• Começa Com Um Estrondo

Pergunte a Ethan #50: Por que o Universo não se tornou um buraco negro?

Com toda a matéria e energia tão próximas e tão densas no momento do Big Bang, por que não entrou em colapso?

Crédito da imagem: Mark A. Garlick / Universidade de Warwick.

É sempre bom ter soluções rigorosas de forma simples. (É sempre agradável ter soluções exatas de forma simples à sua disposição.) - Karl Schwarzschild

Se você soubesse, desde os primeiros princípios, quais são as leis da física em todos os lugares e em todos os momentos em nosso Universo, isso ainda não seria suficiente para você chegar à previsão de que o Universo como nós o vemos deveria existir. Porque enquanto as leis da física definem as regras de como um sistema evolui ao longo do tempo, ele ainda precisa de um conjunto de condições iniciais para começar. O Ask Ethan desta semana vem cortesia de uma submissão de Andreas Lauser, que pergunta:

Embora eu não tenha muitas dúvidas de que a teoria do Big Bang () esteja correta (ou como você provavelmente diria, uma boa aproximação do que aconteceu), há uma coisa que eu tenho me perguntado quando se trata dessa parte de cosmologia por um tempo: Existe alguma explicação para que todo o Universo não se tornou um buraco negro imediatamente? Suponho que sua densidade próxima à inicial estava um pouco acima do limite de Schwarzschild.

Nós temos peguei esse tópico antes , mas você merece mais detalhes e uma resposta melhor do que eu dei da última vez. Vamos voltar ao nascimento de nossa teoria da gravidade mais bem-sucedida – a relatividade geral – cerca de 100 anos atrás.

Crédito da imagem: Phil Medina / Mr. Sci Guy, via http://www.mrsciguy.com/Physics/Newton.html .

Antes de Einstein, era Lei da Gravitação Universal de Newton essa era a teoria da gravidade aceita. Todos os fenômenos gravitacionais no Universo, desde a aceleração das massas na Terra até as órbitas das luas ao redor dos planetas e os próprios planetas girando ao redor do Sol, sua teoria descrevia tudo. Os objetos exerciam forças gravitacionais iguais e opostas uns sobre os outros, aceleravam em proporção inversa à sua massa e a força obedecia a uma lei do inverso do quadrado. Quando os anos 1900 chegaram, ele havia sido incrivelmente bem testado e não havia exceções. Bem, com milhares e milhares de sucessos a seu crédito, havia quase nenhum, de qualquer forma.

Crédito da imagem: Curt Renshaw, via http://renshaw.teleinc.com/papers/simiee2/simiee2.stm .

Mas para os astutos e aqueles que prestaram muita atenção aos detalhes, havia alguns problemas:

1. Em velocidades muito rápidas – isto é, em velocidades próximas à velocidade da luz – as ideias de Newton sobre espaço absoluto e tempo absoluto não se sustentavam mais. As partículas radioativas viviam mais, as distâncias se contraíam e a massa não parecia ser a fonte fundamental da gravitação: essa honra parecia ter ido para a energia, da qual a massa é apenas uma forma.
2. Nos campos gravitacionais mais fortes – pelo menos, se é por isso que se acredita que o planeta Mercúrio seja especial entre os planetas do nosso Sistema Solar em órbita ao redor do Sol – a previsão newtoniana para o comportamento gravitacional dos objetos é levemente mas visivelmente fora do que observamos. É como se, quando você chega muito perto de uma fonte muito grande, há um extra força atrativa que a gravidade newtoniana não explica.

Na sequência disso, houve dois desenvolvimentos que abriram caminho para uma nova teoria substituir a brilhante, mas secular, concepção de Newton de como o Universo funcionava.

Crédito da imagem: Wikibooks, via http://en.wikibooks.org/wiki/
Special_Relativity/Spacetime .

O primeiro grande desenvolvimento foi que espaço e tempo, anteriormente tratados como um espaço tridimensional separado e uma quantidade linear de tempo, foram unidos em uma estrutura matemática que criou um espaço-tempo de quatro dimensões. Isso foi realizado em 1907 por Hermann Minkowski:

As visões de espaço e tempo que desejo apresentar a vocês surgiram do solo da física experimental, e é aí que reside sua força. ... Doravante o espaço por si só, e o tempo por si só, estão fadados a desaparecer em meras sombras, e apenas uma espécie de união dos dois preservará uma realidade independente.

