Grande explosão - Big Bang

Um modelo do universo em expansão se abrindo da esquerda do observador, de frente para o observador em uma pose de 3/4.
Linha do tempo da expansão métrica do espaço , onde o espaço, incluindo porções não observáveis ​​hipotéticas do universo, é representado a cada momento pelas seções circulares. À esquerda, a expansão dramática ocorre na época inflacionária ; e no centro, a expansão acelera (conceito do artista; não em escala).

A teoria do Big Bang é o modelo cosmológico predominante que explica a existência do universo observável desde os primeiros períodos conhecidos até sua evolução subsequente em grande escala. O modelo descreve como o universo expandido a partir de um estado inicial de alta densidade e temperatura , e oferece uma explicação exaustiva para uma ampla gama de fenómenos observados, incluindo a abundância de elementos leves , o fundo de microondas (CMB) de radiação , e em grande escala estrutura .

Crucialmente, a teoria é compatível com a lei de Hubble-Lemaître - a observação de que quanto mais longe uma galáxia está, mais rápido ela se afasta da Terra. Extrapolando essa expansão cósmica para trás no tempo usando as leis conhecidas da física , a teoria descreve um cosmos cada vez mais concentrado precedido por uma singularidade em que o espaço e o tempo perdem significado (tipicamente chamado de "singularidade do Big Bang"). Medidas detalhadas da taxa de expansão do universo colocam a singularidade do Big Bang em cerca de 13,8  bilhões de anos atrás, que é considerada a idade do universo .

Após sua expansão inicial, evento que por si só costuma ser chamado de "Big Bang", o universo esfriou o suficiente para permitir a formação de partículas subatômicas e, posteriormente, de átomos . Nuvens gigantes desses elementos primordiais - principalmente hidrogênio , com um pouco de hélio e lítio - coalesceram mais tarde por meio da gravidade , formando estrelas e galáxias primitivas , cujos descendentes são visíveis hoje. Além desses materiais de construção primordiais, os astrônomos observam os efeitos gravitacionais de uma matéria escura desconhecida ao redor das galáxias. A maior parte do potencial gravitacional no universo parece estar nesta forma, e a teoria do Big Bang e várias observações indicam que esse potencial gravitacional em excesso não é criado por matéria bariônica , como átomos normais. As medições dos desvios para o vermelho das supernovas indicam que a expansão do universo está se acelerando , uma observação atribuída à existência da energia escura .

Georges Lemaître observou pela primeira vez em 1927 que um universo em expansão poderia ser rastreado até um único ponto originário, que ele chamou de "átomo primordial". Edwin Hubble confirmou através da análise dos desvios para o vermelho galácticos em 1929 que as galáxias estão de fato se afastando; esta é uma evidência observacional importante para um universo em expansão. Por várias décadas, a comunidade científica foi dividida entre os defensores do Big Bang e o modelo de estado estacionário rival que ofereceu explicações para a expansão observada, mas o modelo de estado estacionário estipulou um universo eterno em contraste com a idade finita do Big Bang. Em 1964, o CMB foi descoberto, o que convenceu muitos cosmologistas de que a teoria do estado estacionário foi falsificada , uma vez que, ao contrário da teoria do estado estacionário , o Big Bang quente previu uma radiação de fundo uniforme em todo o universo causada pelas altas temperaturas e densidades em o passado distante. Uma ampla gama de evidências empíricas favorece fortemente o Big Bang, que agora é essencialmente aceito universalmente.

Características do modelo

A teoria do Big Bang oferece uma explicação abrangente para uma ampla gama de fenômenos observados, incluindo a abundância dos elementos leves , o CMB , a estrutura em grande escala e a lei de Hubble . A teoria depende de dois pressupostos principais: a universalidade das leis físicas e o princípio cosmológico . A universalidade das leis físicas é um dos princípios básicos da teoria da relatividade . O princípio cosmológico afirma que em grandes escalas o universo é homogêneo e isotrópico - aparecendo o mesmo em todas as direções, independentemente da localização.

Essas idéias foram inicialmente tomadas como postulados, mas depois foram feitos esforços para testar cada uma delas. Por exemplo, a primeira suposição foi testada por observações mostrando que o maior desvio possível da constante de estrutura fina durante grande parte da idade do universo é da ordem de 10-5 . Além disso, a relatividade geral passou por testes rigorosos na escala do Sistema Solar e estrelas binárias .

O universo em grande escala parece isotrópico visto da Terra. Se for realmente isotrópico, o princípio cosmológico pode ser derivado do princípio copernicano mais simples , que afirma que não há observador preferido (ou especial) ou ponto de vantagem. Para este fim, o princípio cosmológico foi confirmado a um nível de 10-5 por meio de observações da temperatura do CMB. Na escala do horizonte CMB, o universo foi medido para ser homogêneo com um limite superior da ordem de 10% de não homogeneidade, em 1995.

