Introdução à Cosmologia

 O objetivo da Cosmologia é explicar o Universo em termos de uma teoria simples e esteticamente atraente. Entretanto, de todas as ciências, a Cosmologia é a mais exigente em termos de extrapolação de resultados e conceitos, já que as escalas de tempo e distância envolvidas nos problemas cosmológicos são da mesma ordem de grandeza da idade e tamanho do Universo que observamos. Além disso, ao contrário de um experimento em laboratório, não podemos criar (ou não existem) vários universos para que possamos fazer uma análise estatística completa de suas propriedades. Aqui apresentaremos as maiores escalas de distância em que observamos a matéria agrupando-se. Elas são também as maiores observadas pelo ser humano e constituem o que chamamos de ―Universo Observável‖.

Ao estudarmos a distribuição de matéria no Universo, da forma apresentada nesta disciplina, por exemplo, partimos dos menores constituintes para o ―todo‖. É fácil perceber que existe uma hierarquia no Universo, em que matéria vai se juntando para formar uma determinada estrutura que, numa escala maior, comporta-se como uma pequena parte que será juntada às outras para formar uma estrutura ainda maior e assim sucessivamente, até um limite em que o Universo torna-se homogêneo, isto é, sem estruturas aparentes

A teoria mais aceita no momento é que o Universo foi criado a partir de um estado inicial extremamente denso e quente, com fótons com energias inimagináveis e pares de partículas sendo criados e aniquilados a cada instante.

 As galáxias mais próximas são brilhantes e permitem um estudo mais detalhado de suas propriedades. À medida que observamos objetos mais e mais distantes, fica mais difícil medir a radiação emitida e por essa razão astrônomos e cosmólogos sempre estão desenvolvendo técnicas de observação e instrumentos mais sensíveis. Olhando ―mais fundo‖ no Universo, é possível estimar a época de nascimento e a evolução das galáxias e a sua distribuição inicial no espaço. Essa distribuição descreve as chamadas estruturas em grande escala. Não sabemos exatamente em que época isso aconteceu, porque temos muito pouca informação sobre esse período do Universo, mas sabemos que isso deve ter acontecido quando o Universo tinha entre 100 milhões e 1 bilhão de anos de idade.

Em contraste, sabemos muito mais sobre o Universo mais jovem, com cerca de 380 mil anos de idade! Esse período é explorado a partir das informações que extraímos do estudo da Radiação Cósmica de Fundo de Microomdas (doravante RCFM), descoberta por Arno Penzias e Robert Wilson em 1965, e da sua associação com o estado primordial denso e quente, do Universo, mencionado anteriormente.

A figura abaixo mostra a evolução do Universo com a Terra, nos dias de hoje. Conforme olhamos para pontos mais e mais longe, para a esquerda, olhamos para objetos mais e mais distantes de nós e, como consequência, cada vez mais jovens, pois mais distante no espaço significa mais distante no tempo, por conta do limite da velocidade da luz. Propriedades dos objetos mais próximos podem ser medidas diretamente com os equipamentos disponíveis atualmente para os astrônomos, de modo que a Figura é mais precisa no lado direito. À medida que nos afastamos, nosso conhecimento baseia-se menos nas observações diretas e mais nos cálculos e no conhecimento que temos sobre as leis da Física.

O MODELO COSMOLÓGICO PADRÃO

Até cerca de 1950, a Cosmologia era uma ciência essencialmente teórica, com praticamente nenhum suporte observacional ou atividade experimental que pudesse validar os modelos de Universo então vigentes.

Esses modelos possuíam as mais diversas características e a imensa maioria evoluiu a partir das soluções das equações da Teoria da Relatividade Geral, ou TRG, onde Albert Einstein propôs a descrição do movimento de corpos em referenciais acelerados. Nos últimos dez anos, alguns fatos experimentais, em conexão com a TRG, criaram um paradigma de modelo cosmológico, conhecido como Modelo Cosmológico Padrão (doravante MCP). Embora não seja um consenso na comunidade cientifica, o MCP é o que melhor descreve o Universo que observamos e baseia-se nos seguintes pontos:

1.Não há região ou observador no espaço que ocupe uma posição preferencial em relação a outra qualquer. Essa afirmativa é conhecida como o Princípio Cosmológico.

2. Universo é homogêneo e isotrópico em escalas suficientemente grandes;

3. A existência da RCFM, a grande abundância de determinados elementos químicos leves (hidrogênio, deutério, hélio e lítio) e a observação da velocidade relativa de afastamento de galáxias distantes, que são observações que dão consistência ao MCP.