Isso funcionou apenas para o espaço plano euclidiano, mas a ideia era incrivelmente poderosa matematicamente, pois levou a todas as leis da relatividade especial como uma consequência inevitável. Quando essa ideia de espaço-tempo foi aplicada ao problema da órbita de Mercúrio, a previsão newtoniana sob essa nova estrutura chegou um pouco mais perto do valor observado, mas ainda ficou aquém.

Crédito da imagem: Martin Fernandez de Cordova, via https://martinfdc.wordpress.com/2012/10/08/grid/ .

Mas o segundo desenvolvimento veio do próprio Einstein, e foi a ideia de que o espaço-tempo era não plano em tudo, mas foi curvado . E o que determinou a curvatura do espaço-tempo foi a presença de energia em todas as suas formas, incluindo a massa. Publicado em 1915, a estrutura de Einstein era incrivelmente difícil de calcular, mas apresentava aos cientistas de todos os lugares o tremendo potencial de modelar sistemas físicos para um novo nível de exatidão e precisão.

O espaço-tempo de Minkowski correspondia a um Universo vazio, ou a um Universo sem energia ou matéria de qualquer tipo.

Crédito da imagem: Carin Caim , através da http://physics.aps.org/articles/v2/71 .

Einstein foi capaz de encontrar uma solução onde você tinha um universo com uma única fonte de massa pontual solitária nele, e com a estipulação de que você estava fora desse ponto. Isso reduziu a previsão newtoniana em grandes distâncias, mas deu resultados mais fortes em distâncias mais próximas. Esses resultados não apenas concordaram com as observações da órbita de Mercúrio que a gravidade newtoniana não conseguiu prever, mas também fizeram novas previsões sobre a deflexão da luz das estrelas que seria visível durante um eclipse solar total, previsões que foram posteriormente confirmados durante o eclipse solar de 1919 .

Crédito das imagens: New York Times, 10 de novembro de 1919 (L); Illustrated London News, 22 de novembro de 1919 (R).

Mas havia outra solução – surpreendente e interessante – que surgiu apenas algumas semanas depois que Einstein publicou sua teoria geral da relatividade. Karl Schwarzschild havia elaborado mais detalhes sobre o que acontece com uma configuração com uma massa pontual única e solitária de magnitude arbitrária , e o que ele encontrou foi notável:

• Em grandes distâncias, a solução de Einstein se manteve, reduzindo aos resultados de Newton no limite do campo distante.
• Mas muito perto da massa – a uma distância muito específica (de R = 2M, em unidades naturais) – você chega a um ponto onde nada pode escapar dela: um horizonte de eventos.
• Além disso, lado de dentro Nesse horizonte de eventos, tudo o que entra inevitavelmente colapsa em direção a uma singularidade central, o que é inevitável como consequência da teoria de Einstein.
• E, finalmente, qualquer configuração inicial de poeira estacionária e sem pressão (ou seja, matéria que tem velocidade inicial zero e não interage consigo mesma), independentemente da forma ou distribuição de densidade, inevitavelmente colapsará em um buraco negro estacionário.

Essa solução – a métrica de Schwarzschild – foi a primeira solução completa e não trivial para a relatividade geral já descoberta.

Crédito da imagem: Dwight Vincent de U. Winnipeg, via http://ion.uwinnipeg.ca/~vincent/4500.6-001/Cosmology/Black_Holes.htm .

Então, com esse pano de fundo firmemente em nossas mentes, vamos agora ao cerne da pergunta de Andreas: e quanto ao universo quente, denso e primitivo, onde toda a matéria e energia atualmente espalhadas por alguns 92 bilhões de anos-luz valor do espaço estava contido em um volume de espaço não maior do que o nosso próprio Sistema Solar?

Crédito da imagem: eu.

O que você deve entender é que, assim como o espaço-tempo de Minkowski, a solução de Schwarzschild é um estático , o que significa que a métrica do espaço não evolui à medida que o tempo avança. Mas há muitas outras soluções – o espaço de Sitter, por exemplo, e o Métrica Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker , por outro — que descrevem espaços-tempos que expandir ou contrato .

Crédito de imagem: Richard Powell, via http://www.atlasoftheuniverse.com/redshift.html .

