• Começa Com Um Estrondo

Os dez maiores passos das últimas dez décadas

Crédito da imagem: Sloan Digital Sky Survey (SDSS), incluindo a profundidade atual da pesquisa.

Como fomos da nossa Via Láctea, sozinhos, para todo o Universo.

Gamow foi fantástico em suas ideias. Ele estava certo, ele estava errado. Mais frequentemente errado do que certo. Sempre interessante; … e quando sua ideia não estava errada, não era apenas certa, era nova. – Eduardo Teller

No início de 2016, é importante reconhecer que há apenas um século, nossa percepção do Universo era que:

• as estrelas, aglomerados de estrelas e nebulosas em nossa Via Láctea compunham todo o Universo,
• toda a matéria era composta de núcleos atômicos e elétrons,
• as duas únicas forças eram a gravitação e o eletromagnetismo,
• e a gravidade newtoniana, que governava o Universo desde 1600, foi apenas dois meses em seu desafio da Relatividade Geral de Einstein.

No entanto, nos próximos 100 anos, uma grande descoberta por década reformularia nossa percepção do Universo.

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

década de 1910 — A teoria de Einstein confirmada! A Relatividade Geral ficou famosa por explicar que a gravidade de Newton não podia: a precessão da órbita de Mercúrio ao redor do Sol. Mas não basta que uma teoria científica explique algo que já observamos; ele precisa fazer uma previsão sobre algo que ainda está para ser visto. Embora tenha havido muitos ao longo do século passado – dilatação do tempo gravitacional, lentes fortes e fracas, arrastamento do quadro, redshift gravitacional, etc. – o primeiro foi a curvatura da luz das estrelas durante um eclipse solar total, observado por Eddington e seus colaboradores em 1919. A quantidade observada de curvatura da luz das estrelas ao redor do Sol era consistente com Einstein e inconsistente com Newton. Assim, nossa visão do Universo mudaria para sempre.

Crédito da imagem: E. Hubble, NASA, ESA, R. Gendler, Z. Levay e Hubble Heritage Team, via http://apod.nasa.gov/apod/ap110701.htm EU.

década de 1920 — Ainda não sabíamos que existia um Universo além da Via Láctea, mas tudo mudou na década de 1920 com o trabalho de Edwin Hubble. Enquanto observava algumas das nebulosas espirais no céu, ele conseguiu identificar estrelas individuais e variáveis ​​do mesmo tipo que eram conhecidas na Via Láctea. Só que seu brilho era tão baixo que precisavam ser milhões de anos-luz de distância, colocando-os muito fora da extensão da nossa galáxia. O Hubble não parou por aí, medindo a velocidade de recessão e as distâncias para mais de uma dúzia de galáxias, descobrindo o vasto Universo em expansão que conhecemos hoje.

Crédito da imagem: Adam Block/Mount Lemmon SkyCenter/Universidade do Arizona.

década de 1930 — Durante muito tempo se pensou que se você pudesse medir toda a massa contida nas estrelas, e talvez adicionar o gás e a poeira, seria responsável por toda a matéria do Universo. No entanto, ao observar as galáxias dentro de um aglomerado denso (como o aglomerado Coma, acima), Fritz Zwicky mostrou que as estrelas e o que conhecemos como matéria normal (ou seja, átomos) eram insuficientes para explicar os movimentos internos desses aglomerados. Ele apelidou este novo assunto matéria escura , ou matéria escura, uma observação que foi amplamente ignorada até a década de 1970, quando a matéria normal foi melhor compreendida, e a matéria escura mostrou existir em grande abundância em galáxias individuais. Agora sabemos que supera a matéria normal em uma proporção de 5:1.

Crédito da imagem: Bock et al., 2012, via SPIE Newsroom. DOI: 10.1117/2.1201202.004144.

década de 1940 — Enquanto a grande maioria dos recursos experimentais e observacionais foi para satélites espiões, foguetes e o desenvolvimento da tecnologia nuclear, os físicos teóricos ainda estavam trabalhando duro. Em 1945, George Gamow fez a derradeira extrapolação do Universo em expansão: se o Universo está a expandir-se e a arrefecer hoje, então deve ter sido mais quente e mais denso no passado. Voltando para trás, deve ter havido um tempo em que era tão quente e denso que os átomos neutros não podiam se formar, e antes disso onde os núcleos atômicos não podiam se formar. Se isso fosse verdade, então antes de qualquer estrela se formar, esse material com o qual o Universo começou deveria ter uma proporção específica dos elementos mais leves, e deveria haver um brilho remanescente permeando todas as direções do Universo apenas alguns graus acima do zero absoluto hoje. . Essa estrutura é hoje conhecida como Big Bang e foi a maior ideia da década de 1940.

Crédito da imagem: Nicolle Rager Fuller da NSF.

década de 1950 — Mas uma ideia concorrente ao Big Bang foi o modelo Steady-State, apresentado por Fred Hoyle e outros na mesma época. Mas o mais espetacular é que eles argumentaram que todos os elementos mais pesados ​​presentes na Terra hoje foram formados não durante um estado inicial, quente e denso, mas em gerações anteriores de estrelas. Hoyle, juntamente com os colaboradores Willie Fowler e Geoffrey e Margaret Burbidge, detalhou exatamente como os elementos seriam construídos na tabela periódica a partir da fusão nuclear que ocorre nas estrelas. Mais espetacularmente, eles previram a fusão do hélio em carbono através de um processo nunca antes observado: o processo triplo-alfa, exigindo um novo estado de carbono para existir. Esse estado foi descoberto por Fowler alguns anos depois de ter sido proposto por Hoyle, e hoje é conhecido como o Estado Hoyle do carbono. Com isso, aprendemos que todos os elementos pesados ​​existentes na Terra hoje devem sua origem a gerações anteriores de estrelas.

