Começa Com Um Estrondo

Como foi quando o universo fez os primeiros átomos?

Quando os elétrons livres se recombinam com os núcleos de hidrogênio, os elétrons caem em cascata nos níveis de energia, emitindo fótons à medida que avançam. Para que átomos estáveis e neutros se formem no Universo primitivo, eles precisam atingir o estado fundamental sem produzir um fóton ultravioleta potencialmente ionizante. (BRIGHTERORANGE & ENOCH LAU/WIKIMDIA COMMONS)

Levou centenas de milhares de anos para fazer átomos pela primeira vez. Se as coisas fossem um pouco diferentes, poderia ter levado uma eternidade.

Quando se trata de nosso mundo, nosso Sistema Solar e tudo o que podemos ver em nosso Universo, tudo é composto dos mesmos ingredientes: átomos. Elétrons e núcleos atômicos interagem e se ligam para formar não apenas átomos individuais, mas moléculas simples e complexas, algumas das quais deram origem a estruturas macroscópicas e até vida. É um dos fatos mais impressionantes sobre o Universo: que ele existe de forma a admitir a estrutura complexa que encontramos dentro dele hoje.

Mas por centenas de milhares de anos, desde o instante do Big Bang quente, era impossível formar um único átomo. Foi necessária uma enorme evolução cósmica e vários passos importantes para criá-los. Aqui está a história de como chegamos aqui.

As flutuações de densidade no fundo cósmico de micro-ondas (CMB) fornecem as sementes para a formação da estrutura cósmica moderna, incluindo estrelas, galáxias, aglomerados de galáxias, filamentos e vazios cósmicos em grande escala. Mas o próprio CMB não pode ser visto até que o Universo forme átomos neutros de seus íons e elétrons, o que leva centenas de milhares de anos. (CHRIS BLAKE E SAM MOORFIELD)

Quando o Universo tem quatro minutos, ele já está fundindo todos os núcleos atômicos que pode fundir neste estado quente, denso e inicial. Não há mais nêutrons livres; todos eles foram incorporados em núcleos mais pesados. Esses incluem:

Hélio-4 (dois prótons e dois nêutrons),
Deutério (um próton e um nêutron),
Hélio-3 (dois prótons e um nêutron) e Trítio (um próton e dois nêutrons),
e Lítio-7 (três prótons e quatro nêutrons) e Berílio-7 (quatro prótons e três nêutrons).

É muito isso. Existem elétrons livres suficientes para manter o Universo eletricamente neutro, equilibrando o número de prótons com precisão. Enquanto os fótons, as partículas que são os quanta da luz, se espalham continuamente pelos elétrons e pelos núcleos atômicos, é muito quente ou energético para que qualquer outra coisa se forme.

As abundâncias previstas de hélio-4, deutério, hélio-3 e lítio-7 conforme previsto pela Nucleossíntese do Big Bang, com observações mostradas nos círculos vermelhos. O Universo é 75-76% de hidrogênio, 24-25% de hélio, um pouco de deutério e hélio-3 e uma pequena quantidade de lítio. As primeiras estrelas do Universo serão feitas dessa combinação de elementos; nada mais. (EQUIPE DE CIÊNCIAS DA NASA / WMAP)

A razão para isso é simples: não há energia suficiente para esses núcleos se fundirem em combinações mais pesadas, mas há energia demais para os elétrons se ligarem a eles e formar átomos. Na verdade, há caminho muita energia para formar átomos neutros. Quando o Universo tem alguns minutos de idade, a temperatura ainda é de centenas de milhões de graus, mas para formar um átomo estável e neutro, a temperatura deve cair abaixo de alguns milhares de graus.

Claro, o Universo está se expandindo, o que significa que está esfriando à medida que o comprimento de onda da luz dentro dele se estende. Mas esticar tanto – por um fator de cerca de 100.000 – vai levar muito tempo.