Se tivéssemos começado com a matéria e energia que nosso Universo tinha nos estágios iniciais do Big Bang, e não se tivesse um Universo em rápida expansão, mas um estático, e um onde nenhuma das partículas tivesse pressão ou velocidade diferente de zero, toda essa energia teria formado um buraco negro de Schwarzschild em um período extremamente curto: praticamente instantaneamente. Mas a relatividade geral tem outra ressalva importante: não apenas a presença de matéria e energia determina a curvatura do seu espaço-tempo, mas as propriedades e a evolução de tudo. dentro seu espaço determina a evolução desse próprio espaço-tempo!

Crédito da imagem: NASA, recuperada da Pearson Education / Addison Wesley.

O mais notável sobre isso é que sabemos, desde o momento do Big Bang, que nosso Universo parece ter apenas três opções possíveis, dependendo da matéria e energia presentes nele e da taxa de expansão inicial:

• A taxa de expansão pode ter sido insuficientemente grande para a quantidade de matéria e energia presente dentro dela, o que significa que o Universo teria se expandido por um tempo (provavelmente breve), atingido um tamanho máximo e depois colapsado novamente. É incorreto dizer que entraria em colapso em um buraco negro (embora este seja um pensamento tentador), porque o próprio espaço entraria em colapso juntamente com toda a matéria e energia, dando origem a uma singularidade conhecida como Big Crunch.
• Por outro lado, a taxa de expansão poderia ter sido também grande para a quantidade de matéria e energia presente nele. Nesse caso, toda a matéria e energia seriam separadas a uma taxa muito rápida para que a gravitação reunisse todos os componentes do Universo, e para maioria modelos, faria com que o Universo se expandisse muito rapidamente para formar galáxias, planetas, estrelas ou mesmo átomos ou núcleos atômicos! Um Universo onde a taxa de expansão fosse muito grande para a quantidade de matéria e energia contida nele seria um lugar desolado e vazio de fato.
• Finalmente, há o caso Cachinhos Dourados, ou o caso em que o Universo está bem na bolha entre o colapso (o que aconteceria se tivesse apenas 1 mais próton) e se expandindo para o esquecimento (o que faria se tivesse um próton a menos) e, em vez disso, apenas assíntota para um estado em que a taxa de expansão cai para zero, mas nunca se volta para o colapso.

Como se vê, vivemos quase no caso Cachinhos Dourados, com apenas um pouquinho de energia escura jogada na mistura, tornando a taxa de expansão apenas levemente maior, e significando que, eventualmente, toda a matéria que não está gravitacionalmente ligada já será empurrada para o abismo do espaço profundo.

Crédito da imagem: Russell Lavery do Imperial College, via http://spaces.imperial.edu/russell.lavery/ .

O que é notável é que a quantidade de ajuste fino que precisava ocorrer para que a taxa de expansão do Universo e a densidade de matéria e energia combinassem tão bem que nós não ou entrar em colapso imediatamente ou deixar de formar até mesmo os blocos básicos de construção da matéria é algo como uma parte em 10^24 , que é como pegar dois seres humanos, contar os número de elétrons neles , e descobrindo que eles são idênticos a dentro 1 elétron. De fato, se voltarmos a uma época em que o Universo tinha apenas um nanossegundo de idade (desde o Big Bang), podemos quantificar quão finamente ajustada a densidade e a taxa de expansão precisavam ser.

Crédito da imagem: David P. Bennett de Notre Dame, via http://bustard.phys.nd.edu/ .

Uma história bastante improvável, se você me perguntar! (O que você fez!)

E, no entanto, isso descreve muito bem o Universo que temos, que não entrou em colapso imediatamente e que não se expandiu muito rapidamente para formar estruturas complexas, e em vez disso deu origem a toda a maravilhosa diversidade de elementos nucleares, atômicos, moleculares, celulares, geológicos , fenômenos planetários, estelares, galácticos e de agrupamento que temos hoje. Temos a sorte de estar por aqui agora, de ter aprendido tudo o que temos sobre isso e de nos engajarmos no empreendimento de aprender ainda mais: ciência.

Crédito da imagem: NASA; ESA; G. Illingworth, D. Magee e P. Oesch, Universidade da Califórnia, Santa Cruz; R. Bouwens, Universidade de Leiden; e a Equipe HUDF09.

Obrigado por uma ótima pergunta, Andreas, e se você tiver uma pergunta ou sugestão você gostaria de ver em destaque no Ask Ethan, vá em frente e envie . Quem sabe? A próxima coluna pode ser sua!

Deixe seus comentários em o fórum Starts With A Bang em Scienceblogs !

Compartilhar: