Começa Com Um Estrondo

Como era quando o universo estava mais quente?

Colisões de partículas de alta energia podem criar pares de matéria-antimatéria ou fótons, enquanto pares de matéria-antimatéria se aniquilam para produzir fótons também. No início do Big Bang quente, o Universo está cheio de partículas, antipartículas e fótons, que interagem, aniquilam, produzem novas partículas, tudo à medida que o Universo se expande e esfria. (LABORATÓRIO NACIONAL DE BROOKHAVEN / RHIC)

Imediatamente após o Big Bang, o Universo estava mais energético do que nunca. Como era?

Quando olhamos para o Universo hoje, vemos que ele está cheio de estrelas e galáxias, em todas as direções e em todos os locais do espaço. O Universo não é estático, no entanto; as galáxias distantes estão unidas em grupos e aglomerados, com esses grupos e aglomerados se afastando um do outro como parte do Universo em expansão. À medida que o Universo se expande, fica não apenas mais esparso, mas mais frio, à medida que os fótons individuais mudam para comprimentos de onda mais vermelhos à medida que viajam pelo espaço.

Mas isso significa que, se olharmos para trás no tempo, o Universo não era apenas mais denso, mas também mais quente. Se voltarmos aos primeiros momentos em que essa descrição se aplica, aos primeiros momentos do Big Bang, chegamos ao Universo como era absolutamente mais quente. Veja como era viver naquela época.

Os quarks, antiquarks e glúons do modelo padrão possuem uma carga de cor, além de todas as outras propriedades como massa e carga elétrica. Todas essas partículas, até onde podemos dizer, são realmente pontuais e vêm em três gerações. Em energias mais altas, é possível que ainda existam tipos adicionais de partículas. (E. SIEGEL / ALÉM DA GALÁXIA)

No Universo de hoje, as partículas obedecem a certas regras. A maioria deles possui massas, correspondentes à quantidade total de energia interna inerente à existência daquela partícula. Eles podem ser matéria (para os férmions), antimatéria (para os anti-férmions) ou nenhuma (para os bósons). Algumas das partículas não têm massa, o que exige que se movam à velocidade da luz.

Sempre que pares correspondentes de matéria/antimatéria colidem um com o outro, eles podem se aniquilar espontaneamente, geralmente produzindo dois fótons sem massa. E quando você esmaga duas partículas com grandes quantidades de energia, há uma chance de criar espontaneamente novos pares de partículas de matéria/antimatéria. Enquanto houver energia suficiente, de acordo com Einstein E = mc² , podemos transformar energia em matéria e vice-versa.

A produção de pares matéria/antimatéria (esquerda) a partir de energia pura é uma reação completamente reversível (direita), com matéria/antimatéria aniquilando de volta à energia pura. Esse processo de criação e aniquilação, que obedece a E = mc², é a única maneira conhecida de criar e destruir matéria ou antimatéria. (DMITRI POGOSYAN / UNIVERSIDADE DE ALBERTA)

Bem, as coisas com certeza eram diferentes no início! Nas energias extremamente altas que encontramos nos estágios iniciais do Big Bang, cada partícula no Modelo Padrão não tinha massa. A simetria de Higgs, que dá massas às partículas quando se rompe, é completamente restaurada nessas temperaturas. É quente demais não apenas para formar átomos e ligar núcleos atômicos, mas mesmo prótons e nêutrons individuais são impossíveis; o Universo é um plasma quente e denso cheio de todas as partículas e antipartículas que podem existir.

As energias são tão altas que mesmo as partículas e antipartículas mais fantasmagóricas de todas, neutrinos e antineutrinos, colidem com outras partículas com mais frequência do que em qualquer outro momento. Cada partícula atinge outros incontáveis trilhões de vezes por microssegundo, todas se movendo na velocidade da luz.

