Quão pequeno era o universo no início do Big Bang?

Essa visão logarítmica do Universo mostra nosso sistema solar, a galáxia, a teia cósmica e os limites do que é observável a uma distância de 46,1 bilhões de anos-luz de distância. Essa visão só é acessível a nós hoje, 13,8 bilhões de anos após o início do Big Bang quente. À medida que corremos o relógio para trás, o Universo fica menor, mas há um limite. (USUÁRIO DA WIKIPEDIA PABLO CARLOS BUDASSI)

Se não fosse uma singularidade, quão pequena poderia ter sido?


Hoje, quando você olha em qualquer direção até onde as leis da física nos permitem ver, os limites do que é observável se estendem a distâncias verdadeiramente astronômicas. Nos limites mais distantes de nossos limites observáveis, a luz mais antiga que podemos ver foi emitida há 13,8 bilhões de anos: correspondendo ao próprio Big Bang quente. Hoje, depois de viajar pelo nosso Universo em expansão, essa luz finalmente chega aqui na Terra, trazendo informações sobre objetos que estão atualmente localizados a cerca de 46,1 bilhões de anos-luz de distância. É apenas devido ao tecido em expansão do espaço que a luz mais antiga que podemos ver corresponde a distâncias que ultrapassam 13,8 bilhões de anos-luz .



À medida que o tempo avança, poderemos ver ainda mais longe, à medida que a luz que ainda está a caminho eventualmente nos alcança. No entanto, a qualquer momento, há um limite para a distância que podemos ver: um limite para o Universo observável. Isso também significa que, se voltássemos a qualquer ponto no passado distante, nosso Universo também teria um tamanho finito e quantificável: menor do que é hoje, dependendo de quanto tempo se passou desde o Big Bang quente.



Mas e se voltássemos todo o caminho de volta: de volta ao início e ao primeiro momento do próprio Big Bang quente? Surpreendentemente, não nos dá uma singularidade, onde o Universo atinge densidades e temperaturas infinitas em um tamanho infinitesimal. Em vez disso, há um limite: o menor tamanho possível que o Universo poderia ter. Veja por que esse limite existe e como podemos descobrir o tamanho mínimo do Universo inicial.

Esta imagem mostra uma fatia da distribuição de matéria no Universo, conforme simulado pelo complemento GiggleZ para o levantamento WiggleZ. A estrutura em grande escala do Universo cresceu de um estado mais uniforme, mais quente e mais denso, e só ocorreu à medida que o Universo gravitava, expandia e esfriava. (GREG POOLE, CENTRO DE ASTRÓFÍSICA E SUPERCOMPUTAÇÃO, UNIVERSIDADE DE SWINBURNE)



Em nosso Universo, se quisermos saber alguma coisa sobre o que ele fará no futuro ou o que estava fazendo no passado, precisamos entender as regras e leis que o governam. Para o Universo, e em particular para como o tecido do Universo evolui com o tempo, essas regras são estabelecidas pela nossa teoria da gravidade: a Relatividade Geral de Einstein. Se você puder dizer às equações de Einstein quais são todos os diferentes tipos de matéria e energia no Universo, e como eles se movem e evoluem ao longo do tempo, essas mesmas equações podem dizer como o espaço se curvará e evoluirá – inclusive expandindo ou contraindo – a qualquer momento. ponto no passado ou no futuro.

O Universo que temos não é apenas governado pela Relatividade Geral de Einstein, mas um caso especial dela: onde o Universo é ambos:

  • isotrópico, o que significa que, em média, tem as mesmas propriedades em todas as direções que olhamos,
  • e homogênea, o que significa que, em média, tem as mesmas propriedades em todas as localidades que pudemos ir.

Se o Universo é o mesmo em termos de matéria e energia em todos os lugares e em todas as direções, podemos derivar um Universo que deve expandir ou contrair. Esta solução foi derivada pela primeira vez por Alexander Friedmann e é conhecida como a Métrica Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker (FLRW) , e as equações que governam a expansão (ou contração) são conhecidas como Equações de Friedmann .



Enquanto a matéria (tanto normal quanto escura) e a radiação se tornam menos densas à medida que o Universo se expande devido ao seu volume crescente, a energia escura, e também a energia do campo durante a inflação, é uma forma de energia inerente ao próprio espaço. À medida que um novo espaço é criado no Universo em expansão, a densidade de energia escura permanece constante. (E. SIEGEL / ALÉM DA GALÁXIA)

Se você puder medir ou determinar o que está em seu universo, essas equações lhe dirão tudo sobre as propriedades do seu universo no passado e no futuro. Apenas sabendo, hoje, o que compõe o seu Universo e qual é a taxa de expansão agora, você pode determinar:

  • qual é o tamanho do seu Universo observável em qualquer momento no passado ou no futuro,
  • qual foi ou será a taxa de expansão em qualquer ponto do passado ou futuro,
  • quão energeticamente importante cada componente do Universo (radiação, matéria normal, matéria escura, neutrinos, energia escura, etc.)

entre muitas outras propriedades.