A radiação é desviada para o vermelho à medida que o Universo se expande, o que significa que era mais energético no passado do Universo, com uma quantidade maior de energia por fóton. Se o Universo é dominado por matéria ou radiação é irrelevante; o redshifting é real. (E. SIEGEL / ALÉM DA GALÁXIA)

Então o Universo espera. E com o passar do tempo, ele se expande e esfria. À medida que os minutos se transformam em horas e depois em dias, o Berílio-7 começa a decair radioativamente. Ao capturar elétrons, ele se transforma lentamente em lítio-7 e, após um ano ou dois, praticamente desaparece completamente. À medida que os anos se transformam em décadas, o trítio decai radioativamente (por emissão de elétrons) em hélio-3. A transformação está completa após cerca de um século.

E, no entanto, ainda está quente demais para formar um átomo estável. Assim, o Universo se expande, esfria e fica menos denso.

À medida que o tecido do Universo se expande, os comprimentos de onda de qualquer radiação presente também são esticados. Isso faz com que o Universo se torne menos energético, e faz com que muitos processos de alta energia que ocorrem espontaneamente nos primeiros tempos sejam impossíveis em épocas mais frias e posteriores. São necessários centenas de milhares de anos para que o Universo esfrie o suficiente para que os átomos neutros possam se formar. (E. SIEGEL / ALÉM DA GALÁXIA)

À medida que os séculos se transformam em milênios, o desvio para o vermelho desses fótons – que superam as outras partículas em cerca de um bilhão para um – torna-se tão grave que eles perderam quase toda a sua energia. Depois de algumas dezenas de milhares de anos, a densidade de radiação cai abaixo da densidade da matéria, o que significa que o Universo agora é dominado por matéria em movimento lento, em vez de radiação que se move na velocidade da luz.

Com essa mudança crítica, a gravitação pode puxar a matéria escura em aglomerados, que crescem e crescem, atraindo mais matéria para eles. Sem radiação para lavar esses aglomerados, o Universo começa a formar uma estrutura. As sementes da nossa teia cósmica foram plantadas.

As oscilações do CMB são baseadas em oscilações primordiais produzidas pela inflação. Em particular, a “parte plana” em grandes escalas (à esquerda) não tem explicação sem inflação. A linha plana representa as sementes das quais o padrão de pico e vale emergirá nos primeiros 380.000 anos do Universo. (EQUIPE DE CIÊNCIAS DA NASA / WMAP)

Mas ainda está muito quente para formar átomos neutros. Toda vez que um elétron se liga com sucesso a um núcleo atômico, ele faz duas coisas:

Ele emite um fóton ultravioleta, porque as transições atômicas sempre caem em cascata nos níveis de energia de maneira previsível.
Ele é bombardeado por outras partículas, incluindo os bilhões de fótons que existem para cada elétron no Universo.

E durante esses estágios iniciais, mesmo quando o Universo tem dezenas de milhares de anos, há fótons suficientes com energia suficiente para que, assim que um elétron se liga a um núcleo – seja um próton livre ou um núcleo mais pesado – ele imediatamente fica explodiu de volta.

Nos primeiros tempos (esquerda), os fótons se dispersam dos elétrons e têm energia suficiente para levar quaisquer átomos de volta a um estado ionizado. Uma vez que o Universo esfria o suficiente e é desprovido de fótons de alta energia (à direita), eles não podem interagir com os átomos neutros e, em vez disso, simplesmente fluem livremente, pois têm o comprimento de onda errado para excitar esses átomos para um nível de energia mais alto. (E. SIEGEL / ALÉM DA GALÁXIA)

Mas algo começa a mudar quando o Universo atinge cerca de 300.000 anos de idade. Os fótons de fundo que fazem parte dos restos do Big Bang estão se tornando frios demais para expulsar imediatamente os elétrons de seus núcleos. Ainda existem algumas dessas energias muito altas, mas agora há menos fótons do que elétrons no Universo; menos de 1 em um bilhão de fótons podem ionizar um átomo neutro.

Isso significa que átomos neutros podem começar a se formar, mas há um problema para eles permanecerem. Quando você forma um átomo estável e neutro, eles emitem fótons ultravioleta. Esses fótons continuam, em linha reta, até encontrar outro átomo neutro, que então ionizam. Mesmo que possamos fazer um pequeno número de átomos neutros, eles não permanecem assim.