Expansão do espaço

A expansão do Universo foi inferida a partir de observações astronômicas do início do século XX e é um ingrediente essencial da teoria do Big Bang. Matematicamente, a relatividade geral descreve o espaço-tempo por uma métrica , que determina as distâncias que separam os pontos próximos. Os pontos, que podem ser galáxias, estrelas ou outros objetos, são especificados usando um gráfico de coordenadas ou "grade" que é colocada em todo o espaço-tempo. O princípio cosmológico implica que a métrica deve ser homogênea e isotrópica em grandes escalas, o que destaca a métrica de Friedmann – Lemaître – Robertson – Walker (FLRW) . Esta métrica contém um fator de escala , que descreve como o tamanho do universo muda com o tempo. Isso permite uma escolha conveniente de um sistema de coordenadas a ser feito, chamado de coordenadas comoving . Neste sistema de coordenadas, a grade se expande junto com o universo, e os objetos que estão se movendo apenas por causa da expansão do universo , permanecem em pontos fixos na grade. Enquanto sua distância coordenada (distância comovente ) permanece constante, a distância física entre dois desses pontos co-móveis se expande proporcionalmente com o fator de escala do universo.

O Big Bang não é uma explosão de matéria movendo-se para fora para preencher um universo vazio. Em vez disso, o próprio espaço se expande com o tempo em todos os lugares e aumenta as distâncias físicas entre os pontos móveis. Em outras palavras, o Big Bang não é uma explosão no espaço , mas sim uma expansão do espaço . Como a métrica FLRW assume uma distribuição uniforme de massa e energia, ela se aplica ao nosso universo apenas em grandes escalas - concentrações locais de matéria, como nossa galáxia, não se expandem necessariamente com a mesma velocidade de todo o Universo.

Horizontes

Uma característica importante do espaço-tempo do Big Bang é a presença de horizontes de partículas . Uma vez que o universo tem uma idade finita e a luz viaja a uma velocidade finita, pode haver eventos no passado cuja luz ainda não teve tempo de nos alcançar. Isso coloca um limite ou um horizonte passado nos objetos mais distantes que podem ser observados. Por outro lado, como o espaço está se expandindo e objetos mais distantes estão se afastando cada vez mais rapidamente, a luz emitida por nós hoje pode nunca "alcançar" objetos muito distantes. Isso define um horizonte futuro , que limita os eventos no futuro que poderemos influenciar. A presença de qualquer tipo de horizonte depende dos detalhes do modelo FLRW que descreve nosso universo.

Nossa compreensão do universo desde os primeiros tempos sugere que existe um horizonte passado, embora na prática nossa visão também seja limitada pela opacidade do universo nos primeiros tempos. Portanto, nossa visão não pode se estender mais para trás no tempo, embora o horizonte recue no espaço. Se a expansão do universo continuar a acelerar, também haverá um horizonte futuro.

Termalização

Alguns processos no universo primitivo ocorreram muito lentamente, em comparação com a taxa de expansão do universo, para atingir o equilíbrio termodinâmico aproximado . Outros foram rápidos o suficiente para atingir a termalização . O parâmetro geralmente usado para descobrir se um processo no universo primordial atingiu o equilíbrio térmico é a razão entre a taxa do processo (geralmente taxa de colisões entre partículas) e o parâmetro de Hubble . Quanto maior a proporção, mais tempo as partículas terão para termalizar antes de ficarem muito distantes umas das outras.

Linha do tempo

Linha do Tempo Externa Uma linha do tempo gráfica está disponível na
linha do tempo gráfica do Big Bang

De acordo com a teoria do Big Bang, o universo no início era muito quente e muito compacto e, desde então, vem se expandindo e esfriando.

Singularidade

A extrapolação da expansão do universo para trás no tempo usando a relatividade geral produz uma densidade e temperatura infinitas em um tempo finito no passado. Esse comportamento irregular, conhecido como singularidade gravitacional , indica que a relatividade geral não é uma descrição adequada das leis da física neste regime. Modelos baseados apenas na relatividade geral não podem extrapolar em direção à singularidade - antes do final da chamada época de Planck .

Essa singularidade primordial é às vezes chamada de "Big Bang", mas o termo também pode se referir a uma fase inicial quente e densa mais genérica do universo. Em ambos os casos, "o Big Bang" como um evento também é coloquialmente referido como o "nascimento" de nosso universo, uma vez que representa o ponto na história onde se pode verificar que o universo entrou em um regime onde as leis da física como nós os entendemos (especificamente a relatividade geral e o Modelo Padrão da física de partículas ) funcionam. Com base em medições da expansão usando supernovas Tipo Ia e medições de flutuações de temperatura na radiação cósmica de fundo, o tempo que se passou desde aquele evento - conhecido como a " idade do universo " - é de 13,8 bilhões de anos.

