Explicando o Universo - Parte VI

Após o big bang:

É mais interessante, por enquanto, falarmos o que houve após o big bang, por ser algo mais facil de ser tratado que a física pré-big bang, a qual será abordada em momento oportuno, por exigir conhecimentos a respeito de branas e universos paralelos.

Nos segundos após o big-bang, nesta fase da evolução do Universo, se a teoria das cordas estiver correta, não há sentido em se falar sobre a geometria ou a temperatura do Universo.

A partir das relações de dualidade entre as teorias de cordas sabe-se que a geometria do espaço-tempo não é algo fundamental, mas ela emerge com as distâncias assumindo escalas maiores que o comprimento de Planck.

A física na escala de Planck pode ser literalmente irreconhecível. Nesse nível, a mecânica quântica muda radicalmente. Saímos daquele espaço em que a teoria da relatividade geral afirma que caso não haja nenhuma massa o espaço não se apresentará distorcido. No mundo do infinitamente pequeno tudo está sujeito a flutuações quânticas, inerentes ao princípio da incerteza. Isso também vale para o campo gravitacional.

De acordo com o raciocínio clássico, o espaço vazio tem um campo gravitacional nulo. Mas, de acordo com a mecânica quântica, o campo gravitacional deste espaço é em média zero, sendo que seu valor oscila para cima e para baixo, conforme as flutuações quânticas. Assim, conforme o princípio da incerteza, o tamanho das ondulações do campo gravitacional aumenta à medida que nos concentramos em regiões cada vez menores do espaço.

Nessas escalas cada vez menores, as ondulações aleatórias do campo gravitacional correspondem a tal grau de deformação deste espaço que não mais lembra um objeto geométrico de curvatura suave, mas toma uma forma irregular, espumosa, turbulenta e retorcida.

John Weheler cunhou o termo espuma quântica, o qual descreve uma situação estranha d universo, onde as três dimensões espaciais não fazem sentido. É aqui que reside a incompatibilidade entre a teoria da relatividade geral e a mecânica quântica, sendo que os cálculos que juntam as equações de ambas as teorias apresentam como resultado o infinito, ou seja, existe um erro.

A espuma quântica é supostamente a base do tecido do universo, mas também pode ser compreendida como uma descrição qualitativa da turbulência subatômica do espaço-tempo em distâncias muito pequenas, da ordem do comprimento de Planck.

Nessa pequenas escalas de tempo e espaço o princípio da incerteza permite que as partículas e a energia existam brevemente para depois se aniquilarem, sem que haja violação às leis de conservação. Ao diminuir-se a escala de tempo e espaço, a energia das partículas aumenta virtualmente.

Os progressos neste mundo começaram a surtir efeitos a partir da elaboração da teoria das cordas. No entanto, as observações de radiação nas proximidades dos quasares por Floyd Stecker da NASA Goddard Space Flight Center em Greenbelt, Maryland, colocaram limites forte sobre as possíveis violações da Teoria Especial da Relatividade de Einstein o que subentende a existência da espuma quântica.

Algum tempo depois da era de Planck, os cosmólogos acreditam que houve um período chamado de inflação.

A era da inflação é um pouco mais fácil de definir, teoricamente, que a era de Planck, mas mesmo assim, a física teórica sobre estes dois períodos da história do nosso Universo ainda está sendo estudado.

Quanto à temperatura e a densidade, estas eram infinitas na singularidade do big-bang. À medida que o universo ia se expandindo a temperatura, bem como sua radiação, diminuíam, o que levou a uma expansão chamada de inflação.

Em interessante artigo extraído daqui, há um histórico acerca do universo, o qual transcrevemos, convenientemente adaptado:

Em cerca de 1 ^ -43 segundos após a explosão a força da gravidade se separa das outras três forças, coletivamente conhecidas como força eletronuclear (eletromagnética, nuclear forte e nuclear fraca).

A temperatura era de 100 bilhões de graus e o universo era constituído de pura energia, em frenética atividade, com partículas e antipartículas sendo produzidas e aniquiladas sem parar até que o universo passou a conter em equilíbrio a matéria e antimatéria, na maior parte fótons neutrinos e elétrons e suas antiparticula.

Dessas aniquilações surgiu um desequilíbrio, não se sabe a causa, deixando assim um universo com maior número de partículas à antiparticulas.

Com 10 ^-35 segundos, temos a separação da força forte da força eletronuclear deixando duas forças: força eletromagnética e eletro-fraca. A transição eletro-fraca quebra espontaneamente a simetria formando os bósons massivos que transmitem a força fraca.

Abaixo destas energias a força fraca só age a distâncias menores que 10-16 cm. Acontece também a concentração de quarks e antiquarks.

