Como os universos imaginários avançaram no campo da cosmologia
Como os cientistas descobriram que vivemos em um aquário cósmico.
- Armados com as poderosas novas equações de Albert Einstein e sem dados, os físicos da década de 1920 inventaram todos os tipos de universos.
- Qual Universo emergiria da conjectura? Um que se expande para sempre, ou um que se expande ou se contrai?
- Nem mesmo Einstein poderia saber o quão complicada essa história se tornaria.
Este é o terceiro artigo de uma série sobre cosmologia moderna. Leia a primeira parte aqui e parte dois aqui .
Digamos que você tenha uma teoria poderosa, capaz de modelar o Universo. A matemática da teoria é difícil, mas pode ser aprendida, e depois de um ano ou mais de estudo você está pronto para criar seu modelo. No entanto, você sabe muito pouco sobre o Universo. É apenas 1917, e a astronomia de grandes telescópios está em sua infância. O que você faz? Você leva as equações a sério e joga um jogo de adivinhação informado. É nisso que os físicos teóricos são bons. As equações, em linhas gerais, têm a seguinte estrutura:
GEOMETRIA do ESPAÇO-TEMPO = MATÉRIA/ENERGIA.
O lado esquerdo informa o quão curva ou plana é a geometria do espaço-tempo. O que determina essa curvatura é o que você coloca no lado direito: a matéria e a energia que preenchem o espaço. A matéria dobra o espaço, e o espaço dobrado diz à matéria para onde ir. Isso, em poucas palavras, é o que Einstein conseguiu com sua teoria geral da relatividade. (estou escrevendo isso no aniversário dele, 14 de março , então feliz aniversário Einstein! Para comemorar, incluo uma foto autografada que ele tirou com meu tio-avô, Isidor Kohn, no Rio de Janeiro, quando visitou a América do Sul em 1925.)
Os primeiros modelos brutos do Universo
Semana passada , vimos como Einstein usou suas equações para propor o primeiro modelo da cosmologia moderna, seu cosmos esférico estático, e como ele foi forçado a adicionar um termo extra às equações acima - o constante cosmológica — para tornar seu modelo estável contra o colapso. O movimento ousado de Einstein atraiu a atenção, e logo outros físicos estavam propondo seus próprios modelos cósmicos, todos eles brincando com o lado direito da equação.
Primeiro foi o holandês Willem de Sitter. Também trabalhando em 1917, a solução cosmológica de de Sitter era bastante bizarra. Ele mostrou que além da solução estática de Einstein, com matéria e uma constante cosmológica, era possível encontrar uma solução sem matéria e uma constante cosmológica. Um Universo sem matéria era claramente uma aproximação da coisa real, como De Sitter sabia muito bem. Mas também o era o Universo de Einstein, que tinha matéria, mas nenhum movimento. Ambos os modelos eram representações grosseiras do Universo. A realidade, esperavam os autores, estava em algum lugar no meio.
O modelo de De Sitter tinha uma propriedade muito curiosa. Quaisquer dois pontos nele se afastaram um do outro com uma velocidade proporcional à distância entre eles. Pontos à distância 2d se afastaram um do outro duas vezes mais rápido que os pontos a uma distância d . O Universo de De Sitter estava vazio, mas tinha movimento. A repulsão cósmica alimentada pela constante cosmológica separou este Universo.
Nosso aquário cósmico
Como o Universo de De Sitter era vazio, nenhum observador poderia perceber sua expansão. Mas no início da década de 1920, o trabalho de de Sitter, junto com o de outros, como o astrônomo Arthur Eddington, descobriu algumas das propriedades físicas desse curioso e vazio Universo. Primeiro, se alguns grãos de poeira fossem espalhados no Universo de De Sitter, eles, como a própria geometria, se espalhariam uns dos outros em velocidades que aumentavam linearmente com a distância. A geometria os arrastaria.
Se as velocidades aumentassem com a distância, alguns grãos acabariam ficando tão distantes uns dos outros que estariam se afastando a velocidades próximas da velocidade da luz. Assim, cada grão teria um horizonte — uma fronteira além da qual o resto do Universo é invisível. Como disse Eddington, a região além “está completamente isolada de nós por esta barreira do tempo”. O conceito de um horizonte cosmológico é essencial na cosmologia moderna. Acontece que é a descrição correta do Universo em que vivemos. Não podemos ver além de nosso horizonte cosmológico, que agora sabemos ter um raio de 46,5 bilhões de anos-luz. Este é o nosso aquário cósmico. E como nenhum ponto do Universo é central – ele cresce em todas as direções ao mesmo tempo – outros observadores de outros pontos do Universo teriam seus próprios aquários cósmicos.
Muito parecido com esses grãos recuados, a expansão cósmica prevê que as galáxias se afastam umas das outras. As galáxias emitem luz e o movimento distorceria essa luz. Conhecido como efeito Doppler , se uma fonte de luz (uma galáxia) estiver se afastando de um observador (nós), sua luz será estendida para comprimentos de onda mais longos - isto é, é redshifted . (O mesmo ocorre se o observador estiver se afastando da fonte de luz.) Se a fonte estiver se aproximando, a luz é reduzida a comprimentos de onda mais curtos ou azul deslocado . Então, se os astrônomos pudessem medir a luz de galáxias distantes, os físicos saberiam se o Universo está se expandindo ou não. Isso aconteceu em 1929, quando Edwin Hubble mediu o desvio para o vermelho de galáxias distantes.
Aprender que o Universo pode evoluir
Enquanto essas propriedades da solução de de Sitter estavam sendo exploradas, Alexander Alexandrovich Friedmann, um meteorologista que se tornou cosmólogo em São Petersburgo, na Rússia, escolheu seguir um caminho diferente. Inspirado pelas especulações de Einstein, Friedmann procurou outras cosmologias possíveis. Ele esperava algo menos restritivo que o de Einstein, ou algo menos vazio que o de De Sitter. Ele sabia que Einstein havia incluído a constante cosmológica para manter seu modelo do Universo estático. Mas por que deve ser assim?
Inscreva-se para receber histórias contra-intuitivas, surpreendentes e impactantes entregues em sua caixa de entrada toda quinta-feiraTalvez inspirado pelo clima em constante mudança que o ocupou por tanto tempo, Friedmann trouxe mudanças para o Universo como um todo. Não pode um Universo homogêneo e isotrópico — igual em todos os pontos e direções — ter uma geometria dependente do tempo? Friedmann percebeu que, se a matéria se move, o Universo também se move. Se a distribuição média da matéria muda de maneira uniforme, o Universo também muda.
Em 1922, Friedmann apresentou seus notáveis resultados em um artigo intitulado “On the Curvature of Space”. Ele mostrou que, com ou sem uma constante cosmológica, existem soluções para as equações de Einstein que mostram um universo que evolui no tempo. Mais do que isso, os universos de Friedmann exibem vários tipos possíveis de comportamento. Estes dependem da quantidade de matéria que preenche o espaço, bem como se a constante cosmológica está ou não presente e, em caso afirmativo, quão dominante ela é.
A realidade cósmica oculta
Friedmann distinguiu dois tipos principais de soluções cosmológicas: Expandindo e oscilante . Soluções em expansão resultam em universos onde as distâncias entre dois pontos estão sempre aumentando, como na solução de de Sitter onde o Universo se expande para sempre. No entanto, a presença de matéria retarda a expansão e a dinâmica torna-se mais complexa.
Dependendo de quanta matéria existe e de como sua contribuição se compara à da constante cosmológica, é possível que a expansão seja revertida e o Universo comece a se contrair, com as galáxias se aproximando cada vez mais. No futuro distante, tal universo entraria em colapso sobre si mesmo no que chamamos de Big Crunch . Friedmann conjecturou que, de fato, o Universo poderia alternar ciclos de expansão e contração. Infelizmente, Friedmann morreu quatro anos antes de Hubble descobrir a expansão cósmica em 1929. Ele deve ter adivinhado que o Universo em que vivemos estava escondido entre seus universos conjecturados. Mas nem ele nem de Sitter - nem mesmo Einstein - poderiam saber o quão complicada essa história se tornaria.
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