Apesar de ser extremamente denso neste momento - muito mais denso do que normalmente é necessário para formar um buraco negro - o universo não voltou a colapsar em uma singularidade. Os cálculos e limites comumente usados ​​para explicar o colapso gravitacional são geralmente baseados em objetos de tamanho relativamente constante, como estrelas, e não se aplicam ao espaço em rápida expansão, como o Big Bang. Uma vez que o universo primitivo não colapsou imediatamente em uma multidão de buracos negros, a matéria naquela época deve ter sido distribuída de maneira muito uniforme com um gradiente de densidade insignificante .

Inflação e bariogênese

As primeiras fases do Big Bang estão sujeitas a muita especulação, uma vez que dados astronômicos sobre elas não estão disponíveis. Nos modelos mais comuns, o universo era preenchido de maneira homogênea e isotrópica com uma densidade de energia muito alta e temperaturas e pressões enormes , e estava se expandindo e resfriando muito rapidamente. O período de 0 a 10 −43 segundos para a expansão, a época de Planck , foi uma fase em que as quatro forças fundamentais - a força eletromagnética , a força nuclear forte , a força nuclear fraca e a força gravitacional foram unificadas como uma só . Neste estágio, o comprimento de escala característico do universo era o comprimento de Planck ,1,6 × 10 −35  m e, conseqüentemente, tinha uma temperatura de aproximadamente 10 32 graus Celsius. Até o próprio conceito de partícula se quebra nessas condições. Uma compreensão adequada deste período aguarda o desenvolvimento de uma teoria da gravidade quântica . A época de Planck foi sucedida pela época da grande unificação começando em 10-43 segundos, onde a gravitação se separou das outras forças conforme a temperatura do universo caiu.

Em aproximadamente 10-37 segundos na expansão, uma transição de fase causou uma inflação cósmica , durante a qual o universo cresceu exponencialmente , sem ser restringido pela invariância da velocidade da luz , e as temperaturas caíram por um fator de 100.000. As flutuações quânticas microscópicas que ocorreram por causa do princípio da incerteza de Heisenberg foram amplificadas nas sementes que mais tarde formariam a estrutura em grande escala do universo. Em um momento em torno de 10-36 segundos, a época eletrofraca começa quando a força nuclear forte se separa das outras forças, com apenas a força eletromagnética e a força nuclear fraca permanecendo unificadas.

A inflação parou em torno da marca de 10 −33 a 10 −32 segundos, com o volume do universo tendo aumentado por um fator de pelo menos 10 78 . O reaquecimento ocorreu até que o universo obteve as temperaturas necessárias para a produção de um plasma quark-gluon , bem como todas as outras partículas elementares . As temperaturas eram tão altas que os movimentos aleatórios das partículas ocorriam em velocidades relativísticas , e pares partícula-antipartícula de todos os tipos eram continuamente criados e destruídos nas colisões. Em algum ponto, uma reação desconhecida chamada bariogênese violou a conservação do número de bárions , levando a um pequeno excesso de quarks e léptons sobre antiquarks e antileptons - da ordem de uma parte em 30 milhões. Isso resultou na predominância da matéria sobre a antimatéria no universo atual.

Resfriamento

Um mapa do universo, com manchas e fios de luz de diferentes cores.
A vista panorâmica de todo o céu infravermelho revela a distribuição das galáxias além da Via Láctea . Galáxias são codificadas por cores por redshift .

O universo continuou a diminuir em densidade e cair em temperatura, portanto, a energia típica de cada partícula estava diminuindo. As transições de fase de quebra de simetria colocam as forças fundamentais da física e os parâmetros das partículas elementares em sua forma atual, com a força eletromagnética e a força nuclear fraca se separando em cerca de 10-12 segundos. Após cerca de 10-11 segundos, a imagem se torna menos especulativa, uma vez que as energias das partículas caem para valores que podem ser obtidos em aceleradores de partículas . A cerca de 10 -6 segundos, quark e glúons combinados para formar bariones tais como protões e neutrões . O pequeno excesso de quarks sobre os antiquarks levou a um pequeno excesso de bárions sobre os antibárions. A temperatura não estava mais alta o suficiente para criar novos pares próton-antipróton (da mesma forma para nêutrons-antineutrons), então uma aniquilação em massa se seguiu imediatamente, deixando apenas uma em 10 8 das partículas de matéria original e nenhuma de suas antipartículas . Um processo semelhante aconteceu em cerca de 1 segundo para elétrons e pósitrons. Após essas aniquilações, os prótons, nêutrons e elétrons restantes não se moviam mais relativisticamente e a densidade de energia do universo era dominada por fótons (com uma pequena contribuição de neutrinos ).