O Universo primitivo estava cheio de matéria e radiação, e era tão quente e denso que impedia a formação estável de prótons e nêutrons na primeira fração de segundo. Uma vez que o fazem, no entanto, e a antimatéria se aniquila, acabamos com um mar de partículas de matéria e radiação, voando perto da velocidade da luz. (COLABORAÇÃO RHIC, BROOKHAVEN)

Além das partículas que conhecemos, pode haver partículas adicionais (e antipartículas) que não conhecemos hoje. O Universo era muito mais quente e energético – um milhão de vezes maior que os raios cósmicos de maior energia e trilhões de vezes mais forte que as energias do LHC – do que qualquer coisa que possamos ver na Terra. Se houver partículas adicionais para produzir no Universo, incluindo:

partículas supersimétricas,
partículas previstas pelas Grandes Teorias Unificadas,
partículas acessíveis através de dimensões extras grandes ou distorcidas,
partículas menores que compõem as que agora pensamos serem fundamentais,
neutrinos destros pesados,
ou uma grande variedade de partículas candidatas à matéria escura,

o jovem universo pós-Big Bang os teria criado.

Os fótons, partículas e antipartículas do Universo primitivo. Estava cheio de bósons e férmions naquela época, além de todos os antifermions que você pode imaginar. Se houver partículas adicionais de alta energia que ainda não descobrimos, elas provavelmente também existiram nesses estágios iniciais. (LABORATÓRIO NACIONAL DE BROOKHAVEN)

O que é notável é que, apesar dessas energias e densidades incríveis, há um limite. O Universo nunca foi arbitrariamente quente e denso, e temos evidências observacionais para provar isso. Hoje, podemos observar o Fundo de Microondas Cósmica: o brilho remanescente da radiação do Big Bang. Embora este seja um uniforme de 2,725 K em todos os lugares e em todas as direções, há pequenas flutuações nele: flutuações de apenas dezenas ou centenas de microkelvin. Graças ao satélite Planck, mapeamos isso com uma precisão extraordinária, com uma resolução angular que desce para apenas 0,07 graus.

As flutuações no Fundo de Microondas Cósmicas foram primeiro medidas com precisão pelo COBE na década de 1990, depois com mais precisão pelo WMAP na década de 2000 e pelo Planck (acima) na década de 2010. Esta imagem codifica uma enorme quantidade de informações sobre o Universo primitivo, incluindo sua composição, idade e história. As flutuações são de apenas dezenas a centenas de microkelvin em magnitude. (A COLABORAÇÃO ESA E PLANCK)

O espectro e a magnitude dessas flutuações nos ensinam algo sobre a temperatura máxima que o Universo poderia ter alcançado durante os primeiros e mais quentes estágios do Big Bang: tem um limite superior. Na física, as energias mais altas possíveis de todas estão na escala de Planck, que é em torno de 10¹⁹ GeV, onde um GeV é a energia necessária para acelerar um elétron a um potencial de um bilhão de volts. Além dessas energias, as leis da física não fazem mais sentido.

Os objetos com os quais interagimos no Universo variam de escalas cósmicas muito grandes até cerca de 10^-19 metros, com o mais novo recorde estabelecido pelo LHC. Há um longo, longo caminho para baixo (em tamanho) e para cima (em energia) na escala de Planck, no entanto. (UNIVERSIDADE DE NOVA GALES DO SUL / ESCOLA DE FÍSICA)

Mas dado o mapa das flutuações que temos no Fundo Cósmico de Microondas, podemos concluir que essas temperaturas nunca foram alcançadas. A temperatura máxima que nosso Universo poderia ter alcançado, como mostrado pelas flutuações no fundo cósmico de micro-ondas, é apenas ~10¹⁶ GeV, ou um fator de 1.000 menor que a escala de Planck. O Universo, em outras palavras, teve uma temperatura máxima que poderia ter alcançado e é significativamente menor que a escala de Planck.