Podemos fazer isso desde que os tipos de energia no Universo permaneçam constantes: desde que você não converta uma forma de energia (como a matéria) em outra forma de energia (como a radiação) que obedeça a um conjunto diferente de regras como o Universo se expande. Para entender o que o Universo fez no passado distante ou fará no futuro, temos que entender não apenas como cada componente individual evolui com o tempo e a escala, mas também entender quando e sob quais circunstâncias esses diferentes componentes se transformam.

Aqui em nosso Universo, com base no que está nele hoje e na rapidez com que o Universo está se expandindo atualmente, podemos determinar quanto do Universo foi dominado por qualquer forma diferente de energia que desejamos observar: matéria normal, matéria escura, energia escura , neutrinos e radiação. Todas as cinco formas estão presentes, mas diferentes componentes dominam em momentos diferentes. (E. SIEGEL)



Hoje, o Universo, como o medimos, é composto das seguintes formas de energia nas seguintes quantidades.

  • Energia escura: constitui 68% do Universo e é uma forma de energia inerente ao próprio tecido do espaço; à medida que o Universo se expande ou se contrai, a densidade de energia escura permanece constante.
  • Matéria escura: o segundo componente mais importante em 27% do Universo, aglomera-se e agrupa-se como a matéria, e sua densidade diminui à medida que o volume do Universo se expande.
  • Matéria normal: embora seja apenas 4,9% do Universo hoje, dilui-se da mesma forma que a matéria escura; à medida que o volume se expande, a densidade diminui, mas o número de partículas permanece o mesmo.
  • Neutrinos: em apenas 0,1% do Universo, os neutrinos são interessantes porque são muito leves. Hoje, quando o Universo está frio e com pouca energia, os neutrinos se comportam como matéria, ficando menos densos à medida que o Universo se expande e cresce em volume. Mas no início, eles se movem perto da velocidade da luz, o que significa que se comportam como radiação, que não apenas se dilui à medida que o volume cresce, mas também perde energia à medida que seu comprimento de onda se estende.
  • E radiação: em 0,01% do Universo hoje, é praticamente insignificante. O fato de que ele cai em densidade de energia mais rapidamente do que a matéria significa que fica relativamente menos e menos importante com o passar do tempo. Mas no início, nos primeiros 10.000 anos após o Big Bang, a radiação era o componente dominante do Universo e, sem dúvida, o único que importava.

Durante a maior parte da história do Universo, esses foram os únicos cinco componentes que importaram. Eles estão todos presentes hoje, e todos estavam presentes – pelo menos, achamos que estavam todos presentes – desde o início do Big Bang quente. Quando voltamos até onde sabemos ir, tudo é consistente com essa ideia.

As estrelas e galáxias que vemos hoje nem sempre existiram, e quanto mais recuamos, mais próximo de uma aparente singularidade o Universo fica, à medida que avançamos para estados mais quentes, mais densos e mais uniformes. No entanto, há um limite para essa extrapolação, pois voltar a uma singularidade cria quebra-cabeças que não podemos responder. (NASA, ESA, E A. FEILD (STSCI))

Mas podemos voltar arbitrariamente longe? Todo o caminho de volta para uma singularidade?

Se o Universo estivesse sempre cheio de matéria ou radiação, isso seria exatamente o que seríamos capazes de fazer. Voltaríamos a um único ponto de densidade infinita, temperatura infinita, de espaço com um tamanho infinitesimalmente pequeno, de um tempo que correspondia a zero e onde as leis da física falharam. Não haveria limite para o quão longe você poderia executar suas equações, ou o quão longe você poderia extrapolar essa linha de pensamento.

Mas se o Universo emergiu de um estado singular de alta energia como esse, teria havido consequências para o nosso Universo: consequências que vão contra o que realmente observamos. Uma delas é que as flutuações de temperatura no brilho remanescente do Big Bang - o que vemos hoje como a radiação cósmica de fundo em micro-ondas - teriam sido tão grandes quanto a razão entre a energia máxima alcançada e a escala de Planck, esta última em torno de ~1019 GeV em termos de energia. O fato de as flutuações serem muito, muito menores do que isso, por um fator de ~ 30.000, nos diz que o Universo não poderia ter nascido arbitrariamente quente.

As flutuações de grande, média e pequena escala do período inflacionário do Universo primitivo determinam os pontos quentes e frios (subdenso e superdenso) no brilho remanescente do Big Bang. Essas flutuações, que se estendem por todo o Universo na inflação, devem ter uma magnitude ligeiramente diferente em escalas pequenas versus grandes. (EQUIPE DE CIÊNCIAS DA NASA / WMAP)

De fato, a partir de medições detalhadas das flutuações de temperatura na radiação cósmica de fundo e das medições de polarização dessa mesma radiação, podemos concluir que a temperatura máxima que o Universo atingiu durante a parte mais quente do Big Bang quente foi, no máximo, algo em torno de ~10¹⁵ GeV em termos de energia. Deve ter havido um limite para o quanto podemos extrapolar que nosso Universo estava cheio de matéria e radiação e, em vez disso, deve ter havido uma fase do Universo que precedeu e estabeleceu o Big Bang quente.

Essa fase foi teorizada no início da década de 1980, antes que esses detalhes da radiação cósmica de fundo fossem medidos, e é conhecida como inflação cósmica. De acordo com a teoria da inflação, o Universo:

  • já foi dominado por uma grande quantidade de energia,
  • semelhante à energia escura, mas muito maior em magnitude,
  • que fez com que o Universo se expandisse a uma taxa exponencial,
  • onde ficou frio e vazio, exceto pela energia inerente ao campo inflacionário,
  • e então, em algum momento, depois de expandir assim por um período de tempo indeterminado, possivelmente muito longo ou mesmo infinito, esse campo inflacionário decaiu,
  • convertendo quase toda essa energia em matéria e radiação,

que desencadeou e começou o Big Bang quente.

A analogia de uma bola deslizando sobre uma superfície alta é quando a inflação persiste, enquanto a estrutura desmoronando e liberando energia representa a conversão de energia em partículas, que ocorre ao final da inflação. Essa transformação – de energia inflacionária em matéria e radiação – representa uma mudança abrupta na expansão e nas propriedades do Universo. (E. SIEGEL)

Então, quão quente o Universo ficou na parte mais quente do Big Bang quente? Se pudermos responder a essa pergunta, podemos aprender até onde podemos extrapolar o Universo que temos hoje e podemos aprender qual deve ter sido seu tamanho mínimo – o mais próximo que podemos chegar do nascimento do que conhecemos como nosso Universo. . Felizmente, há uma relação direta entre o quão cedo chegamos no início do Universo e o quão quente o Universo poderia ter ficado em sua primeira fase dominada pela radiação.

A partir de hoje, com o nosso Universo que contém energia escura, matéria escura, matéria normal, neutrinos e radiação, podemos começar a correr o relógio para trás. O que descobriremos é que, hoje, o Universo está em transição para uma fase em que se expande exponencialmente e em que as distâncias entre os objetos crescerão sem limites. Mas antes, o Universo era dominado pela matéria, onde crescia a uma taxa específica, e mesmo antes disso, era dominado pela radiação, onde crescia a uma taxa ainda diferente. Podemos até traçar isso: dado quanto tempo ocorreu desde o Big Bang quente, quão grande era o tamanho do Universo observável?

O tamanho do Universo (eixo y) versus a idade do Universo (eixo x) em escalas logarítmicas. Alguns marcos de tamanho e tempo são marcados, conforme apropriado. Pode-se continuar a extrapolar isso para frente e para trás no tempo, mas apenas enquanto os componentes de energia que existem hoje não tiverem pontos de transição. (E. SIEGEL)

Como você pode ver, há uma série de marcos notáveis. Hoje, 13,8 bilhões de anos após o Big Bang, o Universo tem 46,1 bilhões de anos-luz de raio – em todas as direções – do nosso ponto de vista. Retrocedendo:

  • quando a matéria (normal e escura, combinada) começou a dominar a radiação no Universo, o Universo tinha cerca de 10.000 anos de idade e cerca de 10 milhões de anos-luz de raio,
  • quando o Universo tinha apenas cerca de 100.000 anos-luz de diâmetro, aproximadamente o tamanho da Via Láctea, o Universo tinha apenas ~ 3 anos,
  • se voltarmos para quando o Universo tinha ~ 1 ano, não só era menor do que a Via Láctea é hoje, mas era incrivelmente quente: cerca de 2 milhões K, ou quase quente o suficiente para iniciar a fusão nuclear,
  • quando o Universo tinha apenas ~ 1 segundo de idade, era realmente muito quente para que a fusão nuclear ocorresse, uma vez que qualquer núcleo pesado criado seria imediatamente destruído por uma colisão energética, e o Universo teria apenas cerca de 10 anos-luz em qualquer direção de você: o suficiente para incluir apenas o 9 sistemas estelares conhecidos mais próximos ao nosso.
  • e se voltássemos até quando o Universo tinha apenas um trilionésimo de segundo de idade - 1 parte em 10¹² - descobriríamos que era apenas o tamanho da órbita da Terra ao redor do Sol, ou 1 unidade astronômica (AU) , e que a taxa de expansão do Universo naquela época era 10²⁹ vezes o que é agora, hoje.

