Resumo sobre o Modelo Big Bang

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O Modelo do Big Bang é uma teoria amplamente aceita para a origem e evolução do 
nosso universo. Postula que há 12 a 14 mil milhões de anos, a porção do Universo que 
podemos ver hoje tinha apenas alguns milímetros de diâmetro. Desde então, expandiu-
se deste estado quente e denso para o vasto e muito mais frio cosmos que habitamos 
atualmente. Podemos ver restos desta matéria quente e densa como a radiação cósmica 
de fundo em micro-ondas, agora muito fria, que ainda permeia o universo e é visível aos 
detectores de micro-ondas como um brilho uniforme em todo o céu. 
 
O Modelo do Big Bang baseia-se em dois pilares teóricos: 
 
Relatividade geral 
A primeira ideia-chave data de 1916, quando Einstein desenvolveu sua Teoria Geral da 
Relatividade, que propôs como uma nova teoria da gravidade. Sua teoria generaliza a 
teoria original da gravidade de Isaac Newton, c. 1680, na medida em que é suposto ser 
válido tanto para corpos em movimento como para corpos em repouso. A gravidade de 
Newton só é válida para corpos em repouso ou em movimento muito lento em 
comparação com a velocidade da luz (geralmente uma suposição não muito restritiva!). 
Um conceito-chave da Relatividade Geral é que a gravidade não é mais descrita por um 
"campo" gravitacional, mas sim como uma distorção do próprio espaço e do tempo. O 
físico John Wheeler colocou isso bem quando disse: “A matéria diz ao espaço como se 
curvar, e o espaço diz à matéria como se mover”. Originalmente, a teoria foi capaz de 
explicar peculiaridades na órbita de Mercúrio e na curvatura da luz pelo Sol, ambas 
inexplicadas na teoria da gravidade de Isaac Newton. Nos últimos anos, a teoria passou 
por uma série de testes rigorosos. 
 
O Princípio Cosmológico 
Após a introdução da Relatividade Geral, vários cientistas, incluindo Einstein, tentaram 
aplicar a nova dinâmica gravitacional ao universo como um todo. Na época, isso exigia 
uma suposição sobre como a matéria no universo estava distribuída. A suposição mais 
simples de se fazer é que se você visse o conteúdo do universo com uma visão 
suficientemente fraca, ele pareceria aproximadamente o mesmo em todos os lugares e 
em todas as direções. Ou seja, a matéria no universo é homogênea e isotrópica quando 
calculada a média em escalas muito grandes. Isso é chamado de Princípio Cosmológico. 
Esta suposição está sendo testada continuamente à medida que observamos a 
distribuição de galáxias em escalas cada vez maiores. A imagem a seguir mostra quão 
uniforme é a distribuição das galáxias medidas em uma faixa de 70° do céu. Além disso, 
a radiação cósmica de fundo em micro-ondas, o calor remanescente do Big Bang, tem 
uma temperatura altamente uniforme em todo o céu. Este facto apoia fortemente a 
noção de que o gás que emitiu esta radiação há muito tempo estava distribuído de forma 
muito uniforme. 
 
Fundamentos da Cosmologia do Big Bang 
O modelo de cosmologia do Big Bang baseia-se em duas ideias-chave que datam do 
início do século 20: a Relatividade Geral e o Princípio Cosmológico. Ao assumir que a 
matéria no universo está distribuída uniformemente nas escalas maiores, pode-se usar 
a Relatividade Geral para calcular os efeitos gravitacionais correspondentes dessa 
matéria. Como a gravidade é uma propriedade do espaço-tempo na Relatividade Geral, 
isso equivale a calcular a dinâmica do próprio espaço-tempo. A história se desenrola da 
seguinte forma: 
Dada a suposição de que a matéria no universo é homogênea e isotrópica (O Princípio 
Cosmológico), pode ser mostrado que a distorção correspondente do espaço-tempo 
(devido aos efeitos gravitacionais desta matéria) só pode ter uma de três formas, como 
mostrado esquematicamente na imagem à esquerda. Pode ser curvado "positivamente" 
como a superfície de uma bola e ter extensão finita; pode ser curvado “negativamente” 
como uma sela e ter extensão infinita; ou pode ser “plano” e de extensão infinita – nossa 
concepção “comum” de espaço. Uma limitação importante da imagem mostrada aqui é 
que só podemos retratar a curvatura de um plano bidimensional de um espaço 
tridimensional real! Observe que em um universo fechado você poderia iniciar uma 
jornada em uma direção e, se tivesse tempo suficiente, finalmente retornar ao seu ponto 
de partida; em um universo infinito, você nunca retornaria. 
 
Antes de discutirmos quais destas três imagens descrevem o nosso universo (se 
houver), devemos fazer algumas isenções de responsabilidade: 
 
Como o universo tem uma idade finita (~13,77 bilhões de anos), só podemos ver uma 
distância finita no espaço: ~13,77 bilhões de anos-luz. 
Este é o nosso chamado horizonte. O Modelo do Big Bang não tenta descrever aquela 
região do espaço significativamente além do nosso horizonte - o espaço-tempo poderia 
muito bem ser bem diferente lá fora. 
É possível que o universo tenha uma topologia global mais complicada do que a 
retratada aqui, embora ainda tenha a mesma curvatura local. Por exemplo, poderia ter 
a forma de um toro (donut). Pode haver algumas maneiras de testar essa ideia, mas a 
maior parte da discussão a seguir não é afetada. 
A matéria desempenha um papel central na cosmologia. Acontece que a densidade 
média da matéria determina exclusivamente a geometria do universo (até as limitações 
mencionadas acima). Se a densidade da matéria for menor que a chamada densidade 
crítica, o universo é aberto e infinito. Se a densidade for maior que a densidade crítica, 
o universo é fechado e finito. Se a densidade for igual à densidade crítica, o universo é 
plano, mas ainda assim presumivelmente infinito. O valor da densidade crítica é muito 
pequeno: corresponde a cerca de 6 átomos de hidrogénio por metro cúbico, um vácuo 
surpreendentemente bom para os padrões terrestres! Uma das principais questões 
científicas da cosmologia hoje é: qual é a densidade média da matéria no nosso 
universo? Embora a resposta ainda não seja conhecida com certeza, parece estar 
tentadoramente próxima da densidade crítica. 
 
Dada uma lei da gravidade e uma suposição sobre como a matéria é distribuída, o 
próximo passo é descobrir a dinâmica do universo – como o espaço e a matéria nele 
contida evoluem com o tempo. Os detalhes dependem de alguma informação adicional 
sobre a matéria no universo, nomeadamente a sua densidade (massa por unidade de 
volume) e a sua pressão (força que exerce por unidade de área), mas a imagem genérica 
que emerge é que o universo começou a partir de uma área muito pequena. volume, um 
evento mais tarde apelidado de Big Bang, com uma taxa de expansão inicial. Na maior 
parte, esta taxa de expansão tem diminuído (desacelerado) desde então devido à 
atração gravitacional da matéria sobre si mesma. Uma questão fundamental para o 
destino do universo é se a atração da gravidade é ou não forte o suficiente para reverter 
a expansão e fazer com que o universo entre em colapso sobre si mesmo. Na verdade, 
observações recentes levantaram a possibilidade de que a expansão do Universo possa 
de facto estar a acelerar (acelerar), levantando a possibilidade de que a evolução do 
Universo seja agora dominada por uma forma bizarra de matéria que tem uma pressão 
negativa. 
 
Tenha em mente os seguintes pontos importantes para evitar conceitos errados sobre o 
Big Bang e a expansão: 
O Big Bang não ocorreu num único ponto do espaço como uma “explosão”. É melhor 
concebê-lo como o aparecimento simultâneo do espaço em todo o universo. Essa região 
do espaço que está dentro do nosso horizonte atual não era de fato maior do que um 
ponto no passado. No entanto, se todo o espaço dentro e fora do nosso horizonte é 
infinito agora, ele nasceu infinito. Se for fechado e finito, então nasceu com volume zero 
e cresceu a partir disso. Em nenhum dos casos existe um “centro de expansão” – um 
ponto a partir do qual o universo se expande para longe de um ponto de origem. Na 
analogia da bola, o raio da bola aumenta à medidaque o universo se expande, mas 
todos os pontos na superfície da bola (o universo) afastam-se uns dos outros de forma 
idêntica. O interior da bola não deve ser considerado parte do universo nesta analogia. 
Por definição, o universo abrange todo o espaço e tempo tal como o conhecemos, por 
isso está além do domínio do modelo do Big Bang postular para onde o universo está 
se expandindo. Tanto no universo aberto como no fechado, a única “borda” do espaço-
tempo ocorre no Big Bang (e talvez na sua contraparte, o Big Crunch), por isso não é 
logicamente necessário (ou sensato) considerar esta questão. 
Está além do âmbito do Modelo do Big Bang dizer o que deu origem ao Big Bang. 
Existem várias teorias especulativas sobre este tópico, mas nenhuma delas faz 
previsões realisticamente testáveis até o momento. 
 
Até agora, a única suposição que fizemos sobre o universo é que a sua matéria está 
distribuída homogeneamente e isotropicamente em grandes escalas. Existem vários 
parâmetros livres nesta família de modelos do Big Bang que devem ser fixados por 
observações do nosso universo. Os mais importantes são: a geometria do universo 
(aberto, plano ou fechado); a atual taxa de expansão (a constante de Hubble); e o curso 
geral de expansão, passado e futuro, que é determinado pela densidade fracionária dos 
diferentes tipos de matéria no universo. Observe que a idade atual do universo decorre 
da história de expansão e da taxa de expansão atual. 
 
A geometria e a evolução do universo são determinadas pela contribuição fracionária de 
vários tipos de matéria. Uma vez que tanto a densidade de energia como a pressão 
contribuem para a força da gravidade na Relatividade Geral, os cosmólogos classificam 
os tipos de matéria pela sua "equação de estado", a relação entre a sua pressão e a 
densidade de energia. O esquema básico de classificação é: 
 
Radiação : composta por partículas sem massa ou quase sem massa que se movem à 
velocidade da luz. Exemplos conhecidos incluem fótons (luz) e neutrinos. Esta forma de 
matéria é caracterizada por ter uma grande pressão positiva. 
Matéria bariônica: Neste contexto cosmológico, trata-se de “matéria comum” composta 
principalmente de prótons, nêutrons e elétrons. Esta forma de matéria essencialmente 
não tem pressão de importância cosmológica. 
Matéria escura: geralmente se refere à matéria não bariônica "exótica" que interage 
apenas fracamente com a matéria comum. Embora tal matéria nunca tenha sido 
observada diretamente em laboratório, há muito que se suspeita da sua existência por 
razões discutidas na página seguinte . Esta forma de matéria também não tem pressão 
cosmologicamente significativa. 
Energia escura: esta é uma forma verdadeiramente bizarra de matéria, ou talvez uma 
propriedade do próprio vácuo, que é caracterizada por uma grande pressão negativa 
(força de repulsão). Esta é a única forma de matéria que pode acelerar ou acelerar a 
expansão do universo. 
 
Um dos desafios centrais da cosmologia hoje é determinar as densidades relativa e total 
(energia por unidade de volume) em cada uma destas formas de matéria, uma vez que 
isto é essencial para a compreensão da evolução e do destino final do nosso universo.