; e i) a existência da RCFM. Essas evidências, que confirmaram algumas das previsões desse modelo, fizeram com que ele ficasse conhecido como modelo cosmológico padrão e condenaram ao esquecimento o modelo estacionário. Entretanto, o Big Bang ainda está longe de fornecer uma descrição completa do universo. Ele vem sendo aperfeiçoado continuamente e ainda apresenta fra-

Figura 1Três cenários possíveis segundo a relação

entre a densidade atual de matéria do universo e a chamada densidade crítica (relação indicada pela letra ). A densidade crítica é da ordem de 10 átomos por metro cúbico

Figura 2. O satélite Cobe, da Nasa (agência espacial norteamericana), investigou a chamada radiação cósmica de fundo junho de 2005 • CIÊNCIA HOJE • 25

Dados obtidos pelo Cobe

Espectro de um corpo negro a 2,725 kelvin gilidades. Mas é o melhor modelo que temos hoje para explicar o que observamos no céu.

O futuro do universo

De modo simplificado, podemos dizer que o futuro do universo depende da quantidade de matéria que ele encerra. Mais especificamente, depende da relação entre a densidade atual de matéria e a chamada densidade crítica do universo. Essa última tem um valor de aproximadamente 10 átomos por metro cúbico, que é obtido quando se considera a quantidade de matéria necessária para reverter o processo de expansão do universo – ou dito mais tecnicamente, para tornar o espaço plano, como veremos a seguir. Ela é calculada em função da taxa atual de expansão. Esse valor é muito baixo se o compararmos com o vácuo que se consegue obter em laboratório! A atração gravitacional é que vai decidir se o universo colapsará ou se expandirá para sempre.

A relação entre a densidade atual de matéria e a densidade crítica é comumente denominada pela letra grega (ômega), e dela podemos extrair três cenários: i) se for maior que 1 – ou seja, se a densidade atual de matéria for maior que a densidade crítica –, então a gravidade fará com que o universo colapse – muitas vezes, esse fenômeno é denominado na literatura popular como Big Crunch (grande esmagamento); neste caso, a curvatura do espaço seria positiva, determinando um universo fechado e sem fronteiras (figura 1A); i) se for menor que 1 – ou seja, densidade atual menor que a densidade crítica –, a expansão se dará para sempre, o que significa que o universo terá um fim escuro e gelado; o fim, nesse caso, está ligado à morte térmica devida à exaustão das fontes de energia, porque, se ainda houvesse matéria disponível, o processo de formação estelar poderia continuar, pois galáxias são sistemas gravitacionalmente ligados e, internamente, não sofrem com a expansão global; para < 1, a curvatura é negativa, determinando um universo dito aberto e ilimitado (figura 1B); i) se = 1, o universo também se expandirá para sempre, mas a uma taxa que vai se reduzindo; este é o caso em que a curvatura do espaço é nula e que determina o chamado universo plano (figura 1C). Portanto, determinar a quantidade de matéria do universo é crucial para descobrirmos o nosso futuro.

Impacto profundo

O instrumento Firas (sigla, em inglês, para Espectrômetro Absoluto no Infravermelho Distante), um dos experimentos que compunham o satélite Cobe (sigla, em inglês, para Explorador do Ruído de Fundo Cósmico), mostrado na figura 2, confirmou de forma espetacular, em 1990, que a RCFM realmente tem as propriedades previstas pela teoria – tecnicamente, diz-se que o espectro de energia da RCFM é semelhante àquele que seria emitido por um corpo negro perfeito (aquele que absorve toda e qualquer radiação que incide sobre ele) à temperatura de 2,7 K.

Na figura 3, vê-se que os dados coletados pelo

Firas coincidem de modo muito preciso com a previsão do modelo cosmológico padrão. Esse resultado se tornou uma das mais fortes evidências a favor do Big Bang e indica que matéria e radiação, quando o universo era muito jovem, estavam em um estado de equilíbrio termodinâmico quase perfeito, ou seja, tinham ambos a mesma temperatura. Com a expansão do universo e o seu conseqüente resfriamento, a temperatura dessa radiação atingiu, hoje, aproximadamente 2,7 K (cerca de -270oC), conforme previa o modelo.

Outro resultado obtido pelo Cobe foi a descoberta de pequenas perturbações, da ordem de 10-5 K, na temperatura da RCFM. Essa detecção foi feita, em 1992, pelo experimento DMR (sigla, em inglês, para Radiômetro Diferencial de Microondas). Medir um sinal com intensidade tão baixa foi um dos maiores desafios astronômicos de todos os tempos. Essa descoberta teve um profundo impacto na cosmologia, pois revelou como era o universo há quase 14 bilhões de anos (figura 4A).

Figura 3. Espectro de radiação de um corpo negro perfeito à temperatura de 2,725 K comparado com dados obtidos pelo satélite Cobe para a radiação cósmica de fundo em microondas

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