Divisão de Astrofísica, INPE.

INTRODUÇÃO

    Assim, é fácil estender o raciocínio e imaginar que existem fenômenos astronômicos que já aconteceram, mas cuja informação (sinal eletromagnético na forma de ondas de rádio, por exemplo) ainda não chegou até nós porque a fonte encontra-se muito distante da Terra. Além da questão da distância existe o problema da absorção da radiação eletromagnética incidente, em quase todo o espectro eletromagnético, pela atmosfera da Terra. As únicas “janelas” visíveis do solo são a óptica e a faixa em rádio. A figura a seguir apresenta um diagrama que relaciona os comprimentos de onda com o mecanismo de absorção dentro da atmosfera.

    Estudando a radiação eletromagnética emitidas por objetos celestes, podemos estimar a que distância elas se encontram, mapear o Universo e procurar respostas para muitas das perguntas fundamentais formuladas pelo Homem desde que este começou a olhar para o céu... Em última instância, sempre estaremos questionando nossas origens: quem somos? De onde viemos? Para onde vamos? Contudo, parte da motivação para o estudo da Cosmologia vem do aparecimento de questões mais recentes, relacionadas com o desenvolvimento da Ciência em geral, tais como:

Espectro da radiação eletromagnética, de raios gama até ondas longas de rádio. A faixa superior mostra as faixas de radiação acessíveis a observações a bordo de satélites ou foguetes, acima da atmosfera. Na faixa inferior da figura, as regiões que absorvem radiação estão marcadas em cinza.

    A pesquisa fundamental em Cosmologia envolve técnicas e instrumentação extremamente sofisticadas, muitas vezes desenvolvidas especificamente para este tipo de pesquisa. Parte da motivação para se desenvolver os supercomputadores vem da necessidade de se usar processadores mais e mais poderosos para simular a formação e evolução das primeiras galáxias. Além disso, certas condições físicas no Cosmos são tão extremas que jamais poderão ser conseguidas na Terra, de modo que a Cosmologia associa-se à Física para utilizar o Universo como um grande laboratório. Finalmente, o apelo intelectual e o conhecimento das perspectivas sobre o Universo em que vivemos podem servir até como fator de orientação ética, direcionando as idéias do Homem e fornecendo parâmetros para nortear escolhas que podem definir o futuro da nossa espécie. Nesse sentido, a Física, a Astronomia e a Cosmologia não geram conhecimento supérfluo e irrelevante – sua importância é vital.

UNIVERSO EM QUE VIVEMOS

    O objetivo final 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 queremos observar. 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. Nessa seção serão discutidas as maiores escalas de distância em que a matéria consegue se agrupar. Elas são também as maiores observadas pelo homem e constituem o que chamamos de “Universo Observável”.

    Ao estudarmos a distribuição de matéria no Universo, da forma apresentada neste curso, 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 muito denso e quente, com fótons com energias inimagináveis e pares de partículas sendo criados e aniquilados a cada instante. Deixamos para a reflexão do leitor a questão de como o Universo “se organizou”, aparentemente violando a Segunda Lei da Termodinâmica?

    As galáxias mais próximas são brilhantes e permitem um estudo mais detalhado de suas propriedades. À medida que observamos objetos mais e mais distantes, a quantidade de radiação que recebemos é cada vez menor e, por essa razão, astrônomos sempre estão desenvolvendo instrumentos mais sofisticados. Olhando “mais fundo” no Universo, os astrônomos tentam conhecer mais detalhes sobre a época de nascimento das galáxias, sua distribuição no espaço e sua evolução. Essa distribuição é conhecida como estrutura em grande escala. Não sabemos exatamente em que época começou o processo de formação dessas estruturas, 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 300 milhões de anos de idade, conforme dados obtidos pelo satélite Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP), feito pela NASA e lançado em novembro de 2001.

    Em contraste, sabemos muito mais sobre o Universo mais jovem, com menos de 300 mil anos de idade! Esse período é explorado a partir das informações que extraímos do estudo da Radiação Cósmica de Fundo em Microondas (doravante RCF), descoberta por Arno Penzias e Robert Wilson em 1965, e da sua associação com o estado primordial denso e quente mencionado anteriormente.

    A figura que se segue mostra uma fatia do Universo com a Terra, nos dias de hoje, localizada no vértice das duas regiões em forma de pizza. Conforme olhamos para pontos mais e mais longe do vértice, olhamos para objetos mais e mais distantes de nós e, como conseqüência, cada vez mais jovens. Propriedades dos objetos mais próximos podem ser medidas diretamente com os equipamentos disponíveis atualmente para os astrônomos.

    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. As escalas de distância cobertas pelos telescópios ópticos e radiotelescópios vão até cerca de 13 bilhões de anos luz, ou praticamente a borda do Universo (z ~ 6), já que estimamos que ele tenha cerca de 13,9 bilhões de anos. A última medida direta de um observável astronômico é a RCF, com praticamente 13,9 bilhões de anos, e situada em z ~ 1100. Os outros observáveis, tais como neutrinos primordiais e os primeiros núcleos de elementos (H, He, D, Li) somente podem ser estimados de forma indireta.