À medida que o Universo esfria, formam-se núcleos atômicos, seguidos por átomos neutros à medida que esfria ainda mais. Todos esses átomos (praticamente) são hidrogênio ou hélio, e o processo que lhes permite formar átomos neutros de forma estável leva centenas de milhares de anos para ser concluído. (E. SIEGEL)

Você pode pensar que, eventualmente, esses fótons ultravioleta viajarão pelo espaço por tempo suficiente para se deslocarem para o vermelho e não mais interagirem (porque não estão no comprimento de onda certo) com os átomos neutros. Que eles não os excitem mais, deixando-os incapazes de ionização.

É verdade que este é um efeito que acontece, mas é responsável apenas por alguns por cento dos átomos neutros que são formados pela primeira vez no Universo. Há outro efeito que vem, em vez disso, que domina. É extremamente raro, mas considerando todos os átomos do Universo e os mais de 100.000 anos que leva para que os átomos finalmente e de forma estável se tornem neutros, é uma parte incrível e intrincada da história.

Quando você faz a transição de um orbital s para um orbital s de energia mais baixa, em raras ocasiões você pode fazê-lo através da emissão de dois fótons de energia igual. Essa transição de dois fótons ocorre mesmo entre o estado 2s (primeiro excitado) e o estado 1s (terra), cerca de uma vez a cada 100 milhões de transições. (R. ROY ET AL., OPTICS EXPRESS 25(7):7960 · ABRIL DE 2017)

Na maioria das vezes, em um átomo de hidrogênio, quando você tem um elétron ocupando o primeiro estado excitado, ele simplesmente cai para o estado de energia mais baixa, emitindo um fóton ultravioleta de uma energia específica: um fóton alfa Lyman. Mas cerca de 1 vez em 100 milhões de transições, a queda ocorrerá por um caminho diferente, emitindo dois fótons de energia mais baixa. Isso é conhecido como um decaimento ou transição de dois fótons , e é o principal responsável pela neutralidade do Universo.

Quando você emite um único fóton, ele quase sempre colide com outro átomo de hidrogênio, excitando-o e eventualmente levando à sua reionização. Mas quando você emite dois fótons, é extremamente improvável que ambos atinjam um átomo ao mesmo tempo, o que significa que você obtém um átomo neutro adicional.

Um universo onde elétrons e prótons são livres e colidem com fótons transita para um neutro que é transparente para fótons à medida que o universo se expande e esfria. Mostrado aqui é o plasma ionizado (L) antes que o CMB seja emitido, seguido pela transição para um Universo neutro (R) que é transparente aos fótons. É a espetacular transição de dois fótons em um átomo de hidrogênio que permite que o Universo se torne neutro exatamente como o observamos. (AMANDA YOHO)

O resto é história. Claro, leva mais de 100.000 anos para que o processo seja concluído, mas é assim que o Universo o faz. Essa transição de dois fótons, por mais rara que seja, é o processo pelo qual os átomos neutros se formam pela primeira vez. Leva-nos de um Universo quente e cheio de plasma para um Universo quase igualmente quente cheio de átomos 100% neutros. Embora digamos que o Universo formou esses átomos 380.000 anos após o Big Bang, este foi na verdade um processo lento e gradual que levou cerca de 100.000 anos de cada lado dessa figura para ser concluído. Uma vez que os átomos são neutros, não há mais nada para a luz do Big Bang se espalhar. Esta é a origem do CMB: o Fundo Cósmico de Microondas.

Arno Penzias e Bob Wilson no local da antena em Holmdel, Nova Jersey, onde o fundo cósmico de micro-ondas foi identificado pela primeira vez. (COLEÇÃO FÍSICA HOJE/AIP/SPL)

Detectamos essa luz pela primeira vez em 1964, confirmando o Big Bang e inaugurando a era da cosmologia moderna. A partir de nossas melhores observações no momento, conseguimos confirmar essa imagem espetacular, medindo até mesmo a profundidade e a espessura da última superfície espalhada dessa época. Transições de dois fótons foram verificadas aqui em laboratórios na Terra, e o que observamos representa uma concordância espetacular entre nossas previsões teóricas e o que realmente ocorreu no passado distante do Universo. Demorou cerca de meio milhão de anos para o Universo finalmente formar completamente átomos neutros, enquanto a gravitação começou a juntar o Universo em aglomerados. A história cósmica que nos levaria, finalmente, estava pronta para prosseguir para a próxima fase.

Leitura adicional sobre como era o Universo quando: