Marta Daniela Santos
Escola Secundária Maria Amália Vaz de Carvalho
• Alguns conceitos-chave
• Big Bang — Os Primeiros Instantes:
— Inflação
— Formação da Matéria Primordial
— Radiação Cósmica de Fundo
• Geometria do Universo: aberto, fechado ou plano?
• Ingredientes na Receita do Universo
— Matéria Escura
— Energia Escura
• O que acontecerá no futuro?
Interacções Fundamentais da
Natureza
Interacção Gravítica
De longo alcance, apenas tem
intensidade apreciável quando,
pelo menos, um dos corpos tiver
grande massa. Garante a coesão
do Sistema Solar.
Interacção Electromagnética
http://fcf.grc.nasa.gov/pics/chemistry.jpg
Explica as reacções químicas, a
estabilidade dos seres vivos e a
estabilidade da estrutura
atómica. Os seus efeitos fazemse sentir tanto a curta como a
longa distância. Mais intensa que
a gravítica.
Interacção nuclear forte
Explica a estabilidade do
núcleo. É de alcance muito
curto, e actua de igual modo
sobre protões e neutrões,
não estando relacionada
com a carga eléctrica.
Fonte: elaboração própria
Interacção nuclear fraca
Responsável pelo facto de
alguns núcleos se
desintegrarem, dando origem a
outros. É menos intensa que a
electromagnética, mas mais
intensa do que a gravítica. O seu
alcance é muito curto (mais
curto que o da interacção
Radiação — constituída por
partículas sem ou quase sem
massa que se movem à
velocidade da luz, com
propriedades tanto de onda como
de partícula. Exemplos
conhecidos são os fotões e os
neutrinos.
Matéria Bariónica — é a matéria
dita “comum”, toda aquela que nos
rodeia na Terra, por exemplo. É
constituída por átomos; estes, por
sua vez, são constituídos por
protões (+) e neutrões (0) no
núcleo, em redor dos quais
orbitam electrões (-).
Embora o termo “Big Bang” dê a ideia de uma explosão colossal,
neste contexto não é esse o verdadeito sentido da palavra, já que o
próprio espaço “explodiu”. De acordo com as últimas medições, o
Universo terá surgido há aproximadamente 13 500 milhões de anos;
inicialmente num estado inimaginavelmente quente e denso, ter-se-á
expandido e arrefecido, e a sua evolução originou estruturas cada vez
mais complexas.
http://educar.sc.usp.br/ciencias/as
tro/cda/sessaoastronomia/1998/big-bang.jpg
À escala subatómica, é fisicamente impossível saber o que se passa
num intervalo de tempo inferior a 10-43 do segundo (tempo de
Planck). Assim, esta é a fronteira do conhecimento humano, e marca
também a origem do espaço-tempo, já que as noções de tempo e de
espaço não estão claramente separadas por intervalos mais
pequenos do que este. É também neste momento que ocorre a
separação da gravidade das outras forças fundamentais.
http://starchild.gsfc.nasa.gov/Images/St
arChild/questions/apple_falling.gif
Como explicar a
uniformidade do
Universo? Galáxias em
lados opostos do céu
começaram a brilhar há
milhares de milhões de
anos: um observador na
Terra ao observá-las
verifica que se parecem
bastante entre si. No
entanto, a luz de
qualquer uma delas
ainda não chegou à
outra...
Fonte: Scientific American January 1999
A resposta a este paradoxo pode estar num momento remoto e
fulcral na evolução do Universo... A época inflacionária, que terá tido
o seu início 10-35 após o Big Bang.
De acordo com a Teoria da Inflação de Alan Guth, a cada 5 x 10-35s a
partir de então o Universo duplicou o seu tamanho, tendo a
expansão apenas abrandado passados 10-32s sobre o Big Bang.
Nessa época calcula-se que o Universo fosse cerca de 1050 vezes
maior do que antes da inflação.
http://map.gsfc.nasa.gov/m_ig/0206
22/020622_s.jpg
Na origem desta expansão terá estado a instabilidade da união entre
as forças nuclear forte e electrofraca, devido às temperaturas
suficientemente baixas que foram atingidas. O excesso de energia
que esta união encerrava libertou-se sob a forma de uma força de
insuflação que fez expandir o Universo.
Fonte: elaboração própria
A completa separação destas forças terá marcado o fim da inflação.
Durante este período, quantidades colossais de matéria dotada de
energia positiva terão sido criadas, em oposição ao respectivo
aumento da energia gravitacional negativa, resultando num saldo
energético nulo.
Findo o período inflacionário, o Universo vai-se dilatando e
arrefecendo, e a energia por unidade de volume vai diminuindo.
Temos agora de ter em conta dois aspectos:
Matéria e energia podem converter-se
uma na outra, através da célebre
equação E=mc2
Desde que suficiente, a energia pode
“materializar-se” em partículas, sempre
aos pares e equivalentes: uma de
matéria e outra de anti-matéria
(princípio de simetria).
http://www.webfeat.org/e=mc2.gif
Por outro lado, cada vez que uma partícula encontra a sua antipartícula “aniquilam-se”, transformando-se em energia.
Enquanto houver energia disponível, as reacções de materialização e
aniquilação dão-se continuamente no meio de um “caldo” altamente
energético onde aparecem e desaparecem matéria e anti-matéria.
http://aether.lbl.gov/www/tour/
elements/early/early_a.html
Porém, à medida que a expansão avança, a temperatura vai
baixando e, portanto, a densidade de energia vai diminuindo,
impossibilitando a materialização de partículas cuja massa
corresponde a energias mais elevadas. Surge-nos agora um dilema:
Deveria ter sido dada
origem a iguais
quantidades de matéria e
anti-matéria (princípio da
simetria): a matéria existe;
onde está a anti-matéria?
Um mecanismo qualquer, até agora desconhecido, permitiu o
aparecimento de maior quantidade de matéria do que de antimatéria, pois se existissem em iguais quantidades aniquilar-se-iam
totalmente, e não estaríamos aqui para nos interrogarmos sobre
esta questão...
Seja como for, o balanço final traduziu-se num excesso de algumas
partículas de matéria, mergulhadas num banho de fotões.
 Aos 10-6s: o abaixamento da
densidade de energia permitiu
que se formassem os protões
e os neutrões. Porém, as
temperaturas ainda muito
elevadas não permitiam a
constituição de núcleos
atómicos estáveis.
• Aos 3min: ficam finalmente
reunidas as condições para que
protões e neutrões se associem e
formem os primeiros núcleos:
nucleossíntese cosmológica.
Como a temperatura
continuava a baixar
rapidamente, a nucleossíntese
só pôde continuar até aos
15min.
Formaram-se apenas os núcleos de:
 Deutério (1 protão e 1 neutrão)
 Trítio (1 protão e 2 neutrões)
 Hélio (2 protões)
 Hélio-3 (2 protões e 1 neutrão)
 Lítio (3 protões e 4 neutrões)
Os núcleos de hidrogénio
haviam já sido “criados”,
pois consistem apenas
num protão.
http://pegasus.phast.umass.edu/a101/images/hydrogen.jpg
As medições efectuadas indicam que o Universo é composto por
75% de hidrogénio, 24% de hélio e 1% dos restantes elementos, o
que está de acordo com o modelo do Big Bang. Temos assim mais
uma evidência experimental a favor deste modelo.
A partir deste momento, o
Universo deixou de ter
capacidade para criar novos
elementos, ficando reduzido
essencialmente a H e He,
ainda hoje os principais
constituintes do Universo.
http://map.gsfc.nasa.gov/ContentMedia/990403b.jp
g
Quando o Universo tinha 300 000 anos formaram-se por fim átomos
estáveis: os electrões ficaram “aprisionados” nos átomos,
desacoplando-se dos fotões e deixando-os livres: o Universo, que até
aí era opaco (porque os fotões estavam acoplados aos electrões),
tornou-se transparente.
Todos os restantes elementos
químicos que conhecemos foram
formados (e continuam a sê-lo)
muito depois, no núcleo das
estrelas, onde as temperaturas
atingidas possibilitam
novamente a ocorrência de
reacções nucleares: somos
poeira das estrelas...
http://www.immr.tu-clausthal.de/geoch/pse/pse.gif
Ao aquecer um pedaço de ferro, este adquire várias cores,
dependendo da temperatura atingida .Verifica-se que, depois de muito
aquecido, vai arrefecendo até à temperatura ambiente, mas
apresentando sempre um espectro contínuo, em que o comprimento
de onda da radiação mais intensa é inversamente proporcional à
temperatura absoluta.
A este fenómeno dá-se o nome de “radiação
do corpo negro”: qualquer corpo que tenha
sido uniformemente aquecido emite sempre
uma radiação cujo espectro permite
determinar a temperatura actual desse
corpo.
http://www.brooklyn.cuny.edu/bc/
ahp/LAD/C3/graphics/C3_radiatio
n_03.gif
Então, se o Universo foi submetido como um todo a temperaturas
elevadíssimas há muitos anos atrás, nos nossos dias deve estar a
emitir uma “radiação de fundo” correspondente à sua temperatura
actual.
De facto após o Big Bang, e à medida que o Universo foi ficando
menos denso, a interacção da matéria e da radiação tornou-se menos
eficaz. Como vimos, 300 000 anos após o Big Bang o Universo
tornou-se transparente, com a formação de átomos estáveis.
Assim, a radiação cósmica de fundo é estabelecida nesta altura, e em
1956 Penzias e Wilson detectaram finalmente a “música do Universo”,
a radiação indicativa de que todo o Universo tinha estado, tempos
atrás, homogeneamente sujeito a elevadas temperaturas (a análise
deste espectro indica uma temperatura actual para o Universo de
2,7K).
Fonte: Microsoft Encarta Encyclopedia 2000
Na RCF pode residir também a prova fulcral de que realmente se
verificou um período inflacionário: ondas gravitacionais primordiais
poderão ter deixado aí a sua impressão.
Fonte: Scientific American
January 2001
Na realidade, o vácuo a que nos referimos normalmente como sendo
a completa ausência de matéria não é completamente vazio, ou seja,
é um “falso vácuo”...
Como vimos anteriormente, pares de partículas e anti-partículas são
criadas a partir do nada, orbitando-se mutuamente, para logo de
seguida, em intervalos de tempo curtíssimos, se desintegrarem
numa explosão de energia.
Fonte: elaboração própria.
Uma destas partículas é o gravitão, “intermediário” da interacção
gravítica. Pares de gravitões estão constantemente a aparecer e
desaparecer. Porém, durante a inflação, estes gravitões terão sido
separados muito antes de desaparecerem; tornaram-se partículas reais.
Ainda mais: a expansão
extremamente rápida do Universo
terá “esticado” o comprimento de
onda destas partículas de uma
escala microscópica a
macroscópica.
Assim, a inflação terá gerado um
espectro de ondas gravitacionais
primordiais que reflectem as
condições do Universo nos
primeiros momentos após o Big
Bang; se realmente forem
detectadas, serão a relíquia
observável mais antiga no
Universo.
Fonte: Scientific American January 1999
Se o Universo tivesse um “lado de fora” e pudéssemos vê-lo em
perspectiva, seria tudo muito mais fácil. Porém, tal é impossível...
A nossa experiência do dia-a-dia indica-nos que o espaço é plano em
escalas pequenas:
 linhas paralelas nunca se encontram;
 a soma dos ângulos internos de um triângulo é 180º;
 o perímetro de uma circunferência é 2πr...
Porém, tal como estaríamos a incorrer num erro ao concluir que a
Terra é plana só porque uma pequena área assim o parece, também
é errado concluir que o espaço é plano em larga escala só através
destas observações.
http://www.ozskywatch.com/amaz/try/shape/intro/flat.gif
Existem outras duas possibilidades para a sua geometria
consistentes com a homogeneidade e isotropia do espaço, que são a
da geometria esférica ou “fechada” e a geometria hiperbólica ou
“aberta”.
Universo Esférico
Universo Hiperbólico
 Linhas paralelas
acabam por se
encontrar
 Linhas paralelas
divergem
Universo plano
 Soma dos ângulos  Soma dos ângulos
internos de um
internos de um
triângulo é >180º
triângulo é < 180º
 O perímetro de
 O perímetro de
uma circunferência é uma circunferência é
menor que 2πr.
maior que 2πr.
 Espaço finito.
 Espaço infinito.