Fotografia em corte da história do Universo. Regiões mais próximas do vértice encontram-se mais próximas de nós no tempo.

O MODELO COSMOLÓGICO PADRÃO

    A partir do início da década de 90, a combinação dos resultados do satélite COBE (criado pela NASA exclusivamente para observar a RCF) com observações da distribuição de Galáxias e aglomerados em grande escala no Universo, associados à TRG, possibilitaram a criação de um paradigma de modelo cosmológico, conhecido como Modelo Cosmológico Padrão (doravante MCP). Ele é baseado na métrica de Robertson-Walker, nas equações de Friedmann e em observações que dão a sustentação para o MCP. Apesar de ainda deixar uma série de perguntas sem resposta, este modelo é o que melhor descreve o Universo que observamos e é baseado nos seguintes pontos:

Foto do levantamento de galáxias APM, contendo 2 milhões de galáxias e 10 milhões de estrelas, cobrindo cerca de 4.000 graus quadrados, em torno do Pólo Sul Galáctico. Os buracos são áreas excluídas em torno de estrelas brilhantes e aglomerados globulares.

    Os “redshift surveys” atingem distâncias menores que 1 bilhão de parsecs, ou cerca de 3 bilhões de anos luz (correspondendo a um redshift z ~ 0.2). A homogeneidade e isotropia do Universo começam a ser verificadas a partir de distâncias da ordem de 600 milhões de anos luz (cerca de 6x10²⁶ cm, que equivalem a ~ 200 milhões de parsecs ou ~ 6 bilhões de trilhões de quilômetros). Até distâncias dessa ordem ainda são observados diversos tipos de estrutura, tais como vazios, paredes e estruturas filamentares. Desse ponto até o ponto onde se formou a RCF (~ 13 bilhões de anos luz, equivalentes a 1,23x10²⁸ cm ou 120 bilhões de trilhões de quilômetros) existe uma lacuna de informações, mas estimativas teóricas sugerem que esse foi o intervalo de tempo necessário para que a distribuição inicial de matéria evoluísse para formar as primeiras estruturas do Universo.

    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 RCF reflete o estado de equilíbrio termodinâmico no Universo jovem, a aceleração do Universo recentemente observada em medidas de supernovas tipo I e a velocidade de recessão das galáxias distantes são fortes evidências do processo de expansão do Universo.

A EVOLUÇÃO DO UNIVERSO, SEGUNDO O MCP

    O cenário previsto pelo MCP, baseado nos pontos acima, sugere que o Universo foi criado há cerca de 14 bilhões de anos, a partir de um estado de densidade, temperatura e pressão extremamente altas. Esse evento é conhecido como Big Bang (Grande Explosão) e considera-se que o Universo começou a expandir-se e resfriar-se a partir desse instante, considerado o “instante zero (t=0)”. Todas as referências a intervalos de tempo cosmológicos são, em geral, feitas em relação ao “instante zero”. Até cerca de 0,01 segundos, a temperatura era muito alta e havia formação e aniquilação incessante de pares de partículas elementares. Essa época era conhecida como a “fase hadrônica”, quando o plasma de quarks e glúons (constituído dos pares acima mencionados) transformou-se em “hádrons” após a temperatura cair para valores abaixo de 1 bilhão de graus K. Nesse momento, 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 presentes nos organismos vivos). Também restaram fótons e neutrinos, 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 conseqüente resfriamento, a temperatura atingiu o valor de 3000 K, cerca de 300 mil anos após a explosão. Nesse momento, prótons e elétrons - que se encontravam livres até então - passaram gradualmente a se combinar 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 a seguir). 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. Este processo é conhecido como desacoplamento. Devido ao processo de expansão, a temperatura dos fótons da RCF vem decrescendo proporcionalmente à taxa de expansão, mas mantendo exatamente as mesmas características. Hoje sua temperatura é de 2,7260 ± 0.0001 graus 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 matéria e 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 nas galáxias que hoje observamos, já que a pressão exercida pela energia dos fótons não mais estava presente. Os átomos puderam então se associar, aumentando a atração gravitacional e o colapso das nuvens de hidrogênio primordial, criando as primeiras estruturas do Universo.

    Uma das sugestões mais atraentes (e também a mais simples) 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 e 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 desacoplamento da matéria comum da radiação. Na figura à esquerda, o espalhamento Thomson obriga os fótons a percorrerem um caminho aleatório. Após a recombinação, os fótons podem ser propagar livremente pelo Universo.

    O quadro acima pode ser resumido da seguinte maneira: a dinâmica do Universo pode ser descrita pela Teoria da Relatividade Geral e o suporte observacional é dado pelas observações da RCF, da velocidade de recessão das Galáxias, da expansão acelerada hoje observada no Universo 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 que observamos e consideramos que essas flutuações, não importa o tamanho, tem essencialmente a mesma amplitude. As perguntas que o MCP deixa sem resposta, entretanto, são tão interessantes quanto as que ele responde: porque a geometria do Universo deve ser aproximadamente plana? Por que a RCF apresenta flutuações tão pequenas? Quem gerou as flutuações de densidade que evoluíram para formar as estruturas? Onde estão as partículas estranhas, previstas pela Física de Partículas e provavelmente criadas no Universo jovem? As respostas a essas perguntas são tratadas como uma extensão ao MCP e, apesar de interessantes, não serão discutidas nesse texto.

AS OBSERVAÇÕES QUE SUSTENTAM O MCP

    Mas a mais importante descoberta de Hubble foi que as galáxias distantes se afastavam de nós e umas das outras. Seu resultado baseou-se na descoberta de uma relação linear entre a distância D das galáxias até nós (determinada pela relação período-luminosidade, por exemplo) e a velocidade v (determinada pela determinação do redshift das linhas espectrais observadas), através da medida do “redshift” das linhas espectrais. Definimos o “redshift” supondo que o deslocamento é causado pelo efeito Doppler medido nas linhas:

em que l é o comprimento de onda medido na estrela e l 0 é o comprimento de onda da linha em repouso, ou seja, medido no laboratório. Utilizando a relação acima, escrevemos v=zc e podemos escrever: cz = v = H₀.D . A constante H₀ é conhecida como constante de Hubble é 71 ±6 km/s.Megaparsec. Esse valor tem dimensão [t] ^-1, logo é possível, usando os valores medidos de d e v, fazer uma estimativa da idade do Universo (lembrando que 1 Mpc = 1 Mega parsec » 3x10²⁴ cm)

    Note que essa expressão só é linear para pequenos “redshifts” (tipicamente, z < 1). Essas observações mostraram uma “recessão” sistemática e isotrópica, e foram confirmadas até distâncias de centenas de milhões de parsecs. A figura abaixo apresenta um diagrama com as primeiras observações feitas por Hubble e a extrapolação usando medidas de objetos mais distantes. Hubble foi forçado a fazer sua descoberta passo a passo, utilizando Cefeidas, variáveis RR Lyrae e estrelas supergigantes para ir calibrando as distâncias até o aglomerado de Virgem.

Gráfico da Lei de Hubble inclui os dez maiores aglomerados de galáxias.(esquerda) O quadrado no canto inferior esquerdo representa as galáxias observadas por Hubble (Fonte: adaptada de Ferris, pág. 157). O diagrama à direita foi produzido somente com medidas de variáveis Cefeidas feitas pelo Telescópio Espacial Hubble.
(Ref: http://hubblesite.org/newscenter/archive/1999 ).

    Qualquer observador no nosso Universo, situado numa galáxia distante, perceberá exatamente esse mesmo fenômeno. É como se o próprio espaço estivesse se expandindo e um observador em qualquer parte dele visse a mesma expansão, em qualquer direção que olhasse. Em homenagem a Edwin Hubble, a NASA colocou seu nome em um telescópio espacial que foi lançado em abril de 1990. Entre vários resultados espetaculares que o Telescópio Espacial Hubble obteve, nos interessa o “Hubble Cepheid Key Project”. O gráfico à direita da figura anterior é baseado somente em dados coletados pelo Hubble, usando medidas de variáveis Cefeídas para determinar as distâncias. A inclinação da curva nos dá uma estimativa para a constante de Hubble de, aproximadamente, 70 km/s.Mpc. Com o Telescópio Hubble podemos, assim como Edwin Hubble, estudar Cefeidas, só que localizadas a distâncias trinta vezes maiores que as medidas na década de 20.

A RADIAÇÃO CÓSMICA DE FUNDO EM MICROONDAS

    A RCF é uma forte evidência de que o Universo, em uma época distante no passado, era muito mais denso e quente do que é hoje. Para produzir uma radiação com suas características, o Universo deveria ser completamente diferente do que vemos hoje nos céus. Nessa época não existiam ainda planetas, estrelas e galáxias, pois o Universo estava completamente preenchido pelo “plasma primordial”, constituído somente de radiação e partículas elementares extremamente quentes.

    Como já dissemos, a idade do Universo é da ordem de 14 bilhões de anos e, desde sua criação, ele vem se expandindo sem parar. A RCF, formada cerca de 380 mil anos após a criação, foi-se resfriando por causa da expansão e hoje a temperatura medida é de 2,726 graus K. Essa temperatura corresponde à faixa de microondas no espectro eletromagnético e vem de todas as regiões do céu. Além disso, a potência dessa emissão é distribuída num grande intervalo de freqüências, ao invés de estar concentrada numa única freqüência, como acontece com um transmissor de rádio normal.

    O estudo da RCF é feito medindo-se a emissão em todo o intervalo de freqüências e em todas as direções do céu. Das medidas feitas desde sua descoberta, em 1964, concluímos que ela tem praticamente as mesmas características de quando foi criada, exceto pela temperatura, que diminuiu por causa da expansão do Universo. A evolução posterior do Universo, durante o processo de formação de estruturas não afetou a RCF, de modo que a temperatura hoje pode ser relacionada com a temperatura em um redshift qualquer através da relação:

TRCF=T₀(1+z)

    Ela é considerada um resíduo cósmico praticamente intocado e nos dá uma excelente oportunidade de estudar os detalhes do Universo jovem. Para que os cosmólogos sejam capazes de entender a origem e a evolução das estruturas que vemos hoje no Universo, é essencial que saibam como eram as condições físicas que existiam naquela época; as características da RCF são diretamente dependentes dessas condições, de modo que estudar a RCF certamente ajuda a entender melhor a física do Universo jovem.

    O espectro da RCF pode ser entendido como um conjunto de medidas da intensidade em diferentes freqüências. O melhor resultado até a presente data foi obtido pelo satélite COBE e pode ser visto na figura abaixo. O MCP prevê que a RCF deve apresentar um espectro conhecido como espectro de corpo negro, cuja forma depende somente da temperatura do corpo emissor. Essa é a primeira característica marcante da RCF: possui um espectro de corpo negro a temperatura de 2,726 ±0,001 graus K e o pico de emissão na faixa de microondas. Como exemplo comparativo, o espectro de corpo negro do Sol, cuja temperatura é de 6000 K, possui o pico numa freqüência correspondente à luz visível. A explicação mais simples para a forma de corpo negro do espectro da RCF é que o Universo todo se encontrava a uma mesma temperatura durante os primeiros instantes de sua história. O espaço foi todo preenchido rapidamente com gás quente e partículas, todos à mesma temperatura, mas que se expandiam e resfriavam-se rapidamente.

Espectro da RCF medido pelo satélite COBE.
O pico encontra-se próximo da freqüência de 6 cps e possui a forma de um corpo negro a 2,7 graus K.

    A segunda característica importante da RCF é a existência de pequenas variações, em cada ponto do céu, na temperatura de ~ 2,7 K. Essas variações, também chamadas de anisotropias, contém informação sobre a distribuição de temperatura associada à matéria no Universo jovem. Os cosmólogos estimaram que a amplitude das anisotropias é de, aproximadamente, uma parte em 100.000, ou da ordem de 10^-5. Podemos fazer uma comparação para ilustrar essa diferença. Supondo que pudéssemos construir um Monte Everest, com 8,8 km de altura, de gelo totalmente liso, essa amplitude seria comparável a ondulações de pouco mais de 10 cm na superfície do gelo. Apesar de pequenas, acredita-se que elas estão relacionadas às sementes das estruturas extremamente complexas que vemos no céu atualmente.

    Entretanto, era um fato conhecido dos cientistas que seria muito difícil explicar como o Universo passou do “plasma primordial” para o estado extremamente complexo que vemos no céu, caso não se detectasse as anisotropias da ordem de 10^-5, ou seja, se a distribuição das temperaturas da RCF fosse exatamente 2,726 K em todo o céu (Figura 7.8, em cima). Em 1992, o satélite COBE (Cosmic Background Explorer), lançado pela NASA com o propósito de estudar as características da RCF detectou, de maneira conclusiva, que a distribuição de temperatura da RCF apresenta anisotropias da ordem de 10^-5 (figura abaixo, centro). Logo após o resultado do COBE, diversos experimentos confirmaram a existência de flutuações na RCF em diferentes escalas angulares. Em 2003, um outro satélite da NASA, o WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) publicou resultados que mostram, em detalhes, exatamente o mesmo tipo de estrutura medida em 1992 (Figura 7.8, em baixo).

Mapas das flutuações de temperatura, desde as medidas de Penzias e Wilson, passando pelo COBE até o WMAP. As manchas azuis (mais frias) e vermelhas (mais quentes) correspondem às flutuações de temperatura no Universo jovem. As manchas verdes correspondem à T=2,726 K (superior) e T=0 K (central e inferior).

    A interpretação da distribuição das flutuações de temperatura está ligada às flutuações de matéria na época do Universo jovem. Devido ao acoplamento entre matéria e radiação, esperava-se que existissem oscilações no fluido, da mesma forma que o som é causado por oscilações no ar (também um fluido). Ao estudar a distribuição das anisotropias encontrou-se a conseqüência dessas oscilações: uma série de picos, chamados de picos acústicos, que são perfeitamente descritos pela teoria física do oscilador harmônico amortecido (figura a seguir). Esses picos, cuja posição e amplitude variam em função da escala de tamanho dos processos físicos, contêm informações sobre o tipo de matéria que constitui o Universo, qual é a sua idade e se a quantidade de matéria que existe no Universo é capaz de freiar a expansão que hoje observamos.

Espectro de potência angular das flutuações de temperatura da RCF. Em destaque encontram-se os picos acústicos, causados por diferentes processos físicos antes e durante o período da recombinação.

    A terceira característica da RCF é a existência de um grau de polarização devido a uma série de motivos: espalhamento devido à interação com a matéria na última superfície de espalhamento, injeção de radiação durante a formação das primeiras estrelas e a distorção do espaço-tempo causada por ondas gravitacionais produzidas durante o período inflacionário. A polarização só começou a ser medida efetivamente nos últimos três anos, apesar de as primeiras tentativas para detectá-la terem começado na década de 70. Uma onda eletromagnética é dita linearmente polarizada quando o seu campo elétrico se encontra oscilando sempre numa mesma direção. Caso a direção varie com o tempo, a onda será circularmente polarizada. Em geral, um campo de radiação qualquer, que é a superposição de ondas eletromagnéticas polarizadas em todas as direções, apresenta apenas uma porcentagem de sua intensidade total com uma polarização bem definida, gerando um padrão que pode ser mapeado. Para a RCF, esta fração polarizada corresponde de 0,1% a 1% da amplitude das flutuações de temperatura, dependendo do processo físico que deu origem à polarização, sendo, entretanto, sempre linearmente polarizada, visto que resultam de um espalhamento. O mecanismo que causa a polarização e a analogia com a RCF são mostrados na figura abaixo.

Esquema de polarização

    Fenômenos presentes no momento da recombinação produzem polarização através do espalhamento dos fótons pelos elétrons do fluido primordial (espalhamento Thomson), que apresentavam um movimento ordenado seguindo as ondas acústicas que se propagavam no plasma, produziu polarização com uma intensidade da ordem de 1%. Por outro lado, quando as primeiras estrelas de grande massa surgiram (cerca de 200 milhões de anos após o Big-Bang), a luz que elas emitiram foi capaz de ionizar as moléculas de Hidrogênio que permeavam o Universo, num processo conhecido como reionização. Os elétrons liberados durante a reionização puderam interagir com os fótons presentes no meio, inclusive aqueles da RCF, deixando-a com um pequeno grau de polarização, da ordem de 1% para grandes escalas angulares. Além desta perturbação escalar (ondas acústicas), o plasma também sofre a ação de perturbações tensoriais: o espaço-tempo oscila, alongando, comprimindo e torcendo o plasma. O termo tensorial, ao contrário de escalar, indica que a perturbação requer uma orientação definida. Estas oscilações são decorrentes da passagem de ondas gravitacionais produzidas durante a Inflação. O espalhamento dos fótons pelos elétrons no processo de torção do plasma polariza a radiação por uma fração < 0,1%, devido à pequena amplitude das ondas gravitacionais. Este tipo de polarização tem características distintas e permitem uma completa caracterização das ondas gravitacionais que a produziram.

A PRODUÇÃO DOS PRIMEIROS ELEMENTOS QUÍMICOS

    Embora a análise espectral da luz emitida por estrelas e galáxias seja dominada por elementos mais pesados que o hidrogênio e o hélio, aqueles são muito mais raros do que os dois mais leves. Comparativamente, menos de 2% da massa da Galáxia é composta de elementos mais pesados que o hélio. Pode-se aproximar essa abundância dizendo que, se pesarmos toda a massa disponível no Universo, cerca de 75% é hidrogênio, 24% é hélio e 1% corresponde a todo o resto dos elementos presentes na natureza. Os físicos e cosmólogos acreditam que a razão da composição química do Universo ser assim é porque hidrogênio e hélio foram criados nos primeiros instantes do Universo. A primeira análise nas condições extremas do Big Bang foi feita por George Gamow e colaboradores, em 1948, que descobriram que a composição do Universo jovem não deveria conter outros elementos além do H, D, He e Li. Os cálculos atuais indicam que sua distribuição obedece às proporções mostradas na figura a seguir. Já foi visto no capítulo sobre estrelas que praticamente todos os elementos mais pesados que o hélio são formados no interior das estrelas, durante as reações nucleares que as fazem brilhar.

Abundância relativa dos elementos leves em relação ao hidrogênio. A soma dos valores definidos na linha cinza central, para cada um dos elementos à direita, mais a porcentagem relativa ao hidrogênio (da ordem de 0,75), deve ser igual a 1.

    O trabalho teórico sobre a nucleossíntese explicou completamente a origem dos primeiros elementos mais pesados que o hidrogênio e somente restou uma explicação cosmológica para a abundância observada do hidrogênio e do hélio. A teoria de Gamow aplicada ao MCP fornece a proporção exata observada dos dois elementos, sendo que o momento da formação ocorreu entre 0,01 e 100 segundos depois do Big Bang, quando a temperatura era da ordem de 1 bilhão de graus Kelvin. As observações da abundância de hélio no Universo atual permitem determinar, indiretamente, as condições físicas cerca de dois a três minutos após a criação do Universo. A partir desse ponto “para trás”, isto é, na direção do “instante zero”, somente podemos deduzir algo sobre o Universo através de cálculos, simulações e especulações teóricas.

A EVOLUÇÃO DO UNIVERSO

    Conforme mencionamos anteriormente, observamos que as galáxias distantes estão se afastando umas das outras e deduzimos que o Universo está em expansão. Isso nos leva a pensar que o Big Bang foi o começo de tudo. As principais motivações da Cosmologia são medir tamanho, idade e forma do Universo. Por tamanho entendemos a maior distância que podemos estudar; a idade é contada em relação ao instante zero e a forma está ligada à geometria do Universo, definida pela quantidade de matéria existente.

    A Cosmologia tenta traçar um perfil da evolução do Universo da época densa e quente, quando o Universo era composto de uma mistura de gás e radiação em equilíbrio térmico, para o estado extremamente complexo e diversificado que vemos hoje, com galáxias, estrelas e planetas concentrados em certas partes do céu e regiões vazias em outras. As grandes estruturas observadas no céu hoje (aglomerados e superaglomerados de galáxias) parecem ter sido formadas a partir de pequenos desvios do equilíbrio no Universo jovem e a força da gravidade fez com que regiões mais densas (com mais matéria) se expandissem mais lentamente e se aglutinassem para formar os primeiros objetos. Ainda assim, pouco sabemos sobre esse processo de evolução...

    Resultados do satélite WMAP, publicados em 2003, indicam que a formação dos primeiros objetos ocorreu cerca de 200 milhões de anos após o Big Bang, e daí para formação das primeiras galáxias, foram mais algumas centenas de milhões de anos. Acredita-se também que o processo de formação aconteceu das pequenas para as grandes estruturas, com estrelas e aglomerados de estrelas se formando primeiro e se juntando para formar galáxias (uma evolução hierárquica conhecida como “bottom-up”). No final da década de 80, essa idéia de formação “bottom-up” rivalizava com o processo contrário, com os enormes superaglomerados se fragmentando em nuvens menores que formaram estruturas do tamanho das galáxias num processo conhecido como “top-down”.

    Já o destino do Universo é determinado pela sua densidade, geometria e taxa de expansão. Resultados mais recentes, tanto dos satélites COBE e WMAP quanto de observações de aglomerados de galáxias nos “redshift surveys”, sugerem que o Universo é plano, ou seja, que a geometria que descreve as grandes escalas é a chamada geometria “Euclidiana”, nossa velha conhecida. Densidades diferentes definem geometrias esféricas ou hiperbólicas. A figura abaixo mostra exemplos de padrão das anisotropias da RCF para cada uma das três geometrias mencionadas.

Distribuição das galáxias vizinhas até cerca de 2 milhões de anos luz, medidas pelo 2dF Galaxy Redshift Survey. Fonte: http://www.mso.anu.edu.au/2dFGRS/

   Resultados recentes mostram evidências de que existem diversas super-estruturas com dimensões extraordinárias (~ 80 x 100 x 100 Mpc, ~ 70 x 140 x 140 Mpc). Existem ainda evidências, por observações da linha de emissão do hidrogênio da série de Lyman, que encontramos objetos a distâncias até 2700 Mpc, embora eles sejam poucos e espalhados pelo Universo observável (em termos de distribuição angular). De qualquer maneira, a transição entre a região homogênea do Universo (caracterizada pela RCF) e a região irregular (caracterizada pelas estruturas em grande escala) acontece num intervalo de tempo entre aproximadamente 4-8 bilhões de anos-luz. As distâncias envolvidas no estudo das estruturas em grande escala variam de alguns milhões (tamanhos típicos de pequenos grupos de galáxias) a algumas centenas de milhões de anos luz (distâncias da ordem da “Grande Muralha”).

    A combinação de medidas dessas estruturas e das flutuações de temperatura na RCF são as ferramentas mais poderosas de que dispomos hoje para estudar o Universo jovem e responder as questões formuladas no começo desse capítulo. Fazer mapas de galáxias em três dimensões requer um conhecimento de quão distantes os objetos se encontram de nós. Isso é feito a partir da determinação dos redshifts: quanto maior o redshift, maior a velocidade e mais distante o objeto se encontra de nós. Dispomos atualmente de alguns catálogos (2MASS, SDOSS, 2dF, SSDS, etc.), cada um com vários milhões de objetos mapeados, enquanto há 20 anos atrás, o número médio de galáxias com redshift conhecido era de apenas 2700.

    O objetivo de mapear essas estruturas é ir tão fundo em distância de modo a mapear galáxias perto da mesma época em que a RCF foi criada. Note que aqui estamos usando, de modo pouco rigoroso, o fato de que, quanto mais longe em distância podemos enxergar, mais “para trás no tempo” estamos indo. Esses mapeamentos serão equivalentes a tirar fotos do Universo em diferentes épocas e mapear então a evolução desde a época da criação da RCF (após o desacoplamento entre a matéria e a radiação), até períodos mais recentes, quando o Universo já estava muito mais diferenciado e irregular.

    A teoria por trás do estudo das estruturas em grande escala se baseia na solução de equações que descrevem a evolução do Universo. Os cálculos supõem que o Universo jovem possui flutuações aleatórias, energia escura e diversos tipos de matéria escura. As equações que descrevem o acoplamento gravitacional e outros processos físicos relevantes são resolvidas numericamente por supercomputadores. Os cálculos mostram que as flutuações crescem, conforme previsto nas teorias que envolvem instabilidades gravitacionais. Os resultados das simulações computacionais são comparados com as observações feitas, ajustes são feitos nos modelos que os computadores produzem e os cálculos são refeitos. A análise cuidadosa dessas comparações também é capaz de ajudar a selecionar valores confiáveis para a natureza da matéria escura e da energia escura no Universo.

OS COMPONENTES DESCONHECIDOS

MATÉRIA ESCURA

    Na década de 80, os astrônomos observaram um fato bastante estranho ao estudar as curva de rotação das galáxias espirais. A figura a seguir mostra a curva de velocidade de rotação devida ao disco, gás e halo da nossa Galáxia, em azul, e a curva teórica, prevista pelas Leis de Kepler. Devido à grande diferença observada entre a curva da galáxia e a curva do disco, foi levantada a hipótese que o halo continha muito mais matéria do que o imaginado e que essa matéria somente sofria a ação da gravidade, não emitindo nenhum tipo de radiação eletromagnética. Daí o nome “MATÉRIA ESCURA”.

    Podemos mostrar a curva de rotação de uma galáxia espiral deve variar em função da posição do elemento de massa com a distância até o centro. A relação entre a energia potencial gravitacional e a energia cinética de um elemento de matéria a uma distância r do centro da Galáxia, de acordo com a 2 ª lei de Newton, é dada por:

e, determinando uma relação para a massa contida dentro de uma esfera de raio R, obtemos:

o que sugere que, a velocidade deve aumentar proporcionalmente à massa e, fora dos limites do objeto, cair rapidamente a zero. A figura A seguir nos mostra algo completamente diferente! A curva combinada (azul) deveria cair como a curva do disco, caso a matéria do halo fosse desprezível em relação à massa do disco, que é o que se supõe para gerar a curva vermelha.

Curva de velocidade radial da nossa Galáxia, uma espiral. A curva azul é a combinação das curvas de disco, gás e halo e esperava-se que ela decrescesse para raios maiores que 20 ou 30 kpc, conforme a curva vermelha, de acordo com as leis de Newton (Fonte: http://astro.if.ufrgs.br).

    Entretanto, nota-se claramente que a velocidade do halo também cresce e, para raios maiores que os raios determinados por meio de observações ópticas, tende à velocidade de toda a Galáxia, conforme vemos na figura abaixo. As estimativas dinâmicas (via leis de Newton) dessa matéria não-luminosa (“escura”) indicam que ela é quase 10 vezes maior que a quantidade de matéria bariônica.

    Sabemos que também existe matéria escura bariônica em anãs negras, nuvens moleculares frias (“escuras”) e outros objetos que não emitem luz visível. A resposta é que sempre será possível tentar medir esses objetos feitos de bárions por meio da emissão infravermelho ou rádio. Quanto à matéria não-bariônica, ela somente pode ser percebida através de efeitos da gravidade; pois não emite radiação eletromagnética. Para ela existem diversos candidatos, entre eles o neutrino, que é o mais conhecido. A matéria escura é responsável por cerca de 23% de toda a densidade do Universo e concluímos então que, mesmo falando somente de matéria, somos constituídos de matéria que é a exceção do que existe no Universo. Em outras palavras, praticamente desconhecemos de que tipo de matéria o Universo é feito...

Curva de velocidade radial da nossa Galáxia espiral. Acredita-se que a diferença entre as curvas é causada pela presença de matéria escura (Fonte: http://astro.if.ufrgs.br).

ENERGIA ESCURA

    A energia escura é uma grandeza ainda mais complicada de definir, porque simplesmente não sabemos o que ela é ou como medi-la. Pode-se dar a ela diversos significados, todos mais ou menos relacionados com um termo conhecido como Constante Cosmológica, colocado por Einstein nas equações da Relatividade Geral para garantir que suas equações descreviam um Universo real. Naquela época supunha-se que o Universo continha somente matéria comum e radiação e, devido ao tamanho estimado, a contribuição da matéria para a densidade total era muito maior do que a da radiação. Daí a idéia de que vivíamos num Universo não-relativístico e sem pressão. A constante introduzida por Einstein contrabalançaria a atração gravitacional exercida pela matéria não-relativística e garantia que o Universo não se contrairia, mantendo a situação estática.

    Entretanto, a introdução de uma constante para balancear as observações da época era algo que desagradava bastante Einstein, devido à “quebra da beleza formal da teoria”. Além disso, uma constante para garantir o equilíbrio nas condições em que foi introduzida criava um equilíbrio instável no Universo modelado pelas equações de Einstein. Como a constante não dependia de nenhuma partícula, caso houvesse um pequeno desequilíbrio e o Universo ficasse ligeiramente maior, ela superaria a densidade de matéria, uma vez que esta depende do volume (que aumentaria um pouco). Esse processo se alimentaria e haveria uma expansão acelerada. Caso contrário, seguindo o mesmo raciocínio de a densidade de matéria aumentar com o decréscimo do volume, o Universo seguiria rapidamente para um colapso.

    Porém, em 1929, Hubble mostrou que o Universo estava em expansão e Einstein pode descartar a Constante Cosmológica. Ela voltou à moda algumas vezes durante o séc XX, para reconciliar problemas relativos à idade do Universo e reapareceu em grande estilo no final do séc. XX, quando os grupos de Saul Perlmutter e colaboradores (Supernova Cosmology Project) e de A. Riess e colaboradores (High-z Supernova Search Team), estudando supernovas tipo I, localizadas a centenas de milhões de anos-luz da Terra, independentemente encontraram evidências de que o Universo estava sofrendo um processo de aceleração. A figura a seguir mostra os resultados de ambos os grupos, comparando o fluxo (ou diferença de magnitudes m-M) em função da distância (z). Caso o Universo não sofresse aceleração, esse fluxo deveria decrescer proporcionalmente ao quadrado da distância. Para um dado valor de z, um universo acelerado fornece magnitudes com fluxos menores (distâncias reais maiores) do que um universo desacelerado. Ao olhar os dados utilizados para produzir a figura abaixo, ambos os grupos concluíram que a aceleração explicava o fato que as supernovas observadas em redshift z ~ 0,5 eram, em média, 0,25 magnitudes mais fracas do que deveriam ser, caso o Universo não estivesse se expandindo de forma acelerada.

Diagrama de fluxo (m-M) versus distância para supernovas tipo I observadas pelos grupos de Perlmutter e Riess. O painel inferior mostra a diferença entre os dados e as previsões de um modelo sem constante cosmológica e densidade de matéria = 0,3. Fonte: http://www.cfa.harvard.edu/oir/Research/supernova/HighZ.html .

    Uma questão que sempre perturbou os físicos desde que o aparecimento da Constante foi o sentido físico que ela deveria ter. Em outras palavras, que componente do Universo poderia manter a densidade de energia constante durante a expansão (ou contração)? A resposta mais aceita atualmente – não necessariamente a única – é que a energia do vácuo pode representar esse papel. Essa energia vem de uma consideração quântica, ligada ao princípio da incerteza de Heisenberg, que permite que um par de partícula e antipartícula possa ser criado do vácuo. Esse processo de criação ou aniquilação não depende da expansão ou contração do Universo.

    O principal problema com essa associação é que, se calcularmos a densidade de energia do vácuo a partir de considerações de mecânica quântica, temos um problema sério: essa energia é da ordem de 10¹³³ eV/m³. Isso é 124 ordens de magnitude maior do que a densidade crítica do Universo e representa uma discrepância absurda entre teoria e observação. Obviamente, ainda não sabemos muito sobre a energia do vácuo e esta é uma área em que astrônomos podem ajudar bastante os físicos de partículas, pois estudando o Universo nas maiores escalas conhecidas, estamos indiretamente examinando a estrutura do vácuo em escalas muito pequenas.

A COMPOSIÇÃO E O QUADRO ATUAL

    A combinação dos resultados observacionais discutidos acima formam o conjunto de informações mais detalhado e importante existente atualmente para estudar a origem e a evolução do Universo. As medidas da RCF, da distribuição de supernovas tipo I distantes, dos objetos distantes com linhas Lyman alfa e os levantamentos de redshifts, combinados, mostram um quadro bastante completo das propriedades do Universo. Medidas separadas fornecem intervalos de valores maiores para os parâmetros cosmológicos, enquanto a combinação de duas ou mais estreitam os intervalos de possibilidades.

    A tabela apresenta os valores dos principais parâmetros cosmológicos, obtidos a partir de uma análise combinada entre os resultados mencionados e os principais componentes da densidade de matéria e energia estão representados na figura a seguir. Isso nos permite concluir que a combinação da matéria ordinária, matéria escura e energia escura indicam uma geometria Euclidiana para o Universo possui, e 96% de sua composição química é desconhecida.

VALORES DOS PRINCIPAIS PARÂMETROS
COSMOLÓGICOS ( Em Março de 2006)

Distribuição percentual dos componentes de matéria e energia no Universo.