Inflando, suavizando e … e agora?

Essa é a parte 3 da série sobre cosmologia. Da última vez entendemos o que é o modelo do Big Bang, um modelo de universo em expansão que entrou em voga para explicar a observação de Hubble de que as galáxias estavam se afastando umas das outras. Essa teoria implica que em um momento remoto (uns 14 bilhões de anos atrás) as partículas estavam compactadas formando um gás quente de prótons, nêutrons e elétrons, e que dessa situação seguiu a síntese dos elementos mais leves da tabela periódica por fusão nuclear, prevendo corretamente a razão entre hidrogênio e hélio no universo atual. De bônus, a teoria do Big Bang (muitas vezes descrita com o qualificativo “Quente”) prevê a existência de uma radiação eletromagnética com temperatura muito baixa, que teria se desacoplado do gás quente ionizado em torno de 380 mil anos depois do Big Bang*, e que viajou até chegar a nós carregando um “retrato” do universo jovem, o que chamamos de Radiação Cósmica de Fundo (RCF). Ufa!

No entanto, nem tudo é alegria. Na década de 70 percebemos que haviam alguns problemas com a teoria do Big Bang. Um deles era devido ao fato de que a RCF é altamente homogênea (e isotrópica, para os entendidos). Por quê isso é um problema, eu ouço você perguntar? Imagine o seguinte: está um dia de calor infernal (um dia comum, se você for morador de São Carlos, por exemplo) e você, sendo muito rica (alunos de doutorado, força na imaginação agora), tem um ar condicionado no seu quarto. Quando chega em casa liga o aparelho, só que a temperatura não abaixa imediatamente, frustrando a sua pessoa. Obviamente você tem que esperar um tempo para o ar frio entrar em equilíbrio com o quente. É a mesma coisa com o universo. Só que 13 bilhões de anos atrás o ritmo de expansão do universo era muito grande. Tão grande que não dava tempo de todas as partes do universo entrarem em equilíbrio. Ainda assim a radiação cósmica de fundo tem a mesma temperatura em qualquer direção que você olhar. Estranho né?

Outro problema** vem de entender os fatores que influenciam a evolução do universo. A expansão do universo depende de quanta coisa tem dentro dele, porque a “coisa” vai fazer atração gravitacional contra a expansão. Por exemplo, a radiação dissipa mais rápido do que matéria se movendo a velocidades baixas, isso porque conforme o universo aumenta a matéria só vai ficando mais rarefeita, enquanto a radiação fica rarefeita e, sendo uma onda, ainda tem a energia diminuída quando aumenta o comprimento de onda, aquele desvio para o vermelho da luz que comentamos na parte anterior. Outra coisa que influencia é a curvatura espacial do universo, cuja contribuição decai ainda mais devagar que a da matéria. O problema é que quando contamos quanta matéria e radiação tem no universo (isso mesmo, contamos tudo no universo, físicos são f***s) e fazemos a conta para trás vemos que a curvatura no momento da nucleossíntese tem que ter sido muito pequena, senão ou a expansão seria mais rápida ainda e não daria para formar núcleos ou teria sido devagar demais e o universo estaria todo congelado hoje. Então parece que a curvatura perto do Big Bang tem que ter sido quase zero, e não temos nenhum bom motivo para isso. Assim o resumo é que a teoria do Big Bang para funcionar direitinho depende de termos condições bem especiais no universo primordial, a saber que ele já fosse bem homogêneo e com curvatura pequena.

Como resolver isso? Na década de 80 algumas pessoas, uns nomes que você viu nas notícias como o Alan Guth, Andrei Linde e o Starobinsky, perceberam que era “bem fácil”. Se antes da nucleossíntese começar o universo tiver passado por uma expansão exponencial, tudo se resolve. Como assim? Se o universo expandir exponencialmente então é porque antes tudo estava muito muito perto, dando tempo de entrar em equilíbrio. E a curvatura? Bom, quando você “estica” o universo rápido a curvatura vai diminuindo muito rapidamente (como o balão inflado vai ficando cada vez mais suave), de forma que se expandir o suficiente então a curvatura fica quase zero no começo do Big Bang. TÁ DÁ! E como os físicos são muito criativos, deram um nome para essa fase de crescimento exponencial, a inflação cósmica!

