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Surpresa: o Big Bang não é mais o começo do universo

Costumávamos pensar que o Big Bang significava que o universo começou a partir de uma singularidade. Quase 100 anos depois, não temos tanta certeza.

Toda a nossa história cósmica é teoricamente bem compreendida, mas apenas porque entendemos a teoria da gravitação que a fundamenta e porque conhecemos a atual taxa de expansão e composição de energia do Universo. A luz sempre continuará a se propagar através deste Universo em expansão, e continuaremos a receber essa luz arbitrariamente no futuro, mas será limitado no tempo até o que nos alcance. Precisaremos sondar brilhos mais fracos e comprimentos de onda mais longos para continuar a ver os objetos atualmente visíveis, mas essas são limitações tecnológicas, não físicas. (Crédito: Nicole Rager Fuller/National Science Foundation)

Principais conclusões

• O Big Bang nos ensina que nosso universo em expansão e resfriamento costumava ser mais jovem, mais denso e mais quente no passado.
• No entanto, extrapolar todo o caminho de volta para uma singularidade leva a previsões que discordam do que observamos.
• Em vez disso, a inflação cósmica precedeu e criou o Big Bang, mudando nossa história de origem cósmica para sempre.

De onde veio tudo isso? Em todas as direções que observamos, encontramos estrelas, galáxias, nuvens de gás e poeira, plasmas tênues e radiação que abrange a gama de comprimentos de onda: do rádio ao infravermelho, da luz visível aos raios gama. Não importa onde ou como olhamos para o universo, ele está cheio de matéria e energia absolutamente em todos os lugares e em todos os momentos. E, no entanto, é natural supor que tudo veio de algum lugar. Se você quer saber a resposta para a maior pergunta de todas - a questão do nossas origens cósmicas — você tem que fazer a pergunta ao próprio universo e ouvir o que ele lhe diz.

Hoje, o universo como o vemos está se expandindo, rareando (ficando menos denso) e esfriando. Embora seja tentador simplesmente extrapolar no tempo, quando as coisas serão ainda maiores, menos densas e mais frias, as leis da física nos permitem extrapolar para trás com a mesma facilidade. Há muito tempo, o universo era menor, mais denso e mais quente. Até onde podemos levar essa extrapolação? Matematicamente, é tentador ir o mais longe possível: todo o caminho de volta a tamanhos infinitesimais e densidades e temperaturas infinitas, ou o que conhecemos como singularidade. Essa ideia, de um começo singular para o espaço, o tempo e o universo, ficou conhecida por muito tempo como o Big Bang.

Mas fisicamente, quando olhamos bem de perto, descobrimos que o universo contava uma história diferente. Veja como sabemos que o Big Bang não é mais o começo do universo.

Inúmeros testes científicos da teoria geral da relatividade de Einstein foram realizados, submetendo a ideia a algumas das restrições mais rigorosas já obtidas pela humanidade. A primeira solução de Einstein foi para o limite do campo fraco em torno de uma única massa, como o Sol; ele aplicou esses resultados ao nosso Sistema Solar com sucesso dramático. Muito rapidamente, um punhado de soluções exatas foram encontradas depois disso. ( Crédito : Colaboração científica LIGO, T. Pyle, Caltech/MIT)

Como a maioria das histórias na ciência, a origem do Big Bang tem suas raízes tanto no campo teórico quanto no experimental/observacional. Do lado da teoria, Einstein apresentou sua teoria geral da relatividade em 1915: uma nova teoria da gravidade que procurava derrubar a teoria da gravitação universal de Newton. Embora a teoria de Einstein fosse muito mais intrincada e complicada, não demorou muito para que as primeiras soluções exatas fossem encontradas.