Essas flutuações fazem mais do que nos dizer sobre a temperatura mais alta que o Big Bang quente alcançou; eles nos dizem quais sementes foram plantadas no Universo para crescer na estrutura cósmica que temos hoje.

Regiões do espaço que são um pouco mais densas que a média criarão poços de potencial gravitacional maiores para sair, o que significa que a luz que surge dessas regiões parece mais fria quando chega aos nossos olhos. Vice-versa, regiões subdensas parecerão pontos quentes, enquanto regiões com densidade perfeitamente média terão temperaturas perfeitamente médias. (E. SIEGEL / ALÉM DA GALÁXIA)

Os pontos frios são frios porque a luz tem um potencial gravitacional ligeiramente maior para sair, correspondendo a uma região de densidade maior que a média. Os pontos quentes, correspondentemente, vêm de regiões com densidades abaixo da média. Com o tempo, os pontos frios se transformarão em galáxias, grupos e aglomerados de galáxias e ajudarão a formar a grande teia cósmica. Os pontos quentes, por outro lado, cederão sua matéria para as regiões mais densas, tornando-se grandes vazios cósmicos ao longo de bilhões de anos. As sementes para a estrutura estavam lá desde os primeiros e mais quentes estágios do Big Bang.

À medida que o tecido do Universo se expande, os comprimentos de onda de quaisquer fontes de luz/radiação também serão esticados. Muitos processos de alta energia ocorrem espontaneamente nos estágios iniciais do Universo, mas deixarão de ocorrer quando a temperatura do Universo cair abaixo de um valor crítico devido à expansão do espaço. (E. SIEGEL / ALÉM DA GALÁXIA)

Além disso, quando você atinge a temperatura máxima alcançável no início do Universo, ela imediatamente começa a despencar. Assim como um balão se expande quando você o enche com ar quente, porque as moléculas têm muita energia e empurram contra as paredes do balão, o tecido do espaço se expande quando você o enche com partículas quentes, antipartículas e radiação.

E sempre que o Universo se expande, também esfria. A radiação, lembre-se, tem sua energia proporcional ao seu comprimento de onda: a distância que uma onda leva para completar uma oscilação. À medida que o tecido do espaço se estende, o comprimento de onda também se estende, trazendo essa radiação para energias cada vez mais baixas. Energias mais baixas correspondem a temperaturas mais baixas e, portanto, o Universo fica não apenas menos denso, mas também menos quente, à medida que o tempo passa.

Há um grande conjunto de evidências científicas que apoiam a imagem do Universo em expansão e do Big Bang. Toda a massa-energia do Universo foi liberada em um evento com duração inferior a 10^-30 segundos; a coisa mais energética que já ocorreu na história do nosso Universo. (NASA/GSFC)

No início do Big Bang quente, o Universo atinge seu estado mais quente e denso e é preenchido com matéria, antimatéria e radiação. As imperfeições no Universo – quase perfeitamente uniformes, mas com heterogeneidades de 1 parte em 30.000 – nos dizem o quão quente ele poderia ter ficado e também fornecem as sementes das quais a estrutura em grande escala do Universo crescerá. Imediatamente, o Universo começa a expandir-se e a arrefecer, tornando-se menos quente e menos denso, tornando mais difícil criar qualquer coisa que exija uma grande reserva de energia. E = mc² significa que sem energia suficiente, você não pode criar uma partícula de uma determinada massa.

Ao longo do tempo, o Universo em expansão e resfriamento conduzirá um enorme número de mudanças. Mas, por um breve momento, tudo ficou simétrico e o mais enérgico possível. De alguma forma, com o tempo, essas condições iniciais criaram todo o Universo.

Leitura adicional:

Começa com um estrondo é agora na Forbes , e republicado no Medium graças aos nossos apoiadores do Patreon . Ethan é autor de dois livros, Além da Galáxia , e Treknology: A ciência de Star Trek de Tricorders a Warp Drive .