Uma ilustração da história do nosso universo feita pelo WMAP. Só porque adoro essa figura

Uma ilustração da história do nosso universo feita pelo WMAP. Só porque adoro essa figura

“Mas Cesar, entendi que a inflação serve para resolver problemas que o modelo do Big Bang sozinho não explica, só que naquele caso o Big Bang resolvia a questão do afastamento das galáxias, dava uma explicação para a razão entre elementos do universo, e, sem ninguém ter se preocupado, previu a existência da radiação cósmica de fundo. Resolver problemas é fácil, eu quero saber o que a inflação tem para mostrar de novo!”

Muito perspicaz da sua parte caro leitor, de fato durante décadas as pessoas tinham várias formas de resolver os problemas que mencionei. Aí que entra o WMAP: um satélite colocado em órbita em 2001 para fazer medidas precisas da RCF. Em 2003 saiu a primeira análise dele, e com ela veio a primeira medida de anisotropias da radiação. Veja bem, tudo é muito bonito e homogêneo com a mesma temperatura de -270ºC com 5 casas depois da vírgula, mas quando você chega ali vê que começam a aparecer diferenças na temperatura em cada ponto do universo. Essas são as anisotropias.

ESSAS são as anisotropias. Mapa da distribuição de temperaturas de 9 anos de dados do WMAP.

ESSAS são as anisotropias. Mapa da distribuição de temperaturas de 9 anos de dados do WMAP.

Da onde elas vem? Na inflação, o que faz o universo crescer tão rapidamente é um campo (mais ou menos como o do Higgs) que permeia o universo, que, como não fazemos idéia do que seja, chamamos de inflaton. Só que o inflaton é um campo quântico, e na mecânica quântica tudo tem uma flutuação natural inescapável. Então o campo inflaciona o universo, mas ao mesmo tempo suas flutuações fazem aparecer flutuações na densidade de matéria. Olhando a radiação cósmica de fundo podemos observar essas pequenas flutuações e comparar com o que o modelo inflacionário prevê. E, surpresa, os dados do WMAP, e depois os dados do Planck com mais precisão ainda, mostram que as anisotropias são exatamente as previstas pela inflação. E essas anisotropias são bacanas porque elas dão uma explicação para a origem das estruturas de larga escala no universo; galáxias, clusters, superclusters e o que mais que os astrônomos vêem.

Agora sim acabou, entendemos todo o universo certo? Vamos ver na última parte dessa série que nem tudo está decidido quando entendermos o que foi o experimento do BICEP2 e suas possíveis implicações.

*Lembre aqui que quando dizemos “tanto tempo depois do Big Bang” não queremos dizer nada perto de “tanto tempo depois do início do universo”. Big Bang é um bom nome para uma época onde tudo no universo estava muito próximo em altas temperaturas, suficientes para iniciar fusão nuclear. Possivelmente usando a física de partículas moderna podemos especular alguns minutos para trás até um época onde a temperatura correspondia a uma energia maior que a presente no campo do Higgs, de modo que as partículas elementares não tinham mais massa. Embora os modelos FLRW que discutimos na parte 2 prevejam uma singularidade em um tempo para trás, e o Hawking tenha mostrado que isso é algo genérico para tais modelos, não temos evidência nenhuma de que deveríamos confiar nesse tipo de modelo em situações onde a mecânica quântica deveria dominar.

**Vou falar só desses dois motivos, mas talvez você tenha lido em algum lugar que tinha um terceiro motivo, alguma coisa a ver com monopólos magnéticos, teorias de unificação e outras palavras bonitas. Como acho tudo muita especulação e não um bom motivo de verdade vou ignorar, mas se quiser sempre tem a wikipédia ;).

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