1. Em 1916, Karl Schwarzschild encontraram a solução para uma massa pontual, que descreve um buraco negro não rotativo.
2. Em 1917, Willem de Sitter encontrou a solução para um universo vazio com uma constante cosmológica, que descreve um universo em expansão exponencial.
3. De 1916 a 1921, o Reissner-Nordström A solução, encontrada independentemente por quatro pesquisadores, descreveu o espaço-tempo para uma massa carregada e esfericamente simétrica.
4. Em 1921, Eduardo Kasner encontrou uma solução que descrevia um universo livre de matéria e radiação que é anisotrópico: diferente em diferentes direções.
5. Em 1922, Alexandre Friedman descobriu a solução para um universo isotrópico (igual em todas as direções) e homogêneo (mesmo em todas as localizações), onde todo e qualquer tipo de energia, incluindo matéria e radiação, estava presente.

Uma ilustração da nossa história cósmica, desde o Big Bang até o presente, dentro do contexto do universo em expansão. A primeira equação de Friedmann descreve todas essas épocas, da inflação ao Big Bang até o presente e o futuro distante, com perfeita precisão, até hoje. ( Crédito : equipe científica da NASA/WMAP)

Esse último foi muito convincente por duas razões. Uma é que parecia descrever nosso universo nas maiores escalas, onde as coisas parecem semelhantes, em média, em todos os lugares e em todas as direções. E dois, se você resolvesse as equações governantes para esta solução – as equações de Friedmann – você descobriria que o universo que ela descreve não pode ser estático, mas deve expandir ou contrair.

Este último fato foi reconhecido por muitos, incluindo Einstein, mas não foi levado particularmente a sério até que as evidências observacionais começaram a apoiá-lo. Na década de 1910, o astrônomo Vesto Slipher começou a observar certas nebulosas, que alguns argumentaram que poderiam ser galáxias fora da nossa Via Láctea, e descobriu que elas estavam se movendo rapidamente: muito mais rápido do que qualquer outro objeto dentro de nossa galáxia. Além disso, a maioria deles estava se afastando de nós, com nebulosas menores e mais fracas geralmente parecendo se mover mais rápido.

Então, na década de 1920, Edwin Hubble começou a medir estrelas individuais nessas nebulosas e acabou determinando as distâncias até elas. Não apenas eles estavam muito mais distantes do que qualquer outra coisa na galáxia, mas os que estavam nas distâncias maiores estavam se afastando mais rápido do que os mais próximos. Conforme Lemaître, Robertson, Hubble e outros rapidamente reuniam, o universo estava se expandindo.

O gráfico original de Edwin Hubble de distâncias de galáxias versus redshift (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. ( Crédito : E. Hubble; R. Kirshner, PNAS, 2004)

Georges Lemaitre foi o primeiro, em 1927, a reconhecer isso. Ao descobrir a expansão, ele extrapolou para trás, teorizando – como qualquer matemático competente faria – que você poderia ir tão longe quanto quisesse: até o que ele chamou de átomo primitivo. No início, ele percebeu, o universo era uma coleção de matéria e radiação quente, densa e em rápida expansão, e tudo ao nosso redor emergiu desse estado primordial.

Essa ideia foi posteriormente desenvolvida por outros para fazer um conjunto de previsões adicionais:

1. O universo, como o vemos hoje, é mais evoluído do que era no passado. Quanto mais para trás olhamos no espaço, mais para trás também estamos olhando no tempo. Assim, os objetos que vemos naquela época deveriam ser mais jovens, menos gravitacionalmente aglomerados, menos massivos, com menos elementos pesados ​​e com estrutura menos evoluída. Deveria haver até um ponto além do qual nenhuma estrela ou galáxia estivesse presente.
2. Em algum momento, a radiação era tão quente que os átomos neutros não podiam se formar de forma estável, porque a radiação expulsaria de forma confiável quaisquer elétrons dos núcleos aos quais eles estavam tentando se ligar, e então deveria haver um resto - agora frio e esparso - banho da radiação cósmica desta época.
3. Em algum momento extremamente precoce, teria sido tão quente que até mesmo os núcleos atômicos seriam destruídos, implicando que havia uma fase pré-estelar precoce em que a fusão nuclear teria ocorrido: nucleossíntese do Big Bang. A partir disso, esperamos que tenha havido pelo menos uma população de elementos leves e seus isótopos espalhados por todo o universo antes da formação de qualquer estrela.

