A história do universo começando com o Big Bang. Um bilhão de anos após o Big Bang
Isso é conhecido como Teoria do Big Bang. Por quase um século, o termo foi cogitado tanto por acadêmicos quanto por não acadêmicos. Isto não deveria ser surpresa, visto que é a teoria mais aceita de nossas origens. Mas o que exatamente isso significa? Como foi concebido o nosso Universo numa explosão massiva, que provas existem disso e o que diz a teoria sobre as projeções a longo prazo para o nosso Universo?
Os fundamentos da teoria são bastante simples. Em suma, a hipótese do Big Bang afirma que toda a matéria atual e passada do Universo surgiu ao mesmo tempo, há cerca de 13,8 mil milhões de anos. Neste momento, toda a matéria estava compactada em uma bola muito pequena com densidade infinita e calor intenso chamada Singularidade. De repente, a Singularidade começou a se expandir e o universo como o conhecemos começou.
Embora esta não seja a única teoria moderna de como o Universo surgiu – por exemplo, existe a Teoria do Estado Estacionário ou a Teoria do Universo Oscilante – é a mais amplamente aceita e popular. O modelo não só explica a origem de toda a matéria conhecida, as leis da física e a estrutura em grande escala do Universo, como também explica a expansão do Universo e uma vasta gama de outros fenómenos.
Linha do tempo:
Trabalhando de trás para frente a partir do estado atual do Universo, os cientistas teorizaram que ele deve ter se originado em um único ponto de densidade infinita e tempo finito que começou a se expandir. Após a expansão inicial, a teoria sustenta que o Universo esfriou o suficiente para permitir a formação de partículas subatômicas e, posteriormente, de átomos simples. Nuvens gigantes desses elementos primordiais posteriormente se fundiram através da gravidade para formar estrelas e galáxias.
Tudo isto começou há cerca de 13,8 mil milhões de anos e é, portanto, considerado a idade do Universo. Através do teste de princípios teóricos, experimentos envolvendo aceleradores de partículas e estados de alta energia, e estudos astronômicos que observaram o universo profundo, os cientistas construíram uma linha do tempo de eventos que começou com o Big Bang e levou ao estado atual da evolução cósmica. .
No entanto, os primeiros tempos do Universo – durando aproximadamente 10 -43 a 10 -11 segundos após o Big Bang – são objecto de extensa especulação. Dado que as leis da física tal como as conhecemos não poderiam ter existido nesta altura, é difícil compreender como o Universo poderia ter sido governado. Além do mais, ainda não foram realizadas experiências que possam criar os tipos de energias envolvidas. Ainda assim, prevalecem muitas teorias sobre o que aconteceu neste instante inicial, muitas das quais são compatíveis.
Singularidade:
Também conhecido como Época Planck (ou Era Planck), este foi o período mais antigo conhecido do Universo. Neste momento, toda a matéria estava condensada em um único ponto de densidade infinita e calor extremo. Durante este período, acredita-se que os efeitos quânticos da gravidade dominaram as interações físicas e que nenhuma outra força física teve força igual à da gravitação.
Este período de tempo de Planck se estende do ponto 0 até aproximadamente 10 -43 segundos e é assim chamado porque só pode ser medido no tempo de Planck. Devido ao extremo calor e densidade da matéria, o estado do universo era altamente instável. Começou assim a expandir-se e a arrefecer, levando à manifestação das forças fundamentais da física.
Aproximadamente entre 10 -43 segundos e 10 -36 segundos , o universo começou a cruzar temperaturas de transição. É aqui que se acredita que as forças fundamentais que governam o Universo começaram a separar-se umas das outras. O primeiro passo para isso foi a separação da força gravitacional das forças de medida, que respondem pelas forças nucleares fortes e fracas e pelo eletromagnetismo.
Então, de 10 -36 a 10 -32 segundos após o Big Bang, a temperatura do universo era baixa o suficiente (10 28 K) para que as forças do eletromagnetismo (força forte) e as forças nucleares fracas (interação fraca) fossem capazes de separar também, formando duas forças distintas.
Época da inflação:
Com a criação das primeiras forças fundamentais do universo, começou a Época da Inflação, que durou de 10 a 32 segundos no tempo de Planck até um ponto desconhecido. A maioria dos modelos cosmológicos sugere que o Universo neste ponto estava preenchido homogeneamente com uma alta densidade de energia, e que as temperaturas e pressões incrivelmente altas deram origem a uma rápida expansão e arrefecimento.