O item 1 foi enunciado originalmente por Nicolau Copérnico em fins do século XV, recebendo o nome de Princípio Copernicano e vem sendo utilizado na imensa maioria dos modelos cosmológicos desde então. Como praticamente todos os processos, observados na evolução das estrelas e galáxias, podem ser descritos em termos da Física conhecida, acredita-se que as leis que descrevem os fenômenos físicos da nossa Galáxia são as mesmas em qualquer parte do Universo. Essa crença vem de podermos observar e descrever fenômenos que ocorrem em galáxias distantes com exatamente o mesmo formalismo matemático usado para descrever fenômenos locais. O item 2 foi verificado com mais detalhes nos últimos anos com base em resultados de diversos levantamentos de distâncias de galáxias (os ―redshift surveys‖, Podemos citar, como exemplo, o Center for Astrophysics/CfA Survey, o Sloan Digital Sky Survey/SDSS, o Six Degree Field Survey/6zdF, o Automated Plate Measuring/APM Survey (figura abaixo), entre outros. O Redshift (do inglês, deslocamento para o vermelho) é uma propriedade observada nas linhas espectrais das galáxias, que são deslocadas para maiores comprimentos de onda, na direção da parte vermelha do espectro eletromagnético (região de menor energia). Esse deslocamento é tanto maior quanto mais distante estiver a galáxia observada. Essa variação da frequência em função do movimento do corpo emissor é conhecida como efeito Doppler.

O item 3 apresenta as evidências observacionais que sustentam o MCP, sendo que a abundância dos elementos químicos nos traz informações sobre o processo da nucleossíntese primordial, a RCFM reflete o estado de equilíbrio termodinâmico no Universo jovem e a velocidade de recessão das galáxias distantes é a maior evidência do processo de expansão do Universo.

O cenário previsto pelo MCP, baseado nos pontos acima e as melhores observações disponíveis, sugere que o Universo foi criado há cerca de 13,7 bilhões de anos, a partir de um estado de densidade, temperatura e pressão infinitas. Esse processo é conhecido como BIG BANG (Grande Explosão) e o Universo começou a expandir-se e resfriar-se a partir desse instante, considerado o ―instante zero (t=o)‖.

No modelo, após o inicio, até cerca de 0,01 segundos, a temperatura era muito alta e havia formação e aniquilação incessante de pares de partículas elementares. Após a temperatura cair para valores abaixo de 1 bilhão de graus K, a produção e aniquilação de pares e as reações nucleares cessaram, deixando como resultado elétrons, prótons e nêutrons (nossos conhecidos, que formam a matéria comum que constitui a Terra e as moléculas orgânicas a partir das quais nosso organismo é formado). Também restaram fótons eneutrinos, partículas difíceis de serem detectadas e que possuem massa extremamente pequena (cujo valor foi recentemente estimado), e carga elétrica nula.

A combinação de prótons e nêutrons deu origem aos primeiros elementos químicos formados no Universo: deutério (D), hélio (He) e lítio (Li). Com o Universo em expansão e consequente resfriamento, a temperatura atingiu o valor de 3000 K, 380 mil anos após a explosão. Nesse momento, prótons e elétrons - que encontravam-se livres até então - começaram a combinar-se para formar átomos de hidrogênio e o plasma de matéria e radiação deixou de existir. Com a combinação, o processo de interação entre fótons e elétrons, conhecido como espalhamento Thomson, tornou-se insignificante e o 

Universo tornou-se transparente à radiação (Figura abaixo). A trajetória de um fóton, antes limitada devido às colisões sucessivas com os elétrons livres, passou a ser da mesma ordem de grandeza do Universo, foi ai que ele se encheu de luz. Este processo é conhecido como desacoplamento da Matéria com a radiação. 

Devido ao processo de expansão, a temperatura dos fótons da RCFM vem decrescendo proporcionalmente à taxa de expansão, mas mantendo exatamente as mesmas características. Hoje sua temperatura é de aproximadamente 2,7 K, sendo praticamente uniforme em todo Universo.

Como a variação de temperatura é inversamente proporcional à taxa de expansão, podemos estimar o aumento relativo do tamanho do Universo nesse período. Se a temperatura na época do desacoplamento entre a matériae a radiação era cerca de 3000 K, e a temperatura atual é da ordem de 3 K (a temperatura equivalente de um objeto imerso em hélio líquido), o fator de decréscimo foi 1000 (3000/3). Logo, o Universo hoje é mil vezes maior que na época da recombinação. Por outro lado, a partir dessa época a matéria estava livre para condensar-se em estruturas que evoluíram e formaram as galáxias que hoje observamos, lembrando que a pressão exercida pela energia dos fótons não mais estava presente. Nesta situação de diminuição da energia os átomos puderam se associar, aumentando a atração gravitacional e proporcionando o colapso das nuvens de hidrogênio primordial, criando as primeiras estruturas do Universo.

Uma das sugestões mais simples e atraentes para explicar esse processo de formação é que a gravidade foi atraindo matéria para regiões que eram inicialmente um pouco mais densas que suas vizinhanças. Durante milhões de anos, esse processo foi acontecendo, sem interrupção, e foi comprimindo essas regiões porque, à medida que mais matéria ia sendo trazida, a gravidade tornava-se mais e mais forte, até que galáxias e outros objetos começaram a se formar. O que foi descrito acima pode ser resumida da seguinte maneira: a dinâmica do Universo pode ser descrita pela Teoria da Relatividade Geral e o suporte observacional é dado pelas observações da RCFM, da velocidade de recessão das Galáxias e pela abundância de elementos leves (H, He, D, Li). O paradigma da instabilidade gravitacional é responsável por utilizar as flutuações de matéria para formar as estruturas observadas e é considerado que essas flutuações, não importam o tamanho, tem essencialmente a mesma amplitude, energética em cada época da idade do Universo.