Uma história visual do universo em expansão inclui o estado quente e denso conhecido como Big Bang e o crescimento e formação da estrutura subsequente. O conjunto completo de dados, incluindo as observações dos elementos de luz e do fundo cósmico de micro-ondas, deixa apenas o Big Bang como uma explicação válida para tudo o que vemos. ( Crédito : NASA/CXC/M. Weiss)

Em conjunto com o universo em expansão, esses quatro pontos se tornariam a pedra angular do Big Bang. O crescimento e a evolução da estrutura em grande escala do universo, de galáxias individuais e das populações estelares encontradas nessas galáxias, tudo isso valida as previsões do Big Bang. A descoberta de um banho de radiação apenas ~3 K acima do zero absoluto – combinado com seu espectro de corpo negro e imperfeições de temperatura em níveis de microkelvin de dezenas a centenas – foi a principal evidência que validou o Big Bang e eliminou muitas de suas alternativas mais populares. E a descoberta e medição dos elementos leves e suas proporções – incluindo hidrogênio, deutério, hélio-3, hélio-4 e lítio-7 – revelaram não apenas que tipo de fusão nuclear ocorreu antes da formação das estrelas, mas também o tipo de fusão nuclear que ocorreu antes da formação das estrelas. quantidade total de matéria normal que existe no universo.

Extrapolar até onde sua evidência pode levar você é um tremendo sucesso para a ciência. A física que ocorreu durante os primeiros estágios do quente Big Bang se imprimiu no universo, permitindo-nos testar nossos modelos, teorias e compreensão do universo daquela época. A primeira impressão observável, de fato, é o fundo cósmico de neutrinos, cujos efeitos aparecem tanto no fundo cósmico de micro-ondas (a radiação remanescente do Big Bang) quanto na estrutura em grande escala do universo. Este fundo de neutrinos chega até nós, notavelmente, de apenas ~ 1 segundo no quente Big Bang.

Se não houvesse oscilações devido à interação da matéria com a radiação no universo, não haveria oscilações dependentes da escala vistas no agrupamento de galáxias. As próprias oscilações, mostradas com a parte não oscilante subtraída (abaixo), dependem do impacto dos neutrinos cósmicos teorizados como presentes no Big Bang. A cosmologia padrão do Big Bang corresponde a β=1. ( Crédito : D. Baumann et al., Nature Physics, 2019)

Mas extrapolar além dos limites de sua evidência mensurável é um jogo perigoso, embora tentador. Afinal, se pudermos traçar o Big Bang quente de volta a cerca de 13,8 bilhões de anos, até quando o universo tinha menos de 1 segundo, qual é o mal em voltar apenas um segundo adicional: para a singularidade prevista para existir quando o universo tinha 0 segundos?

A resposta, surpreendentemente, é que há uma tremenda quantidade de dano – se você é como eu ao considerar fazer suposições infundadas e incorretas sobre a realidade como prejudiciais. A razão pela qual isso é problemático é porque começar em uma singularidade – em temperaturas arbitrariamente altas, densidades arbitrariamente altas e volumes arbitrariamente pequenos – terá consequências para o nosso universo que não são necessariamente suportadas por observações.

Por exemplo, se o universo começou a partir de uma singularidade, então ele deve ter surgido com exatamente o equilíbrio certo de coisas nele – matéria e energia combinadas – para equilibrar precisamente a taxa de expansão. Se houvesse apenas um pouquinho mais de matéria, o universo inicialmente em expansão já teria entrado em colapso agora. E se houvesse um pouquinho menos, as coisas teriam se expandido tão rapidamente que o universo seria muito maior do que é hoje.