Isso começou entre 10 e 37 segundos, onde a transição de fase que causou a separação de forças também levou a um período em que o universo cresceu exponencialmente. Foi também neste momento que ocorreu a bariogênese, que se refere a um evento hipotético em que as temperaturas eram tão altas que os movimentos aleatórios das partículas ocorreram em velocidades relativísticas.
Como resultado disso, pares partícula-antipartícula de todos os tipos estavam sendo continuamente criados e destruídos em colisões, o que se acredita ter levado à predominância da matéria sobre a antimatéria no universo atual. Depois que a inflação parou, o universo consistia em um plasma de quark-glúon, bem como em todas as outras partículas elementares. Deste ponto em diante, o Universo começou a esfriar e a matéria se aglutinou e se formou.
Época de resfriamento:
À medida que o universo continuou a diminuir em densidade e temperatura, a energia de cada partícula começou a diminuir e as transições de fase continuaram até que as forças fundamentais da física e das partículas elementares mudaram para a sua forma atual. Como as energias das partículas teriam caído para valores que podem ser obtidos por experimentos de física de partículas, este período em diante está sujeito a menos especulação.
Por exemplo, os cientistas acreditam que cerca de 10 a 11 segundos após o Big Bang, as energias das partículas caíram consideravelmente. Em cerca de 10-6 segundos, quarks e glúons se combinaram para formar bárions, como prótons e nêutrons, e um pequeno excesso de quarks sobre antiquarks levou a um pequeno excesso de bárions sobre antibárions.
Como as temperaturas não eram altas o suficiente para criar novos pares próton-antipróton (ou pares nêutron-anitnêutron), a aniquilação de massa ocorreu imediatamente, deixando apenas um em cada 10 10 dos prótons e nêutrons originais e nenhuma de suas antipartículas. Um processo semelhante aconteceu cerca de 1 segundo após o Big Bang para elétrons e pósitrons. Após estas aniquilações, os restantes protões, neutrões e eletrões já não se moviam relativisticamente e a densidade de energia do Universo era dominada por fotões – e, em menor grau, por neutrinos.
Após alguns minutos de expansão, o período conhecido como nucleossíntese do Big Bang também começou. Graças à queda das temperaturas para 1 bilhão de Kelvin e à queda das densidades de energia para aproximadamente o equivalente ao ar, nêutrons e prótons começaram a se combinar para formar o primeiro deutério (um isótopo estável de hidrogênio) e átomos de hélio do universo. No entanto, a maioria dos prótons do Universo permaneceram não combinados como núcleos de hidrogênio.
Após cerca de 379 mil anos, os eletrões combinaram-se com estes núcleos para formar átomos (mais uma vez, principalmente hidrogénio), enquanto a radiação se dissociava da matéria e continuava a expandir-se através do espaço, em grande parte desimpedida. Sabe-se agora que esta radiação é o que constitui a Fundo Cósmico de Microondas (CMB), que hoje é a luz mais antiga do Universo.
À medida que o CMB se expandiu, ele gradualmente perdeu densidade e energia, e atualmente estima-se que tenha uma temperatura de 2,7260 ± 0,0013 K (-270,424 °C/ -454,763 °F) e uma densidade de energia de 0,25 eV/cm 3 (ou 4,005× 10 -14 J/m 3 ; 400–500 fótons/cm 3 ). A CMB pode ser vista em todas as direções a uma distância de aproximadamente 13,8 mil milhões de anos-luz, mas as estimativas da sua distância real colocam-na a cerca de 46 mil milhões de anos-luz do centro do Universo.
Época da Estrutura:
Ao longo dos vários milhares de milhões de anos que se seguiram, as regiões ligeiramente mais densas da matéria distribuída quase uniformemente do Universo começaram a ser atraídas gravitacionalmente umas pelas outras. Tornaram-se, portanto, ainda mais densos, formando nuvens de gás, estrelas, galáxias e outras estruturas astronómicas que observamos regularmente hoje.
É o que se conhece como Época da Estrutura, pois foi nessa época que o Universo moderno começou a tomar forma. Consiste em matéria visível distribuída em estruturas de vários tamanhos, desde estrelas e planetas até galáxias, aglomerados de galáxias e superaglomerados – onde a matéria está concentrada – que são separados por enormes golfos contendo poucas galáxias.
Os detalhes deste processo dependem da quantidade e tipo de matéria no universo, sendo matéria escura fria , matéria escura quente, matéria escura quente e matéria bariônica os quatro tipos sugeridos. No entanto, o modelo Lambda-Cold Dark Matter (Lambda-CDM), no qual as partículas de matéria escura se moviam lentamente em comparação com a velocidade da luz, é considerado o modelo padrão da cosmologia do Big Bang, pois melhor se ajusta aos dados disponíveis. .
Neste modelo, estima-se que a matéria escura fria represente cerca de 23% da matéria/energia do universo, enquanto a matéria bariónica representa cerca de 4,6%. O Lambda refere-se à Constante Cosmológica, uma teoria originalmente proposta por Albert Einstein que tentava mostrar que o equilíbrio massa-energia no universo era estático. Neste caso, está associada à Energia Escura, que serviu para acelerar a expansão do universo e manter a sua estrutura em grande escala praticamente uniforme.
Previsões de longo prazo:
A hipótese de que o Universo teve um ponto de partida naturalmente levanta questões sobre um possível ponto final. Se o Universo começou como um pequeno ponto de densidade infinita que começou a expandir-se, isso significa que continuará a expandir-se indefinidamente? Ou será que um dia ficará sem força expansiva e começará a recuar para dentro até que toda a matéria se transforme novamente numa pequena bola?
Responder a esta questão tem sido o principal foco dos cosmólogos desde que começou o debate sobre qual modelo do Universo era o correto. Com a aceitação da Teoria do Big Bang, mas antes da observação da Energia Escura na década de 1990, os cosmólogos chegaram a acordo sobre dois cenários como sendo os resultados mais prováveis para o nosso Universo.
No primeiro, comumente conhecido como cenário “Big Crunch”, o universo atingirá um tamanho máximo e então começará a entrar em colapso sobre si mesmo. Isto só será possível se a densidade de massa do Universo for maior que a densidade crítica. Por outras palavras, enquanto a densidade da matéria permanecer igual ou superior a um determinado valor (1-3 ×10 -26 kg de matéria por m 3 ), o Universo acabará por contrair-se.
Alternativamente, se a densidade do universo fosse igual ou inferior à densidade crítica, a expansão desaceleraria, mas nunca pararia. Neste cenário, conhecido como "Big Freeze", o Universo continuaria até que a formação de estrelas cessasse com o consumo de todo o gás interestelar em cada galáxia. Enquanto isso, todas as estrelas existentes queimariam e se tornariam anãs brancas, estrelas de nêutrons e buracos negros.
Muito gradualmente, as colisões entre estes buracos negros resultariam na acumulação de massa em buracos negros cada vez maiores. A temperatura média do universo se aproximaria do zero absoluto e os buracos negros evaporariam após emitirem o que restava de sua radiação Hawking. Finalmente, a entropia do universo aumentaria a ponto de nenhuma forma organizada de energia poder ser extraída dele (um cenário conhecido como “morte térmica”).
Observações modernas, que incluem a existência da Energia Escura e a sua influência na expansão cósmica, levaram à conclusão de que cada vez mais o universo atualmente visível passará para além do nosso horizonte de eventos (ou seja, o CMB, o limite do que podemos ver). e se tornar invisível para nós. O eventual resultado disto não é conhecido atualmente, mas a “morte por calor” também é considerada um ponto final provável neste cenário.
Outras explicações da energia escura, chamadas teorias da energia fantasma, sugerem que, em última análise, os aglomerados de galáxias, as estrelas, os planetas, os átomos, os núcleos e a própria matéria serão despedaçados pela expansão cada vez maior. Este cenário é conhecido como “Big Rip”, no qual a expansão do próprio Universo acabará por ser a sua ruína.
História da Teoria do Big Bang:
As primeiras indicações do Big Bang ocorreram como resultado de observações do espaço profundo realizadas no início do século XX. Em 1912, o astrônomo americano Vesto Slipher conduziu uma série de observações de galáxias espirais (que se acreditava serem nebulosas) e mediu seu desvio para o vermelho Doppler. Em quase todos os casos, observou-se que as galáxias espirais se afastavam da nossa.
Em 1922, o cosmólogo russo Alexander Friedmann desenvolveu o que é conhecido como equações de Friedmann, derivadas das equações de Einstein para a relatividade geral. Ao contrário do que Einstein defendia na época com sua Constante Cosmológica, o trabalho de Friedmann mostrou que o universo provavelmente estava em estado de expansão.