Em 10 ^-12 segundos, é onde o Big Bang começa oficialmente. De alguma forma, no final da época inflacionária, o Universo foi deixado em um estado quântico pequeno, quente e denso.

A energia do vácuo chamada dos campos quânticos transforma-se em uma sopa fervente de fótons, glúons e outras partículas elementares.

Nas equações de Einstein da relatividade geral, a expansão do Universo pode ser conduzida pela densidade de energia na forma de matéria e radiação. Durante a primeira fase do Big Bang, a parte de radiação da densidade de energia é muito maior do que a parte matéria da densidade de energia que podemos considerar que matéria não exista, pelo menos por enquanto.

Em 10 ^-11 segundos, o pequeno universo em expansão é preenchido com radiação o que criou os pares de partículas e antipartículas. Este passam a aniquilarem-se voltando a converter-se em radiação.

A partir da observação das partículas elementares na presente época, sabe-se que todas as partículas conhecidas tem uma antipartícula, com carga oposta ea mesma rotação. Porém, para as partículas com carga zero, estas são suas próprias antipartículas.

Com o resfriamento do Universo e sua expansão, radiação fria se tornou menos suscetível a criar pares quark-antiquark. Como os quarks e antiquarks "congelaram" fora da radiação de fundo, sobrou um maior número de quarks que antiquarks.

Em 10 ^-10 segundos, nesta fase de expansão e resfriamento do Universo, a energia média das partículas está caindo para a escala de energia típica da força nuclear fraca, e algo dramático acontece com as partículas que transmitem esta força.

Em física de partículas elementares, os bósons que transmitem a força nuclear fraca (como na fissão nuclear) são muito pesados, e obtiveram a sua grande massa por meio de um processo conhecido como quebra espontânea de simetria.

Este processo ocorre em alguma escala de energia definida, com a energia da força nuclear fraca. Acima dessa escala de energia, a força nuclear fraca está representada por bósons sem massa, assim como o fóton, que transmite a força eletromagnética entre os elétrons e prótons e os glúons que transmitem a força nuclear forte entre os quarks.

Abaixo dessa escala de energia, os bósons fracos são grandes e pesados, e, assim, a força nuclear fraca só age sobre uma escala muito pequena distância, cerca de 10-16 centímetros, aproximadamente um milésimo do tamanho de um núcleo.

Por esta razão, os cosmólogos acreditam que quando o Universo era tão quente que a energia média da radiação é superior à energia da força nuclear fraca. Dessa forma, os bósons da força nuclear fraca não possuíam massa e a força nuclear fraca tinha uma gama infinita como aquela dos fótons e glúons.

Mas como o Universo expandiu e esfriou, a energia média caiu para o nível em que ocorreu ruptura espontânea de simetria, e os bósons de força nuclear fraca ganharam massa. Isso os abrandou e limitou sua força a um pequeno intervalo.

Em 10 ^-4 segundos, o Universo expandiu e esfriou a tal ponto que algo incrível aconteceu com os quarks e glúons que estão, em alta velocidade, surgindo por si só.

Eles sofrem uma enorme transformação de fase devido a expansão do universo, onde todos os quarks e glúons passam a confinar-se dentro de mesons, como o méson pi, e bárions, como os prótons e nêutrons.

Surgem então os hádrons e os léptons, pois os quarks se arranjam e formam os prótons, nêutrons, bárions e mésons as suas respectivas antiparticulas.

Antes desta fase, os prótons, os nêutrons e os mésons não existiam. Tudo era formado apenas por uma sopa quente de quarks e glúons.

Ninguém jamais mediu um quark ou um glúon vagando livremente por conta própria. Na teoria dos quarks e dos glúons, chamada Cromodinâmica Quântica (QCD), acredita-se que há uma transição de fase em alta temperatura, onde quarks e glúons saem de sua confinação e podem vagar livremente por si próprios.

Os detalhes desta transição de desconfinamento ainda não são bem compreendidos, mesmo em teoria.

No entanto, a julgar pelos últimos sucessos da física teórica de partículas em predizer fenômenos que mais tarde foram observados, é provavelmente uma aposta segura dizer que como o universo esfriou a uma temperatura abaixo da temperatura de desconfinamento de QCD, os quarks e os glúons já não eram capazes de fecharem-se em torno de si próprios. Assim, tornaram-se confinados, em conjunto, dentro dos mésons e bárions, o que acabou por produzir o Universo que vemos hoje.

Antes do tempo de 1 segundo de existência do Universo, prótons e nêutrons foram rapidamente se transformando em outro através da emissão e absorção de neutrinos.