Se o universo tivesse apenas uma densidade um pouco mais alta (vermelho), já teria entrado em colapso; se tivesse apenas uma densidade um pouco menor, teria se expandido muito mais rápido e se tornado muito maior. O Big Bang, por si só, não oferece nenhuma explicação sobre por que a taxa de expansão inicial no momento do nascimento do universo equilibra a densidade total de energia tão perfeitamente, não deixando espaço para a curvatura espacial. ( Crédito : Tutorial de cosmologia de Ned Wright)

E, no entanto, em vez disso, o que estamos observando é que a taxa de expansão inicial do universo e a quantidade total de matéria e energia dentro dele se equilibram tão perfeitamente quanto podemos medir.

Por quê?

Se o Big Bang começou a partir de uma singularidade, não temos explicação; nós simplesmente temos que afirmar que o universo nasceu dessa maneira, ou, como os físicos ignorantes de Lady Gaga chamam, condições iniciais.

Da mesma forma, espera-se que um universo que atingisse temperaturas arbitrariamente altas possuísse sobras de relíquias de alta energia, como monopolos magnéticos, mas não observamos nenhuma. Espera-se também que o universo tenha temperaturas diferentes em regiões causalmente desconectadas umas das outras - ou seja, estão em direções opostas no espaço em nossos limites observacionais - e, no entanto, observa-se que o universo tem temperaturas iguais em todos os lugares com precisão de 99,99% +.

Estamos sempre livres para apelar às condições iniciais como explicação para qualquer coisa e dizer, bem, o universo nasceu assim, e é isso. Mas estamos sempre muito mais interessados, como cientistas, se pudermos encontrar uma explicação para as propriedades que observamos.

No painel superior, nosso universo moderno tem as mesmas propriedades (incluindo temperatura) em todos os lugares porque eles se originaram de uma região que possui as mesmas propriedades. No painel do meio, o espaço que poderia ter qualquer curvatura arbitrária é inflado até o ponto em que não podemos observar nenhuma curvatura hoje, resolvendo o problema da planicidade. E no painel inferior, as relíquias de alta energia pré-existentes são infladas, fornecendo uma solução para o problema das relíquias de alta energia. É assim que a inflação resolve os três grandes quebra-cabeças que o Big Bang não consegue explicar sozinho. ( Crédito : E. Siegel/Além da Galáxia)

Isso é precisamente o que a inflação cósmica nos dá, e muito mais. A inflação diz, claro, extrapolar o Big Bang quente de volta a um estado muito inicial, muito quente, muito denso, muito uniforme, mas pare antes de voltar a uma singularidade. Se você quiser que o universo tenha a taxa de expansão e a quantidade total de matéria e energia em equilíbrio, você precisará de alguma maneira de configurá-lo dessa maneira. O mesmo se aplica a um universo com as mesmas temperaturas em todos os lugares. Em uma nota um pouco diferente, se você quiser evitar relíquias de alta energia, você precisa de alguma maneira de se livrar de quaisquer relíquias preexistentes e, em seguida, evitar criar novas, proibindo seu universo de ficar muito quente novamente.

A inflação consegue isso postulando um período, anterior ao quente Big Bang, onde o universo foi dominado por uma grande constante cosmológica (ou algo que se comporta de forma semelhante): a mesma solução encontrada por de Sitter em 1917. Esta fase estende o universo plano, dá-lhe as mesmas propriedades em todos os lugares, se livra de quaisquer relíquias de alta energia pré-existentes e nos impede de gerar novas, limitando a temperatura máxima alcançada após o término da inflação e o Big Bang quente. Além disso, ao assumir que houve flutuações quânticas geradas e estendidas por todo o universo durante a inflação, ele faz novas previsões para quais tipos de imperfeições o universo começaria.

As flutuações quânticas que ocorrem durante a inflação se estendem por todo o universo e, quando a inflação termina, elas se tornam flutuações de densidade. Isso leva, ao longo do tempo, à estrutura em grande escala do universo atual, bem como às flutuações de temperatura observadas na CMB. Novas previsões como essas são essenciais para demonstrar a validade de um mecanismo de ajuste fino proposto. (Crédito: E. Siegel; ESA/Planck e a Força-Tarefa Interagências DOE/NASA/NSF em pesquisa CMB)

Desde que foi hipotetizado na década de 1980, a inflação foi testada de várias maneiras contra a alternativa: um universo que começou a partir de uma singularidade. Quando empilhamos o scorecard, encontramos o seguinte:

1. A inflação reproduz todos os sucessos do quente Big Bang; não há nada que o Big Bang quente explique que a inflação também não possa explicar.
2. A inflação oferece explicações bem-sucedidas para os quebra-cabeças para os quais simplesmente temos que dizer condições iniciais no quente Big Bang.
3. Das previsões em que a inflação e um Big Bang quente sem inflação diferem, quatro delas foram testadas com precisão suficiente para discriminar entre os dois. Nessas quatro frentes, a inflação é de 4 por 4, enquanto o Big Bang quente é de 0 por 4.

Mas as coisas ficam realmente interessantes se olharmos para trás em nossa ideia do início. Enquanto um universo com matéria e/ou radiação – o que obtemos com o Big Bang quente – sempre pode ser extrapolado de volta para uma singularidade, um universo inflacionário não pode. Devido à sua natureza exponencial, mesmo se você atrasar o relógio uma quantidade infinita de tempo, o espaço só se aproximará de tamanhos infinitesimais e temperaturas e densidades infinitas; nunca o alcançará. Isso significa que, em vez de levar inevitavelmente a uma singularidade, a inflação absolutamente não pode levá-lo a uma por si só. A ideia de que o universo começou a partir de uma singularidade, e é isso que o Big Bang era, precisava ser descartada no momento em que reconhecemos que uma fase inflacionária precedeu a quente, densa e cheia de matéria e radiação que habitamos hoje.

As linhas azul e vermelha representam um cenário tradicional do Big Bang, onde tudo começa no tempo t=0, incluindo o próprio espaço-tempo. Mas em um cenário inflacionário (amarelo), nunca alcançamos uma singularidade, onde o espaço vai para um estado singular; em vez disso, ele só pode ficar arbitrariamente pequeno no passado, enquanto o tempo continua a retroceder para sempre. Apenas a última minúscula fração de segundo, desde o fim da inflação, se imprime em nosso universo observável hoje. (Crédito: E. Siegel)

Esta nova imagem nos dá três informações importantes sobre o início do universo que vão contra a história tradicional que a maioria de nós aprendeu. Primeiro, a noção original do Big Bang quente, onde o universo emergiu de uma singularidade infinitamente quente, densa e pequena – e vem se expandindo e esfriando, cheio de matéria e radiação desde então – está incorreta. A imagem ainda está amplamente correta, mas há um limite para o quanto podemos extrapolar no tempo.

Em segundo lugar, as observações estabeleceram bem o estado que ocorreu antes do Big Bang quente: inflação cósmica. Antes do Big Bang quente, o universo primitivo passou por uma fase de crescimento exponencial, onde quaisquer componentes preexistentes do universo foram literalmente inflados. Quando a inflação acabou, o universo se reaqueceu a uma temperatura alta, mas não arbitrariamente alta, dando-nos o universo quente, denso e em expansão que se transformou no que habitamos hoje.

Por último, e talvez o mais importante, não podemos mais falar com nenhum tipo de conhecimento ou confiança sobre como – ou mesmo se – o próprio universo começou. Pela própria natureza da inflação, ela apaga qualquer informação que veio antes dos momentos finais: onde ela terminou e deu origem ao nosso Big Bang quente. A inflação poderia durar uma eternidade, poderia ter sido precedida por alguma outra fase não singular, ou poderia ter sido precedida por uma fase que emergiu de uma singularidade. Até que chegue o dia em que descobriremos como extrair mais informações do universo do que parece possível atualmente, não temos escolha a não ser enfrentar nossa ignorância. O Big Bang ainda aconteceu há muito tempo, mas não foi o começo que supúnhamos que fosse.

Neste artigo Espaço e Astrofísica

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