Universo Esférico
Universo Hiperbólico
http://www.jyi.org/volumes/volume5/issue9/images/cull_1.jp
g (imagem alterada)
Estas três geometrias têm efeitos bastante diferentes em
perspectiva, o que distorce qualquer efeito que possa aparecer na
radiação cósmica de fundo do Big Bang. Os estudos até agora
efectuados indicam que o Universo é, de facto, plano.
http://www.astronomynotes.com/cosmolgy/wmap-findgeometrysm.jpg
Matéria escura
25%
Matéria
Bariónica
5%
Energia escura
70%
Tem este nome porque a sua massa não se encontra principalmente
em bariões (neutrões e protões) que constituem todos os elementos
conhecidos, mas numa outra partícula ou estrutura elementar,
talvez inteiramente nova.
http://www.astro.virginia.edu/~jh8h/Foundations/mikecosmo.gif
Podemos medir as massas das galáxias medindo as velocidades das
estrelas em órbita dentro delas. A velocidade das estrelas e o
tamanho das suas órbitas dão-nos a massa das galáxias.
Mas, quando pesamos as galáxias desta forma, verificamos que elas
são cerca de 10 vezes mais pesadas do que a soma das massas de
todas as estrelas que as compõem (caso contrário as estrelas, com
as suas altas velocidades, simplesmente afastar-se-iam, e as galáxias
desapareceriam igualmente).
A matéria escura também revela a sua presença gravitacional de
outras formas. A gravidade encurva os raios de luz e, assim, a
concentração de matéria escura pode ser detectada e medida pela
sua influência sobre a luz de objectos que estão por detrás dela.
http://www.amnh.org/exhibitions/einstein/revolution/images/a2218c_hst.jpg
Em 1929, Edwin Hubble constatou que todas as galáxias se estão a
afastar (ou melhor, o espaço entre elas está a expandir-se). Desde
então a dúvida tem sido se a gravidade resultante de toda a matéria
do Universo será suficiente para travar esta expansão, facto que
condiciona o seu destino último.
Agora, observações de supernovas em galáxias a diferentes
distâncias indicam-nos que a expansão afinal está a acelerar. Como
explicar este facto? Um Universo composto apenas de matéria dita
“normal” não pode comportar-se desta forma, já que a gravidade é
sempre atractiva...
Porém, Einstein previu que a expansão pode acelerar se uma forma
de energia “exótica”, “energia de vácuo”, preencher todo o espaço
(a famosa “constante cosmológica”).
Ao contrário das formas comuns de massa e energia, a energia de
vácuo adiciona gravidade repulsiva e pode conduzir o Universo a
uma expansão cada vez mais rápida. Admitindo esta possibilidade
extraordinária, as observações ficam explicadas.
http://dsc.discovery.com/news/bri
efs/20030908/gallery/darkenergy_
goto.jpg
Assim, a energia escura será esta “energia de vácuo”, que está a
provocar a espansão acelerada do Universo. Porém, ainda está por
descobrir do que se trata realmente...
As últimas observações indicam-nos que a expansão está a acelerar.
Mas onde é que ela nos levará? Não sabemos se a “constante
cosmológica” é de facto constante; se não o for, o futuro do
Universo dependerá da forma como esta variar.
E pode existir um precedente para estas variações — a expansão
inflaccionária no Universo primordial. Talvez o Universo esteja a
entrar numa nova era de inflação, que eventualmente terá um fim.
3
Fonte: Scientific American January 1999 (imagem alterada)
 HAWKING, Stephen, “O Universo numa Casca de Noz”, Gradiva
Editora, 1ª edição, Julho de 2002.
 GRIBBIN, John, “À Procura do Big Bang — Cosmologia e Física
Quântica”, Editorial Presença, 1ª edição, Liboa, 1988.
 HOGAN, Craig J., “O Pequeno Livro do Big Bang — Uma Cartilha
Cósmica”, Editora Replicação, 1ª edição, Março 2001.
 DAVIES, Paul, “The Last Three Minutes — Speculating About the
Fate of the Cosmos”, colecção Science Masters, Editora Phoenix,
2001.
 MOCHÉ, Dinah, L., “Astronomia”, Gradiva Editora, 1ª edição, Julho
de 2002, Lisboa.
 SILVA, Maria Helena Dias, SANTOS, Maria da Piedade Martins,
SILVA, José Dias, “Velhos Rumos Caminhos Outros – Química A 10º
ano”, Plátano Editora, 1ª edição, Maio 2003, Lisboa.
 Microsoft Encarta Encyclopedia 2000.
Revista Scientific American, January 2001 (edição americana)
Revista Scientific American January 1999 (edição americana)
Os vídeos apresentados ao longo deste trabalho foram retirados do
site:
http://archive.ncsa.uiuc.edu/Cyberia/Cosmos/CosmicMysteryTour.h
tml