E, no entanto, há um limite para o quanto podemos voltar no tempo, o que corresponde à temperatura mais alta que o Universo poderia ter alcançado.

A contribuição das ondas gravitacionais remanescentes da inflação para a polarização em modo B do fundo de Microondas Cósmicas tem uma forma conhecida, mas sua amplitude depende do modelo específico de inflação. Esses modos B das ondas gravitacionais da inflação ainda não foram observados, mas os limites superiores de sua magnitude nos permitem colocar restrições na temperatura máxima alcançada durante o Big Bang quente. (EQUIPE DE CIÊNCIAS PLANCK)

Se você permitir que seu Universo fique muito quente, logo no início, você verá que ele criou um espectro energético de ondas gravitacionais. Você não precisa de um observatório como o LIGO para vê-lo; ele se imprimiria no sinal de polarização no fundo cósmico de micro-ondas. Quanto mais apertados nossos limites se tornam – ou seja, quanto mais tempo passamos sem detectar ondas gravitacionais do Universo primitivo e mais rigorosamente podemos restringir sua presença – mais baixa isso significa que a temperatura mais quente poderia ter sido.

Cerca de 15 anos atrás, só podíamos restringir o equivalente de energia dessa temperatura a cerca de 4 × 10¹⁶ GeV, mas medições superiores subsequentes reduziram substancialmente esse valor. Hoje, podemos dizer que o Universo não ficou mais quente, na parte mais quente do Big Bang quente, do que cerca de ~10¹⁵ GeV em termos de energia. Isso estabelece um limite de até onde você pode extrapolar o Big Bang quente para trás: para um tempo de ~ 10 ^ -35 segundos e uma escala de distância de ~ 1,5 metros. O Universo, nos estágios iniciais em que podemos atribuir um tamanho a ele, não poderia ser menor do que aproximadamente o tamanho de um ser humano. Esta é uma melhoria tremenda e recente por cerca de um fator de dez mais de uma década atrás, quando teríamos dito não menor que uma bola de futebol em vez de.

(Ainda poderia ter sido muito maior, como o tamanho de um quarteirão ou mesmo de uma cidade pequena, por exemplo. O Universo certamente ficou muito mais quente do que no Grande Colisor de Hádrons, que atinge apenas ~10⁴ GeV, mas aqueles restrições de limite de tamanho superior têm muita flexibilidade.)

Hospital Corpsmen 3rd Class Tarren C. Windham chuta uma bola de futebol com uma criança iraquiana. Aquela bola de futebol, há dez anos, representava aproximadamente o tamanho mínimo que o Universo tinha no momento de seu nascimento. Hoje, é aproximadamente o tamanho da criança na foto, pois os limites mudaram devido a restrições observacionais aprimoradas. (FOTO DO CORPO DE MARINHOS DOS EUA DE GUNNERY SGT. CHAGO ZAPATA)

Por mais tentador que seja pensar que o Universo surgiu de um ponto singular de temperatura e densidade infinitas, e que todo o espaço e tempo emergiu desse ponto de partida, não podemos fazer essa extrapolação com responsabilidade e ainda ser consistentes com as observações que nós fizemos. Só podemos atrasar o relógio uma certa quantidade finita até que a história mude, com o Universo observável de hoje – e toda a matéria e energia dentro dele – permitido não ser menor do que a envergadura de um adolescente humano típico. Qualquer coisa menor que isso, e veríamos flutuações no brilho remanescente do Big Bang que simplesmente não existem.

Antes do Big Bang quente, nosso Universo era dominado pela energia inerente ao espaço, ou ao campo que impulsiona a inflação cósmica, e não temos ideia de quanto tempo durou a inflação ou o que a configurou e a causou, se alguma coisa. Por sua própria natureza, a inflação limpa nosso Universo de qualquer informação que veio antes dele, imprimindo apenas os sinais das frações finais de segundo da inflação em nosso Universo observável hoje. Para alguns, isso é um bug, exigindo uma explicação própria. Mas para outros, esse é um recurso que destaca os limites fundamentais não apenas do que é conhecido, mas do que é cognoscível. Ouvir o Universo e o que ele nos diz sobre si mesmo é, de muitas maneiras, a experiência mais humilhante de todas.


Começa com um estrondo é escrito por Ethan Siegel , Ph.D., autor de Além da Galáxia , e Treknology: A ciência de Star Trek de Tricorders a Warp Drive .

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