O Universo expandiu-se e esfriou a tal ponto que esse processo ficou mais lento, e no fim da desaceleração, como os nêutrons decaem espontaneamente em prótons, o Universo ficou com cerca de 7 prótons para cada nêutron.

Isso acontece porque o nêutron decai em um próton, um elétron e um antineutrino do elétron, porém, um próton, não decai em mais nada.

Ao se chocar um próton com um antineutrino do elétron, usando energia suficiente, resultará um nêutron e um pósitron (um antielétron) saindo na outra extremidade. E caso se choque um próton com um elétron, resultará um nêutron e um neutrino do elétron na outra extremidade.

Assim, os nêutrons tornam-se em prótons expontaneamente, mas o processo inverso requer energia extra de colisão.

Quando o Universo estava suficientemente quente e denso, havia muitos elétrons e antineutrinos batendo nos prótons e convertendo-os em nêutrons, sendo que um número igual de prótons e nêutrons convertiam-se de um para outro na mesma proporção.

No entanto, como o Universo manteve sua expansão e resfriamento, o nível médio de energia das partículas caíram , o mesmo ocorreu com a taxa choques entre os neutrinos, prótons e nêutrons.

Dessa forma, os neutrinos e antineutrinos dissociados do resto da matéria e da radiação, assim, as interações entre neutrinos e outras partículas deixaram de ser um grande fator na dinâmica do universo.

Assim, os prótons tinham deixado de se converter em nêutrons, mas os nêutrons ainda estavam se convertendo espontaneamente em prótons. dai ocorre a explicação de porque há cerca de sete vezes mais prótons do que nêutrons no Universo.

Para fazer um núcleo de hidrogênio, necessita-se apenas um próton e nenhum nêutron. Para fazer um núcleo de hélio, necessitam-se de dois prótons e dois nêutrons. Portanto, uma consequência direta de um excesso de prótons nêutrons seria um excesso de hidrogênio sobre o hélio, e é isso que se observa hoje. Este fato confere validade para o "Big Bang" no que se refere à descrição teórica do início do Universo em expansão.

No primeiro segundo, o universo com temperatura de um bilhão de graus, a energia dos prótons e nêutrons diminuiu muito fazendo com que não conseguissem mais escapar da atração da força nuclear forte, então começaram a se combinar produzindo núcleos de hélio, lítio, deutério e hidrogênio.

Três minutos após o big bang alguns átomos estáveis se formam. Neste ponto, na expansão e resfriamento do Universo, a temperatura média é baixa o suficiente para que prótons e nêutrons possam permanecer juntos e formar núcleos de elementos leves, como hidrogênio, hélio e lítio.

Este processo é denominado de Nucleossíntese e deveria ocorrer antes de que estruturas hoje observadas, tais como átomos e moléculas, pudessem existir.

Prótons e nêutrons só atraem-se mutuamente a distâncias muito curtas, menos de 10-13 cm. A força nuclear forte que os une é uma força que somente funciona sob confinamento e anula-se a distâncias maiores.

Portanto, a fim de que se formem núcleos, os prótons e os nêutrons têm de passar algum tempo muito próximo ao outro. Isso não pode acontecer se a temperatura for muito elevada, pois os prótons e os nêutrons estaríam movendo-se rápido demais para que permanecessem próximos por um tempo razoável.

A maioria dos nêutrons no Universo encerra-se em combinações de dois prótons, dois nêutrons, conforme ocorre com os núcleos de hélio. Alguns neutrons contribuem para formar o lítio, com três prótons e três neutrons, e os que sobram encerram-se em núcleos de deutério, com um próton e um nêutron.

A Nucleossíntese ajusta o estágio para a formação dos átomos, estrelas, sistemas e galáxias.

Com 10 mil anos de idade, o Universo ainda continua em expansão e resfriamento. Mas devido a essa ocorrência, mais e mais matéria está sendo criada pela radiação de alta energia. E devido a expansão do universo, a matéria perde menos energia do que ocorre com a radiação.

Eventualmente, a densidade de energia na matéria, principalmente nos núcleos recém-formados, torna-se maior do que a densidade de energia da radiação, em partículas sem massa ou quase sem massa, principalmente fótons.

Isso significa que nas equações da relatividade, que descrevem a expansão cósmica, o número que representa a densidade de energia da matéria torna-se muito maior que o número que representa a densidade de energia da radiação.

Logo, pode-se deixar de lado a radiação nessas equações e apenas nos concentrarmos com o que acontece com a matéria. A matéria então passa a dominar no que se refere a como o Universo se expande a partir desta época em diante.

Ao final deste processo, os fótons dispersam-se muito mais que os outros componentes da matéria. Como resultado, a troca de energia entre matéria e radiação se torna menos eficiente.

Os fótons converteram sua velocidade em calor e passaram a se comportar como a radiação térmica de corpo negro. Hoje esta radiação pode ser medida e recebe o nome de radiação cósmica de fundo ou radiação térmica de fundo. Após ter esfriado há bilhões de anos, a temperatura desta radiação é apenas alguns graus acima de zero absoluto.

Mas podemos medir esta temperatura, e também podemos medir como esta temperatura da radiação cósmica de fundo varia com a direção do Universo. Isto diz-nos detalhes importantes sobre o Big Bang e sobre física de partículas também.

Decorridos 300 a 500 mil anos, a temperatura já perderá milhares de graus. Por esta altura há uma abundância de prótons e outros núcleos leves no universo, e existem também muitos elétrons livres.

Mas, até este momento, o Universo era muito quente e denso para que os elétrons fossem capturadas por um núcleo em um tempo razoavelmente longo, sem ser lançado para fora da sua órbita por colisões com outras partículas.

Quando a temperatura do Universo esfriou um pouco mais, em 400 mil anos após o big bang, até o ponto onde a velocidade média de um elétron médio não fosse alta o suficiente para escapar da captura de um próton, os átomos começam a se formar e assim ocorreu a separação entre a matéria e a energia. Os núcleos que que passaram a existir são apenas os de hidrogênio, hélio e lítio, sendo os primeiros átomos a existir, portanto, os de hidrogênio, hélio e lítio.

O universo opticamente denso tornou-se transparente a radiação cósmica de fundo em microondas.

Estima-se que entre 700 e 800 milhões de anos após o bang surgiram as protogaláxias, nascidas juntamente com as primeiras estrelas. O hidrogênio neutro começou a formar as primeiras estrelas nas galáxias primordias, as quais irradiavam energia violentamente e alteraram o hidrogênio para sua forma ionizada, ou seja, carregada eletricamente. Isso é o que os astrônomos conhecem como o período de re-ionização.

Segundo Masami Ouchi dos Observatórios Carnegie e sua equipe concluíram que a re-ionização começou não além de 600 milhões de anos após o Big Bang”.

Decorridos 1 bilhão de anos após o big bang, a radiação esfriou e dissociou-se da matéria. Quase todos os elétrons estão ligados aos núcleos de hidrogênio, hélio e lítio. Assim, as forças gravitacionais passaram a ser importantes.

Pequenas flutuações na densidade da matéria e no campo gravitacional começaram a crescer e a coalescer. O gás hidrogênio é mantido unido pela gravidade, até esta força fazer com que ele entrasse em colapso e inflamasse por meio da fusão de hidrogênio o que formou as primeiras estrelas.

No tempo entre 2 e 13 bilhões de anos de existência do Universo, as primeiras estrelas começaram a se formar e as protogaláxias tomaram forma.

Uma protogaláxia se trata de uma enorme massa de hidrogênio, em geral sem estrelas, mas grande o suficiente para formar uma galáxia quando esse hidrogênio se desfizer sob a pressão das forças gravitacionais e a matéria se aglutinar ao longo de bilhões de anos. Observa-se que ainda hoje há protogaláxias em formação.

Acredita-se que a taxa de formação de estrelas, durante este período de evolução galáctica, irá determinar se uma galáxia será uma espiral ou uma galáxia elíptica.

Uma formação mais lenta de estrelas tende a produzir uma galáxia espiral. Onde há maior densidade de gás em uma protogaláxia este será convertido em estrelas.

Até então o hidrogênio, hélio e lítio foram basicamente os únicos três elementos no Universo. Os elementos mais pesados passaram a ser sintetizados dentro das estrelas, à medida que elas envelheciam queimando seu combustível.

As estrelas consomem hidrogênio e sintetizasm elementos mais pesados por meio do processo de fusão nuclear. Todos os elementos do Universo que hoje são mais pesados que o lítio vêm do interior das estrelas.

Os elementos mais pesados que vemos no mundo de hoje foram ejetados de estrelas que chegaram ao fim da sua existência e explodiram em supernovas antes de se estabelecerem na velhice como uma anã branca, uma estrela de nêutrons ou um buraco negro.

O processo de síntese dos elementos pesados e sua ejeção para o Universo ocorre em uma escala de tempo que é a duração de uma estrela. Esta escala de tempo dura de 2 a 13 bilhões de anos. Com a morte de estrelas em supernovas o carbono é lançado no espaço e este pode se unir a outros elementos para formar as moléculas complexas de formas de vida.

Estima-se hoje que a idade do Universo seja de 13,7 bilhões de anos, com uma margem de erro de 0,2 bilhão para mais ou para menos.

O big bang de João Magueijo

O Universo - Apocalipse cósmico