Crédito da imagem: equipe científica da NASA / WMAP, da descoberta da CMB em 1965 por Arno Penzias e Bob Wilson.

década de 1960 — Após cerca de 20 anos de debate, a observação chave que decidiria a história do Universo foi descoberta: a descoberta do brilho remanescente previsto do Big Bang, ou o Fundo de Microondas Cósmica. Essa radiação uniforme de 2,725 K foi descoberta em 1965 por Arno Penzias e Bob Wilson, nenhum dos quais percebeu o que havia descoberto a princípio. No entanto, com o tempo, todo o espectro de corpo negro dessa radiação e até mesmo suas flutuações foram medidos, mostrando-nos que o Universo começou com um estrondo, afinal.

Crédito da imagem: Bock et al. (2006, astro-ph/0604101); modificações por mim.

década de 1970 — No final de 1979, um jovem cientista teve a ideia de uma vida. Alan Guth, procurando uma maneira de resolver alguns dos problemas inexplicáveis ​​do Big Bang – por que o Universo era tão espacialmente plano, por que tinha a mesma temperatura em todas as direções e por que não havia relíquias de ultra-alta energia – veio sobre uma ideia conhecida como inflação cósmica. Diz que antes do Universo existir em um estado quente e denso, ele estava em um estado de expansão exponencial, onde toda a energia estava ligada ao tecido do próprio espaço. Foram necessárias várias melhorias nas ideias iniciais de Guth para criar a moderna teoria da inflação, mas observações subsequentes – incluindo as flutuações na CMB, a estrutura em grande escala do Universo e a forma como as galáxias se aglomeram, se aglomeram e se formam – todos confirmaram as previsões da inflação. Não só o nosso Universo começou com um estrondo, mas havia um estado que existia antes do Big Bang ocorrer.

Crédito de imagem: ESA/Hubble, NASA.

década de 1980 — Pode não parecer muito, mas em 1987, a supernova mais próxima da Terra ocorreu em mais de 100 anos. Foi também a primeira supernova a ocorrer quando tínhamos detectores online capazes de encontrar neutrinos desses eventos! Embora tenhamos visto muitas supernovas em outras galáxias, nunca antes uma ocorreu tão perto que os neutrinos dela pudessem ser observados. Esses cerca de 20 neutrinos marcaram o início da astronomia de neutrinos, e os desenvolvimentos subsequentes levaram à descoberta de oscilações de neutrinos, massas de neutrinos e neutrinos de supernovas que ocorrem a mais de um milhão de anos-luz de distância. A próxima supernova dentro de nossa galáxia terá mais de cem mil neutrinos detectados.

Crédito da imagem: Suzuki et al. (The Supernova Cosmology Project), aceito para publicação, Ap.J., 2011.

década de 1990 — Se você achava que a matéria escura e descobrir como o Universo começou era um grande negócio, então você pode imaginar o choque que foi em 1998 descobrir como o Universo iria acabar! Historicamente, imaginamos três destinos possíveis:

• Que a expansão do Universo seria insuficiente para superar a atração gravitacional de tudo, e o Universo entraria em colapso em um Big Crunch.
• Que a expansão do Universo seria grande demais para a gravitação combinada de tudo, e tudo no Universo fugiria um do outro, resultando em um Big Freeze.
• Ou que estaríamos bem na fronteira entre esses dois casos, e a taxa de expansão seria assíntota a zero, mas nunca a atingiria: um Universo Crítico

Em vez disso, porém, supernovas distantes indicaram que a expansão do Universo foi acelerando , e que com o passar do tempo, galáxias distantes foram aumentando sua velocidade para longe umas das outras. Não apenas o Universo congelará, mas todas as galáxias que ainda não estão ligadas umas às outras acabarão desaparecendo além do nosso horizonte cósmico. Além das galáxias em nosso grupo local, nenhuma outra galáxia jamais encontrará nossa Via Láctea, e nosso destino será realmente frio e solitário. Em mais 100 bilhões de anos, seremos incapazes de ver galáxias além da nossa.

Crédito da imagem: ESA e a Colaboração Planck.

anos 2000 — A descoberta do Fundo Cósmico de Microondas não terminou em 1965, mas nossas medições das flutuações (ou imperfeições) no brilho remanescente do Big Bang nos ensinaram algo fenomenal: exatamente do que o Universo era feito. Os dados do COBE foram substituídos pelo WMAP, que por sua vez foi aprimorado pelo Planck. Além disso, dados de estrutura em grande escala de pesquisas de grandes galáxias (como 2dF e SDSS) e dados de supernovas distantes se combinaram para nos dar nossa imagem moderna do Universo:

• 0,01% de radiação na forma de fótons,
• 0,1% de neutrinos , que contribuem ligeiramente para os halos gravitacionais que cercam galáxias e aglomerados,
• 4,9% de matéria normal , que inclui tudo feito de partículas atômicas,
• 27% de matéria escura , ou as misteriosas partículas não interativas (exceto gravitacionalmente) que dão ao Universo a estrutura que observamos, e
• 68% de energia escura , que é inerente ao próprio espaço.

Crédito da imagem: NASA/Ames/JPL-Caltech, dos pequenos exoplanetas Kepler conhecidos por existirem na zona habitável de sua estrela.

Qual será a década de 2010 como sua maior descoberta? Será que dará início à astronomia de ondas gravitacionais? Vamos descobrir o que realmente é a matéria escura? Será que a última grande previsão de inflação se confirmará? Ou encontraremos a primeira evidência de vida além da Terra no Universo?

Uma coisa é certa: no início de 2016, nossa compreensão do Universo é limitada apenas pelos recursos que investimos para descobri-lo.

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