• Começa com um estrondo

Pergunte a Ethan: Como provamos que o Big Bang aconteceu?

Antes de haver planetas, estrelas e galáxias, antes mesmo de átomos neutros ou prótons estáveis, houve o Big Bang. Como provamos isso?

Principais conclusões

• Uma das maiores descobertas da ciência do século 20 foi que o Universo como o conhecemos não existe desde sempre, mas teve uma origem: o quente Big Bang.
• Embora hoje aceitemos isso como certo, a teoria do Big Bang, quando foi proposta pela primeira vez, foi muito debatida e até mesmo ridicularizada por defensores de outras teorias concorrentes.
• No entanto, a evidência decisiva que aponta para o Big Bang como um evento chave na origem do nosso cosmos é inequívoca e resistiu a décadas de desafios e escrutínio. É assim que sabemos que o Big Bang realmente aconteceu.

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De todos os grandes mistérios do Universo, talvez o maior de todos seja a questão de nossa origem cósmica: “De onde veio tudo isso?” Por incontáveis ​​milênios, contamos histórias uns aos outros: de um nascimento ardente, da separação da luz da escuridão, da ordem emergindo do caos, de um estado escuro, vazio e sem forma do qual emergimos, ou mesmo de uma existência que era eterna e imutável. Algumas histórias envolviam um criador ativo; outros não precisavam de intervenção de nada além da própria natureza. Mas, apesar de nossa propensão a acreditar em uma dessas histórias ou em outra, na ciência não nos contentamos com a crença: queremos saber.

Hoje, falamos sobre o Big Bang como se fosse fundamental e dado como certo. Mas nem sempre foi assim. Então, como chegamos a este ponto? Que passos científicos críticos ocorreram para promover o Big Bang de apenas uma entre muitas ideias para uma certeza científica? Isso é o que Muhammed Ayatullah quer saber, enquanto ele escreve e pergunta, de forma simples e direta:

“Como foi provado que o Big Bang realmente aconteceu?”

É uma história que começou muito antes de ser provada. Vamos voltar para quando a ideia foi concebida pela primeira vez: quase 100 anos atrás.

Existe um grande conjunto de evidências científicas que apóiam a imagem do Universo em expansão e do Big Bang, completo com energia escura. A expansão acelerada tardia não conserva estritamente energia, mas a presença de um novo componente do Universo, conhecido como energia escura, é necessária para explicar o que observamos.

Em 1915, Einstein abalou nossa compreensão do Universo ao publicar sua teoria da Relatividade Geral: uma concepção radicalmente nova da gravidade. Anteriormente, a lei da gravitação universal de Newton era como concebíamos a gravidade, onde o espaço e o tempo eram quantidades absolutas, que as massas ocupavam certas posições no espaço em certos momentos no tempo e que toda massa exercia uma força sobre todas as outras massas, inversamente proporcional a suas distâncias. Isso explicava muito bem a maioria dos fenômenos observados, mas falhava em algumas circunstâncias físicas: em velocidades que começavam a se aproximar da velocidade da luz e em campos gravitacionais muito fortes, onde você estava a uma curta distância de uma grande massa.

Einstein primeiro eliminou o espaço absoluto e o tempo absoluto, substituindo-os por uma estrutura unificada que uniu os dois: o tecido quadridimensional do espaço-tempo.

Em seguida, ele teve o que mais tarde chamaria de seu pensamento mais feliz: o princípio da equivalência. Ele reconheceu que se um observador, como um ser humano, estivesse em uma sala fechada e essa sala fosse acelerada para cima por algum tipo de motor, você sentiria uma força puxando você para baixo. Ele também reconheceu que, se a sala estivesse parada na superfície de um planeta como a Terra, você também sentiria uma força puxando você para baixo. Na verdade, se tudo o que você pudesse ver e medir fosse o interior da sala, não teria como saber se estava acelerando ou gravitando: sua experiência das duas situações físicas muito diferentes, de alguma forma, seria equivalente.