Em 1924, a medição de Edwin Hubble da grande distância até à nebulosa espiral mais próxima mostrou que estes sistemas eram de facto outras galáxias. Ao mesmo tempo, o Hubble começou a desenvolver uma série de indicadores de distância usando o telescópio Hooker de 100 polegadas (2,5 m) no Observatório Mount Wilson. E em 1929, Hubble descobriu uma correlação entre a distância e a velocidade de recessão – que é agora conhecida como lei de Hubble.
E então, em 1927, Georges Lemaitre, um físico belga e padre católico romano, derivou independentemente os mesmos resultados das equações de Friedmann e propôs que a recessão inferida das galáxias se devia à expansão do universo. Em 1931, ele foi mais longe, sugerindo que a atual expansão do Universo significava que quanto mais recuassemos no tempo, menor seria o Universo. Em algum momento do passado, argumentou ele, toda a massa do universo teria sido concentrada em um único ponto de onde se originou a própria estrutura do espaço e do tempo.
Estas descobertas desencadearam um debate entre os físicos ao longo das décadas de 1920 e 30, com a maioria a defender que o Universo estava num estado estacionário. Neste modelo, nova matéria é criada continuamente à medida que o universo se expande, preservando assim a uniformidade e densidade da matéria ao longo do tempo. Entre estes cientistas, a ideia de um Big Bang parecia mais teológica do que científica, e foram feitas acusações de parcialidade contra Lemaitre com base na sua formação religiosa.
Outras teorias também foram defendidas nessa época, como o Modelo Milne e o modelo do Universo Oscilar. Ambas as teorias foram baseadas na teoria da relatividade geral de Einstein (sendo esta última endossada pelo próprio Einstein) e sustentavam que o universo segue ciclos infinitos, ou indefinidos, autossustentáveis.
Após a Segunda Guerra Mundial, o debate chegou ao auge entre os proponentes do Modelo do Estado Estacionário (que veio a ser formalizado pelo astrônomo Fred Hoyle) e os proponentes da Teoria do Big Bang – que estava crescendo em popularidade. Ironicamente, foi Hoyle quem cunhou a frase "Big Bang" durante uma transmissão da rádio BBC em março de 1949, o que foi considerado por alguns como uma rejeição pejorativa (que Hoyle negou).
Eventualmente, as evidências observacionais começaram a favorecer o Big Bang em vez do estado estacionário. A descoberta e confirmação da radiação cósmica de fundo em micro-ondas em 1965 garantiu o Big Bang como a melhor teoria da origem e evolução do universo. Do final dos anos 60 até a década de 1990, astrônomos e cosmólogos defenderam ainda melhor o Big Bang, resolvendo os problemas teóricos que ele levantava.
Estes incluíram artigos apresentados por Stephen Hawking e outros físicos que mostraram que as singularidades eram uma condição inicial inevitável da relatividade geral e um modelo de cosmologia do Big Bang. Em 1981, o físico Alan Guth teorizou sobre um período de rápida expansão cósmica (também conhecido como Época da "Inflação") que resolveu outros problemas teóricos.
A década de 1990 também viu a ascensão da Energia Escura como uma tentativa de resolver questões pendentes na cosmologia. Além de fornecer uma explicação sobre a falta de massa do universo (juntamente com a matéria escura, originalmente proposta em 1932 por Jan Oort), também forneceu uma explicação sobre por que o universo ainda está em aceleração, bem como ofereceu uma resolução para o problema cosmológico de Einstein. Constante.
Um progresso significativo foi feito graças aos avanços nos telescópios, satélites e simulações de computador, que permitiram aos astrónomos e cosmólogos ver mais do Universo e obter uma melhor compreensão da sua verdadeira idade. A introdução de telescópios espaciais – como o Cosmic Background Explorer (COBE), o Telescópio Espacial Hubble, a Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) e o Observatório Planck – também teve um valor imensurável.
Hoje, os cosmólogos têm medições bastante precisas e precisas de muitos dos parâmetros do modelo do Big Bang, sem mencionar a idade do próprio Universo. E tudo começou com a notável observação de que objetos estelares massivos, a muitos anos-luz de distância, estavam lentamente se afastando de nós. E embora ainda não tenhamos certeza de como tudo isso vai acabar, sabemos que em escala cosmológica, isso não acontecerá por muito, MUITO tempo!
Fonte: Universo Hoje
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