O comportamento idêntico de uma bola caindo no chão em um foguete acelerado (à esquerda) e na Terra (à direita) é uma demonstração do princípio da equivalência de Einstein. Se a massa inercial e a massa gravitacional forem idênticas, não haverá diferença entre esses dois cenários. Isso foi verificado em aproximadamente 1 parte em um trilhão para a matéria, mas nunca foi testado para a antimatéria.

Foi essa constatação que o levou a formular a Relatividade Geral, onde a gravitação era apenas mais uma forma de aceleração, e se a sua aceleração não era devida a uma força externa, então devia vir do próprio Universo: devido à curvatura do tecido do espaço-tempo. Como John Wheeler diria anos depois, matéria e energia dizem ao espaço-tempo como se curvar, e esse espaço-tempo curvo, por sua vez, diz à matéria e à energia como se mover.

Então, o que aconteceria se você tivesse um Universo grande e enorme que obedecesse a essas leis gravitacionais — as regras da Relatividade Geral — e o preenchesse, uniformemente, com matéria e/ou outras formas de energia?

De acordo com a teoria de Einstein, não poderia permanecer estático de forma estável. O espaço-tempo não apenas se curva e dobra devido à presença de matéria e energia, mas também pode evoluir expandindo ou contraindo. Quando você trabalha com as equações da Relatividade Geral para essas condições, é exatamente isso que você descobre: ​​o Universo deve estar se expandindo ou se contraindo. Isso foi derivado em 1922 pelo cientista soviético Alexander Friedmann, e as equações que levam seu nome ainda são, em muitos sentidos, as equações mais importantes em toda a cosmologia .

Uma foto de Ethan Siegel na hiperparede da American Astronomical Society em 2017, junto com a primeira equação de Friedmann à direita. A primeira equação de Friedmann detalha a taxa de expansão do Hubble ao quadrado no lado esquerdo, que governa a evolução do espaço-tempo. O lado direito inclui todas as diferentes formas de matéria e energia, juntamente com a curvatura espacial (no termo final), que determina como o Universo evoluirá no futuro. Esta tem sido considerada a equação mais importante em toda a cosmologia e foi derivada por Friedmann em sua forma essencialmente moderna em 1922.

Mas seria irresponsável confiar apenas na teoria para tirar qualquer tipo de conclusão significativa sobre o Universo. Na ciência, sempre exigimos confirmação experimental de qualquer teoria antes de ousar aceitá-la. Na ciência da astronomia e da astrofísica, no entanto, não podemos nos dar ao luxo de mover planetas, estrelas e galáxias como faríamos em um ambiente de laboratório. Quando se trata de experimentar fenômenos cósmicos, fazemos de forma observacional: o Universo é nosso grande laboratório. Tudo o que temos a fazer é observar os sistemas relevantes fazendo as coisas que nos interessam, e isso revelará as melhores aproximações do que é verdade sobre a realidade.

A principal observação foi observar as nebulosas espirais e elípticas no céu. Na década de 1910, um astrônomo chamado Vesto Slipher começou a observar as linhas de emissão e absorção dessas galáxias e percebeu que elas deveriam estar se movendo muito rapidamente: algumas em nossa direção, mas a maioria se afastando de nós. Então, a partir de 1923, Edwin Hubble e seu assistente, Milton Humason, começaram finalmente a medir o outro componente crítico da equação: as distâncias dessas nebulosas. Como se viu, a maioria deles estava a milhões de anos-luz de distância, com alguns ainda mais distantes. Quando ele representou graficamente a distância versus a velocidade de recessão, não havia dúvida: quanto mais distante uma galáxia estava, mais rápido ela parecia retroceder.

O gráfico original de Edwin Hubble de distâncias galácticas versus desvio para o vermelho (esquerda), estabelecendo o Universo em expansão, versus uma contraparte mais moderna de aproximadamente 70 anos depois (direita). De acordo com a observação e a teoria, o Universo está se expandindo e a inclinação da linha que relaciona a distância à velocidade de recessão é uma constante.

Houve muitas interpretações de por que isso seria o caso. As hipóteses incluíam a afirmação de que o Universo:

• violou o princípio da relatividade, e que a luz que observávamos de objetos distantes simplesmente se cansava enquanto viajava pelo Universo,
• era o mesmo não apenas em todos os locais, mas em todos os momentos: estático e imutável, mesmo com o desenrolar de nossa história cósmica,
• não obedecia à Relatividade Geral, mas sim uma versão modificada dela que incluía um campo escalar,
• não incluía objetos ultradistantes, e que eram intrusos próximos que os astrônomos observacionais estavam confundindo com objetos distantes,
• ou que começou de um estado quente e denso e foi se expandindo e esfriando desde então.

No entanto, se você colocar o trabalho teórico de Friedmann (dentro do contexto da Relatividade Geral) junto com as observações de Hubble, Humason e Slipher, fica claro que o Universo não era apenas como um tecido, mas que o tecido estava se expandindo ao longo do tempo. O Universo era como uma bola de massa de pão levedada com passas por toda parte: as passas eram como galáxias e a massa era como o espaço-tempo. À medida que a massa fermenta, as passas afastam-se umas das outras: não porque se mexam na massa, mas porque a própria massa se expande.

O modelo de 'pão de passas' do Universo em expansão, onde as distâncias relativas aumentam à medida que o espaço (massa) se expande. Quanto mais distantes duas passas estiverem uma da outra, maior será o desvio para o vermelho observado no momento em que a luz for recebida. A relação redshift-distância prevista pelo Universo em expansão é confirmada em observações e tem sido consistente com o que é conhecido desde a década de 1920.

A primeira pessoa a juntar tudo isso, porém, não era o próprio Hubble , embora tenhamos dado o nome dele à lei que rege o Universo em expansão (e ao telescópio cujo objetivo era medir a taxa dessa expansão). Em vez disso, foi um padre belga chamado Georges Lemaître quem fez isso, em 1927: quando as observações de Hubble ainda estavam em seus estágios iniciais. Ele apontou para essas observações como evidência para o Universo em expansão e extrapolou-o para trás no tempo: se o Universo é esparso e em expansão hoje, então, no passado distante, deve ter sido mais denso, menor e mais uniforme, porque tinha ainda não tive tempo de gravitar e aglomerar-se.

Em uma reviravolta divertida da história, Lemaître enviou seus resultados preliminares para Einstein , que ficou horrorizado com eles. Em sua resposta, Einstein respondeu a ele: “Vos calculs sont corrects, mais votre physique est abominable”, que significa “Seus cálculos estão corretos, mas sua física é abominável!”

Mas, embora uma figura imponente como Einstein zombasse de suas conclusões, outros logo perceberam. Em 1928, Howard Robertson, de forma independente, chegou às mesmas conclusões. Mais tarde, o próprio Hubble apareceu, assim como Einstein, eventualmente. Mas o próximo grande avanço viria na década de 1940, quando George Gamow começou a expandir essas ideias.

À medida que o tecido do Universo se expande, os comprimentos de onda de qualquer radiação presente também serão esticados. Isso se aplica tanto às ondas gravitacionais quanto às ondas eletromagnéticas; qualquer forma de radiação tem seu comprimento de onda esticado (e perde energia) à medida que o Universo se expande. À medida que recuamos no tempo, a radiação deve aparecer com comprimentos de onda mais curtos, maiores energias e temperaturas mais altas, o que implica que o Universo começou a partir de um estado mais quente, denso e uniforme.

Gamow foi, na verdade, aluno de Alexander Friedmann nos primeiros dias de seus estudos, antes da morte prematura de Friedmann em 1925. Quando começou a estudar astrofísica, Gamow se apaixonou pelas ideias de Lemaître e as extrapolou ainda mais. Ele percebeu que se o Universo estivesse se expandindo hoje, então o comprimento de onda da luz que viaja pelo Universo deveria aumentar com o tempo e, portanto, o Universo estava esfriando. Se está esfriando hoje, se atrasássemos o relógio do Universo em vez de avançarmos, descobriríamos um Universo com luz de comprimentos de onda mais curtos. Como energia e temperatura são inversamente proporcionais ao comprimento de onda (comprimentos de onda curtos são mais altos em temperatura e energia), o Universo, portanto, deve ter sido mais quente no passado.

Extrapolando para trás, ele reconheceu que deve ter havido um período de tempo em que estava quente demais para a formação de átomos neutros e, em seguida, um período antes disso, em que estava quente demais até mesmo para a formação de núcleos atômicos. Portanto, à medida que o Universo se expandiu e esfriou de um estado inicial, quente e denso, ele deve ter formado os primeiros elementos estáveis ​​e, posteriormente, átomos neutros pela primeira vez. Como os fótons se acoplam firmemente a elétrons livres, mas não a átomos neutros e estáveis, isso deve resultar na existência de uma “bola de fogo primitiva”, ou um fundo cósmico de radiação fria, criado a partir desse plasma primitivo. Dados os bilhões e bilhões de anos que devem ter passado para a evolução cósmica dar origem ao Universo como o vemos hoje, essa radiação de fundo deveria estar apenas alguns graus acima do zero absoluto no presente.

No Universo inicial quente, antes da formação de átomos neutros, os fótons se espalham dos elétrons (e, em menor grau, dos prótons) a uma taxa muito alta, transferindo momento quando o fazem. Depois que os átomos neutros se formam, devido ao resfriamento do Universo abaixo de um certo limite crítico, os fótons simplesmente viajam em linha reta, afetados apenas no comprimento de onda pela expansão do espaço.

Por muitos anos, houve intensas discussões teóricas sobre as origens do Universo, mas nenhuma evidência decisiva. Então, na década de 1960, uma equipe de físicos de Princeton, liderada por Bob Dicke e Jim Peebles, começou a calcular as propriedades explícitas que esse fundo remanescente de radiação deveria ter.

Nos estágios iniciais do Universo, os fótons existiriam em meio a um mar de partículas de plasma ionizado: núcleos atômicos e elétrons. Eles colidiriam com essas partículas constantemente, particularmente os elétrons, termalizando no processo: onde as partículas massivas alcançam uma distribuição de energia particular que é simplesmente o análogo quântico de um Distribuição de Maxwell-Boltzmann , e os fótons acabam com um espectro de energia particular conhecido como espectro de corpo negro .

Uma vez formados os átomos neutros, os fótons simplesmente viajam pelo Universo em linha reta, e continuarão a fazê-lo até que encontrem algo que os absorva. Mas porque eles existem dentro do Universo em expansão, eles devem se desviar para o vermelho, esfriando a temperaturas muito baixas no presente. Eles planejaram construir um radiômetro e levá-lo a grandes altitudes, onde esperavam observar esse brilho remanescente da radiação.

Esta simulação mostra partículas em um gás de uma velocidade inicial/distribuição de energia aleatória colidindo umas com as outras, termalizando e se aproximando da distribuição de Maxwell-Boltzmann. O análogo quântico dessa distribuição, quando inclui fótons, leva a um espectro de corpo negro para a radiação.

Mas a apenas 30 milhas de distância, em Holmdel, Nova Jersey, uma história se desenrolaria que tornaria esse experimento discutível antes mesmo de ser lançado. Dois jovens cientistas, Arno Penzias e Bob Wilson, foram encarregados de um novo instrumento: a Holmdel Horn Antenna no Bell Labs. Originalmente projetado para trabalho de radar, Penzias e Wilson estavam tentando calibrar seu instrumento quando notaram algo engraçado. Não importa para onde apontassem a antena, a mesma quantidade de “ruído” aparecia em todos os lugares. Eles tentaram de tudo:

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• recalibrando-o,
• desligar todos os sistemas e reiniciá-los,
• até mesmo entrando no próprio chifre com esfregões e removendo todos os ninhos e excrementos de pássaros de dentro.

Mas nada funcionou; o barulho permaneceu. Não existia se apontasse para o chão, e só variava se apontasse para o plano da Via Láctea ou para o próprio Sol.

Finalmente, um cientista que por acaso estava avaliando um dos artigos de Peebles veio a Holmdel, quando Penzias e Wilson lhe contaram sobre seus problemas. Ele os avisou e eles ligaram para Bob Dicke em Princeton. Depois de alguns minutos ao telefone, a voz de Dicke ecoou pelos corredores: 'Rapazes, fomos descobertos!' O brilho remanescente do Big Bang acabara de ser descoberto.

De acordo com as observações originais de Penzias e Wilson, o plano galáctico emitia algumas fontes astrofísicas de radiação (centro), mas acima e abaixo, tudo o que restava era um fundo quase perfeito e uniforme de radiação. A temperatura e o espectro dessa radiação já foram medidos, e a concordância com as previsões do Big Bang é extraordinária. Se pudéssemos ver a luz de micro-ondas com nossos olhos, todo o céu noturno se pareceria com o oval verde mostrado.

Ou teve?

Hoje, sabemos que este é o caso, mas muitas explicações alternativas foram inicialmente apresentadas. Talvez este não fosse o brilho remanescente do Big Bang: uma bola de fogo primitiva. Em vez disso, talvez fosse algum tipo de luz estelar refletida, que aqueceu a poeira cósmica em todas as direções, que foi então irradiada de volta em todas as direções, onde a antena a captou. Como as estrelas são onipresentes e a poeira é onipresente, talvez esses dois efeitos possam se combinar para criar um brilho restante semelhante, novamente, apenas alguns graus acima do zero absoluto.

A maneira de diferenciar entre os dois não é apenas descobrir a presença dessa radiação de fundo, mas medir seu espectro: como sua intensidade varia com a frequência. Lembre-se, a previsão do Big Bang é que este seria um espectro de corpo negro perfeito e que os fótons que sobraram do Big Bang seguiriam aquela distribuição de temperatura perfeita prevista por um corpo em uma única temperatura em equilíbrio térmico.

Mas a luz das estrelas não é bem assim. Nosso próprio Sol, por exemplo, não é bem representado por um único “corpo” irradiando em uma única temperatura, mas por uma série de corpos negros sobrepostos uns sobre os outros, correspondendo às diferentes temperaturas presentes nas poucas centenas de quilômetros mais distantes do Sol. Fotosfera do Sol. Em vez de um espectro de corpo negro, a luz deveria ser representada por uma distribuição espalhada que fosse quantificavelmente diferente.

A luz real do Sol (curva amarela, à esquerda) versus um corpo negro perfeito (em cinza), mostrando que o Sol é mais uma série de corpos negros devido à espessura de sua fotosfera; à direita está o corpo negro perfeito real do CMB conforme medido pelo satélite COBE. Observe que as “barras de erro” à direita são impressionantes 400 sigma. A concordância entre a teoria e a observação aqui é histórica, e o pico do espectro observado determina a temperatura remanescente da Microondas Cósmica de Fundo: 2,73 K.

E esses dois cenários são algo que os experimentos mais modernos — ao longo das décadas de 1970, 1980 e culminando com as observações do COBE (do espaço) na década de 1990 — definitivamente estabeleceram. Não foi por meio de dogmas ou pensamento positivo ou assumindo a conclusão e depois trabalhando de trás para frente que o Big Bang foi estabelecido; foi porque havia previsões explícitas que o Big Bang fez que eram diferentes das previsões de todas as outras teorias, e quando tomamos as observações críticas, o Big Bang foi o único sobrevivente: o único que concordou com o conjunto completo do que foi visto e medido.

Na ciência, isso é o mais próximo que chegamos de uma prova. A ciência, lembre-se, não é matemática; você não pode “provar” formalmente que algo é de uma certa maneira. O que você pode fazer é estabelecer que um determinado conjunto de ideias é válido: consistente com tudo observado e medido dentro do Universo, e mostrar como isso contrasta com outras ideias concorrentes que não concordam com as observações e medições que foram feitas. . Foi assim que estabelecemos o Big Bang como nosso melhor modelo de onde vem o nosso Universo, e por que, embora agora usemos o Big Bang como nossa base para construir ainda mais sobre ele, ele permanece indiscutível como um início, quente, denso e em expansão. estado como parte de nossa história de origem cósmica.

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