Poucos minutos após a expansão, quando a temperatura era de cerca de um bilhão de kelvin e a densidade da matéria no universo era comparável à densidade atual da atmosfera da Terra, nêutrons combinados com prótons para formar os núcleos de deutério e hélio do universo em um processo chamado Big Nucleossíntese Bang (BBN). A maioria dos prótons permaneceu não combinada como núcleos de hidrogênio.

À medida que o universo esfriava, a densidade de energia restante da matéria passou a dominar gravitacionalmente a da radiação de fótons . Após cerca de 379.000 anos, os elétrons e núcleos combinaram-se em átomos (principalmente hidrogênio ), que eram capazes de emitir radiação. Esta radiação relíquia, que continuou através do espaço amplamente desimpedida, é conhecida como radiação cósmica de fundo.

Formação de estrutura

Representação artística do satélite WMAP coletando dados para ajudar os cientistas a entender o Big Bang

Por um longo período de tempo, as regiões ligeiramente mais densas da matéria uniformemente distribuída atraíram gravitacionalmente a matéria próxima e, portanto, ficaram ainda mais densas, formando nuvens de gás, estrelas, galáxias e outras estruturas astronômicas observáveis ​​hoje. Os detalhes desse processo dependem da quantidade e do tipo de matéria no universo. Os quatro tipos possíveis de matéria são conhecidos como matéria fria escura , matéria escura quente , matéria escura quente e matéria bariônica . As melhores medições disponíveis, da Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP), mostram que os dados são bem ajustados por um modelo Lambda-CDM no qual a matéria escura é considerada fria (matéria escura quente é excluída pela reionização precoce ), e é estimado que compõe cerca de 23% da matéria / energia do universo, enquanto a matéria bariônica compõe cerca de 4,6%. Em um "modelo estendido" que inclui matéria escura quente na forma de neutrinos, então se a "densidade bariônica física" for estimada em cerca de 0,023 (isso é diferente da 'densidade bariônica' expressa como uma fração da matéria / energia total densidade, que é cerca de 0,046), e a densidade de matéria escura fria correspondente é cerca de 0,11, a densidade de neutrino correspondente é estimada em menos de 0,0062.

Aceleração cósmica

As linhas de evidência independentes das supernovas Tipo Ia e do CMB implicam que o universo hoje é dominado por uma forma misteriosa de energia conhecida como energia escura , que aparentemente permeia todo o espaço. As observações sugerem que 73% da densidade total de energia do universo de hoje está nesta forma. Quando o universo era muito jovem, provavelmente estava infundido com energia escura, mas com menos espaço e tudo mais próximo, a gravidade predominava e estava lentamente travando a expansão. Mas, finalmente, após vários bilhões de anos de expansão, o declínio da densidade da matéria em relação à densidade da energia escura fez com que a expansão do universo começasse lentamente a se acelerar.

A energia escura em sua formulação mais simples assume a forma do termo constante cosmológica nas equações de campo de Einstein da relatividade geral, mas sua composição e mecanismo são desconhecidos e, de forma mais geral, os detalhes de sua equação de estado e relação com o modelo padrão da física de partículas continuar a ser investigado tanto por meio da observação quanto teoricamente.

Toda essa evolução cósmica após a época inflacionária pode ser rigorosamente descrita e modelada pelo modelo ΛCDM de cosmologia, que usa as estruturas independentes da mecânica quântica e da relatividade geral. Não há facilmente modelos testáveis que descrevem a situação anterior a cerca de 10 -15 segundos. Compreender esta primeira das eras na história do universo é atualmente um dos maiores problemas não resolvidos da física .

História

Etimologia

O astrônomo inglês Fred Hoyle é creditado por cunhar o termo "Big Bang" durante uma palestra para uma transmissão da rádio BBC de março de 1949 , dizendo: "Essas teorias foram baseadas na hipótese de que toda a matéria do universo foi criada em um big bang em um determinado momento no passado remoto. " No entanto, não pegou até os anos 1970.

É popularmente relatado que Hoyle, que defendia um modelo cosmológico de " estado estacionário " alternativo , pretendia que fosse pejorativo, mas Hoyle negou explicitamente e disse que era apenas uma imagem impressionante para destacar a diferença entre os dois modelos. Helge Kragh escreve que a evidência para a alegação de que era pejorativo é "não convincente" e menciona uma série de indicações de que não era pejorativo.

O próprio termo é um nome impróprio, pois implica a ocorrência de uma explosão. No entanto, uma explosão implica expansão de um ponto central para o espaço circundante, que ainda não existia. Em vez de se expandir no espaço, o Big Bang foi a expansão / alongamento do próprio espaço, que é um conceito muito mais difícil de entender. Outra questão apontada por Santhosh Mathew é que bang implica som, o que exigiria uma partícula vibratória e um meio através do qual viajaria. Como esse é o começo de qualquer coisa que possamos imaginar, não há base para nenhum som e, portanto, o Big Bang provavelmente foi silencioso. Uma tentativa de encontrar uma alternativa mais adequada não teve sucesso.

Desenvolvimento

Tamanho XDF comparado ao tamanho da Lua ( XDF é a pequena caixa à esquerda e quase abaixo da Lua) - vários milhares de galáxias, cada uma consistindo de bilhões de estrelas, estão nesta pequena visão.
Visão do XDF (2012) - cada partícula de luz é uma galáxia - algumas delas têm 13,2 bilhões de anos - estima-se que o universo contenha 200 bilhões de galáxias.
A imagem XDF mostra galáxias totalmente maduras no plano do primeiro plano - galáxias quase maduras de 5 a 9 bilhões de anos atrás - protogaláxias , brilhando com estrelas jovens , além de 9 bilhões de anos.

A teoria do Big Bang se desenvolveu a partir de observações da estrutura do universo e de considerações teóricas. Em 1912, Vesto Slipher mediu o primeiro deslocamento Doppler de uma " nebulosa espiral " (nebulosa espiral é o termo obsoleto para galáxias espirais) e logo descobriu que quase todas essas nebulosas estavam se afastando da Terra. Ele não compreendeu as implicações cosmológicas desse fato e, de fato, na época era altamente controverso se essas nebulosas eram ou não "universos-ilhas" fora de nossa Via Láctea . Dez anos depois, Alexander Friedmann , cosmólogo e matemático russo , derivou as equações de Friedmann das equações de campo de Einstein, mostrando que o universo poderia estar se expandindo em contraste com o modelo de universo estático defendido por Albert Einstein na época.

Em 1924, a medição do astrônomo americano Edwin Hubble da grande distância até as nebulosas espirais mais próximas mostrou que esses sistemas eram de fato outras galáxias. Começando naquele mesmo ano, o Hubble desenvolveu meticulosamente uma série de indicadores de distância, o precursor da escada de distância cósmica , usando o telescópio Hooker de 100 polegadas (2,5 m) no Observatório Mount Wilson . Isso lhe permitiu estimar distâncias para galáxias cujos redshifts já haviam sido medidos, principalmente por Slipher. Em 1929, Hubble descobriu uma correlação entre distância e velocidade recessional - agora conhecida como lei de Hubble. A essa altura, Lemaître já havia mostrado que isso era esperado, dado o princípio cosmológico.

Derivando independentemente as equações de Friedmann em 1927, Georges Lemaître , um físico belga e padre católico romano, propôs que a recessão inferida das nebulosas era devido à expansão do universo. Em 1931, Lemaître foi mais longe e sugeriu que a expansão evidente do universo, se projetada de volta no tempo, significava que quanto mais longe no passado, menor era o universo, até que em algum tempo finito no passado toda a massa do universo era concentrado em um único ponto, um "átomo primordial" onde e quando a estrutura do tempo e do espaço passou a existir.

Nas décadas de 1920 e 1930, quase todos os grandes cosmologistas preferiam um universo eterno em estado estacionário, e vários reclamaram que o início dos tempos implícito no Big Bang importou conceitos religiosos para a física; esta objeção foi posteriormente repetida por defensores da teoria do estado estacionário. Essa percepção foi reforçada pelo fato de que o criador da teoria do Big Bang, Lemaître, foi um padre católico romano. Arthur Eddington concordou com Aristóteles que o universo não teve um começo no tempo, a saber , que a matéria é eterna . Um começo no tempo era "repugnante" para ele. Lemaître, no entanto, discordou:

Se o mundo começou com um único quantum , as noções de espaço e tempo deixariam de ter qualquer significado no início; eles só começariam a ter um significado lógico quando o quantum original fosse dividido em um número suficiente de quanta. Se essa sugestão estiver correta, o início do mundo aconteceu um pouco antes do início do espaço e do tempo.

Durante a década de 1930, outras idéias foram propostas como cosmologias não-padrão para explicar observações do Hubble, incluindo o modelo de Milne , o universo oscilante (originalmente sugerido por Friedmann, mas defendida por Albert Einstein e Richard C. Tolman ) e Fritz Zwicky da luz cansada hipótese.

Após a Segunda Guerra Mundial , surgiram duas possibilidades distintas. Um era o modelo de estado estacionário de Fred Hoyle, pelo qual nova matéria seria criada à medida que o universo parecia se expandir. Nesse modelo, o universo é praticamente o mesmo em qualquer ponto do tempo. A outra era a teoria do Big Bang de Lemaître, defendida e desenvolvida por George Gamow , que introduziu a BBN e cujos associados, Ralph Alpher e Robert Herman , previram o CMB. Ironicamente, foi Hoyle quem cunhou a frase que veio a ser aplicada à teoria de Lemaître, referindo-se a ela como "essa ideia do big bang " durante uma transmissão da rádio BBC em março de 1949. Por um tempo, o apoio foi dividido entre essas duas teorias. Eventualmente, as evidências observacionais, principalmente de contagens de fontes de rádio , começaram a favorecer o Big Bang ao invés do estado estacionário. A descoberta e confirmação do CMB em 1964 garantiu o Big Bang como a melhor teoria da origem e evolução do universo. Muito do trabalho atual em cosmologia inclui a compreensão de como as galáxias se formam no contexto do Big Bang, a compreensão da física do universo em épocas cada vez mais antigas e a reconciliação das observações com a teoria básica.

Em 1968 e 1970, Roger Penrose , Stephen Hawking e George FR Ellis publicaram artigos nos quais mostraram que as singularidades matemáticas eram uma condição inicial inevitável dos modelos relativísticos do Big Bang. Então, dos anos 1970 aos 1990, cosmologistas trabalharam na caracterização das características do universo do Big Bang e na resolução de problemas pendentes. Em 1981, Alan Guth fez um avanço no trabalho teórico na resolução de certos problemas teóricos pendentes na teoria do Big Bang com a introdução de uma época de rápida expansão no universo inicial que ele chamou de "inflação". Enquanto isso, durante essas décadas, duas questões na cosmologia observacional que geraram muita discussão e desacordo foram sobre os valores precisos da Constante de Hubble e a densidade da matéria do universo (antes da descoberta da energia escura, considerada o principal preditor para o eventual destino do universo ).

Em meados da década de 1990, as observações de certos aglomerados globulares pareceram indicar que eles tinham cerca de 15 bilhões de anos, o que conflitava com a maioria das estimativas atuais da idade do universo (e de fato com a idade medida hoje). Esse problema foi resolvido posteriormente quando novas simulações de computador, que incluíam os efeitos da perda de massa devido aos ventos estelares , indicaram uma idade muito mais jovem para os aglomerados globulares. Embora ainda existam algumas questões sobre a precisão com que as idades dos aglomerados são medidas, os aglomerados globulares são de interesse para a cosmologia como alguns dos objetos mais antigos do universo.

Progresso significativo na cosmologia do Big Bang foi feito desde o final dos anos 1990 como resultado dos avanços na tecnologia de telescópios , bem como da análise de dados de satélites como o Cosmic Background Explorer (COBE), o Telescópio Espacial Hubble e WMAP. Os cosmologistas agora têm medidas bastante precisas e precisas de muitos dos parâmetros do modelo do Big Bang, e fizeram a descoberta inesperada de que a expansão do universo parece estar se acelerando.

Evidência observacional

"[O] quadro do big bang está muito firmemente baseado em dados de todas as áreas para se provar inválido em suas características gerais."

Lawrence Krauss

As primeiras e mais diretas evidências observacionais da validade da teoria são a expansão do universo de acordo com a lei de Hubble (conforme indicado pelos desvios para o vermelho das galáxias), a descoberta e medição da radiação cósmica de fundo e as abundâncias relativas de elementos leves produzidos por Nucleossíntese do Big Bang (BBN). Evidências mais recentes incluem observações da formação e evolução de galáxias , e a distribuição de estruturas cósmicas em grande escala , às vezes chamadas de "quatro pilares" da teoria do Big Bang.

Modelos modernos e precisos do Big Bang apelam a vários fenômenos físicos exóticos que não foram observados em experimentos de laboratório terrestres ou incorporados ao Modelo Padrão da física de partículas. Destas características, a matéria escura é atualmente o assunto das investigações laboratoriais mais ativas. Os problemas restantes incluem o problema do halo cuspy e o problema da galáxia anã da matéria escura fria. A energia escura também é uma área de intenso interesse para os cientistas, mas não está claro se a detecção direta da energia escura será possível. A inflação e a bariogênese permanecem características mais especulativas dos modelos atuais do Big Bang. Explicações quantitativas viáveis ​​para tais fenômenos ainda estão sendo buscadas. Esses são problemas atualmente não resolvidos na física.

Lei de Hubble e a expansão do espaço

Observações de galáxias e quasares distantes mostram que esses objetos são desviados para o vermelho: a luz emitida por eles foi deslocada para comprimentos de onda mais longos. Isso pode ser visto tomando um espectro de frequência de um objeto e combinando o padrão espectroscópico de emissão ou linhas de absorção correspondentes aos átomos dos elementos químicos interagindo com a luz. Esses desvios para o vermelho são uniformemente isotrópicos, distribuídos uniformemente entre os objetos observados em todas as direções. Se o desvio para o vermelho for interpretado como um desvio Doppler, a velocidade de recuo do objeto pode ser calculada. Para algumas galáxias, é possível estimar distâncias por meio da escada de distâncias cósmicas. Quando as velocidades recessivas são plotadas contra essas distâncias, uma relação linear conhecida como lei de Hubble é observada: onde

  • é a velocidade recessional da galáxia ou outro objeto distante,
  • é a distância adequada para o objeto, e
  • é a constante de Hubble , medida para ser70,4+1,3
    -1,4
    km / s / Mpc pelo WMAP.

A lei de Hubble tem duas explicações possíveis. Ou estamos no centro de uma explosão de galáxias - o que é insustentável sob o pressuposto do princípio de Copérnico - ou o universo está se expandindo uniformemente em todos os lugares. Essa expansão universal foi prevista pela relatividade geral por Friedmann em 1922 e Lemaître em 1927, bem antes de Hubble fazer suas análises e observações de 1929, e continua sendo a pedra angular da teoria do Big Bang desenvolvida por Friedmann, Lemaître, Robertson e Walker.

A teoria requer a relação de espera em todos os momentos, onde está a uma distância adequada, v é a velocidade de recessão, e , e variam como se expande universo (daí nós escrevemos para denotar a "constante" de hoje Hubble). Para distâncias muito menores do que o tamanho do universo observável , o redshift do Hubble pode ser pensado como o deslocamento Doppler correspondente à velocidade de recessão . No entanto, o desvio para o vermelho não é um verdadeiro desvio Doppler, mas sim o resultado da expansão do universo entre o momento em que a luz foi emitida e o momento em que foi detectada.

Que o espaço está passando por uma expansão métrica é mostrado por evidências observacionais diretas do princípio cosmológico e do princípio de Copérnico, que junto com a lei de Hubble não têm outra explicação. Redshifts astronômicos são extremamente isotrópicos e homogêneos , apoiando o princípio cosmológico de que o universo parece o mesmo em todas as direções, junto com muitas outras evidências. Se os desvios para o vermelho fossem o resultado de uma explosão de um centro distante de nós, eles não seriam tão semelhantes em direções diferentes.

As medições dos efeitos da radiação cósmica de fundo em microondas na dinâmica de sistemas astrofísicos distantes em 2000 provaram o princípio de Copérnico, de que, em uma escala cosmológica, a Terra não está em uma posição central. A radiação do Big Bang era comprovadamente mais quente em épocas anteriores em todo o universo. O resfriamento uniforme do CMB ao longo de bilhões de anos só pode ser explicado se o universo estiver passando por uma expansão métrica e exclui a possibilidade de estarmos perto do centro único de uma explosão.

Radiação cósmica de fundo em micro-ondas

O espectro de fundo de microondas cósmico medido pelo instrumento FIRAS no satélite COBE é o espectro de corpo negro medido com mais precisão na natureza. Os pontos de dados e barras de erro neste gráfico são obscurecidos pela curva teórica.

Em 1964, Arno Penzias e Robert Wilson descobriram por acaso a radiação cósmica de fundo, um sinal omnidirecional na banda de microondas . Sua descoberta forneceu uma confirmação substancial das previsões do big bang por Alpher, Herman e Gamow por volta de 1950. Durante a década de 1970, a radiação foi considerada aproximadamente consistente com um espectro de corpo negro em todas as direções; este espectro foi desviado para o vermelho pela expansão do universo, e hoje corresponde a aproximadamente 2.725 K. Isso inclinou o equilíbrio das evidências em favor do modelo do Big Bang, e Penzias e Wilson receberam o Prêmio Nobel de Física de 1978 .

A superfície do último espalhamento correspondente à emissão do CMB ocorre logo após a recombinação , época em que o hidrogênio neutro se torna estável. Antes disso, o universo compreendia um mar denso e quente de plasma fóton-bárion, onde os fótons eram rapidamente dispersos a partir de partículas carregadas livres. Pico em torno372 ± 14 kyr , o caminho livre médio para um fóton torna-se longo o suficiente para atingir os dias atuais e o universo se torna transparente.

Imagem WMAP de 9 anos da radiação cósmica de fundo em micro-ondas (2012). A radiação é isotrópica a cerca de uma parte em 100.000.

Em 1989, a NASA lançou o COBE, que fez dois grandes avanços: em 1990, medições de espectro de alta precisão mostraram que o espectro de frequência CMB é um corpo negro quase perfeito, sem desvios a um nível de 1 parte em 10 4 , e mediu uma temperatura residual de 2,726 K (medições mais recentes revisaram este valor ligeiramente para baixo para 2,7255 K); então, em 1992, outras medições do COBE descobriram pequenas flutuações ( anisotropias ) na temperatura do CMB no céu, em um nível de cerca de uma parte em 10 5 . John C. Mather e George Smoot receberam o Prêmio Nobel de Física de 2006 por sua liderança nesses resultados.

Durante a década seguinte, as anisotropias CMB foram investigadas por um grande número de experimentos terrestres e de balão. Em 2000-2001, vários experimentos, mais notavelmente o BOOMERanG , descobriram que a forma do universo era espacialmente quase plana medindo o tamanho angular típico (o tamanho no céu) das anisotropias.

No início de 2003, os primeiros resultados da Sonda de Anisotropia por Microondas Wilkinson foram divulgados, produzindo o que na época eram os valores mais precisos para alguns dos parâmetros cosmológicos. Os resultados refutaram vários modelos específicos de inflação cósmica, mas são consistentes com a teoria da inflação em geral. A sonda espacial Planck foi lançada em maio de 2009. Outros experimentos terrestres e com base em balões cósmicos de micro-ondas estão em andamento.

Abundância de elementos primordiais

Usando o modelo do Big Bang, é possível calcular a concentração de hélio-4 , hélio-3 , deutério e lítio-7 no universo como razões para a quantidade de hidrogênio comum. As abundâncias relativas dependem de um único parâmetro, a proporção de fótons para bárions. Este valor pode ser calculado independentemente da estrutura detalhada das flutuações CMB. As razões previstas (em massa, não em número) são de cerca de 0,25 para , cerca de 10 −3 para , cerca de 10 −4 para e cerca de 10 −9 para .

Todas as abundâncias medidas concordam, pelo menos aproximadamente, com aquelas previstas a partir de um único valor da razão bárion para fóton. A concordância é excelente para o deutério, próxima mas formalmente discrepante para , e desligada por um fator de dois para (esta anomalia é conhecida como o problema cosmológico do lítio ); nos dois últimos casos, existem incertezas sistemáticas substanciais . No entanto, a consistência geral com abundâncias previstas pela BBN é uma forte evidência do Big Bang, já que a teoria é a única explicação conhecida para as abundâncias relativas de elementos leves, e é virtualmente impossível "sintonizar" o Big Bang para produzir muito mais ou menos de 20-30% de hélio. Na verdade, não há nenhuma razão óbvia fora do Big Bang de que, por exemplo, o universo jovem (ou seja, antes da formação de estrelas , conforme determinado pelo estudo de matéria supostamente livre de produtos de nucleossíntese estelar ) deveria ter mais hélio do que deutério ou mais deutério do que , e em proporções constantes também.

Evolução e distribuição galáctica

Observações detalhadas da morfologia e distribuição de galáxias e quasares estão de acordo com o estado atual da teoria do Big Bang. Uma combinação de observações e teoria sugere que os primeiros quasares e galáxias se formaram cerca de um bilhão de anos após o Big Bang e, desde então, estruturas maiores têm se formado, como aglomerados de galáxias e superaglomerados .

Populações de estrelas têm envelhecido e evoluído, de modo que galáxias distantes (que são observadas como no início do universo) parecem muito diferentes das galáxias próximas (observadas em um estado mais recente). Além disso, as galáxias que se formaram há relativamente pouco tempo parecem marcadamente diferentes das galáxias formadas a distâncias semelhantes, mas logo após o Big Bang. Essas observações são fortes argumentos contra o modelo de estado estacionário. As observações da formação de estrelas, distribuições de galáxias e quasares e estruturas maiores concordam bem com as simulações do Big Bang da formação da estrutura no universo e estão ajudando a completar os detalhes da teoria.

Nuvens de gás primordial

Plano focal do telescópio BICEP2 sob um microscópio - usado para pesquisar a polarização no CMB.

Em 2011, os astrônomos descobriram o que acreditam ser nuvens imaculadas de gás primordial, analisando as linhas de absorção nos espectros de quasares distantes. Antes dessa descoberta, todos os outros objetos astronômicos continham elementos pesados ​​que são formados nas estrelas. Apesar de serem sensíveis ao carbono, oxigênio e silício, esses três elementos não foram detectados nessas duas nuvens. Como as nuvens de gás não têm níveis detectáveis ​​de elementos pesados, elas provavelmente se formaram nos primeiros minutos após o Big Bang, durante a BBN.

Outras linhas de evidência

A idade do universo estimada a partir da expansão de Hubble e do CMB está agora em bom acordo com outras estimativas usando as idades das estrelas mais antigas, tanto medidas pela aplicação da teoria da evolução estelar a aglomerados globulares como por datação radiométrica da população individual II estrelas. Também está de acordo com as estimativas de idade baseadas em medições da expansão usando supernovas do Tipo Ia e medições de flutuações de temperatura no fundo de microondas cósmico. A concordância de medidas independentes dessa idade apóia o modelo Lambda-CDM (ΛCDM), uma vez que o modelo é usado para relacionar algumas das medidas a uma estimativa de idade, e todas as estimativas acabam concordando. Ainda assim, algumas observações de objetos do universo relativamente primitivo (em particular o quasar APM 08279 + 5255 ) levantam a preocupação se esses objetos tiveram tempo suficiente para se formar tão cedo no modelo ΛCDM.

A previsão de que a temperatura CMB era mais alta no passado foi experimentalmente suportada por observações de linhas de absorção de temperatura muito baixa em nuvens de gás em alto redshift. Esta previsão também implica que a amplitude do efeito Sunyaev – Zel'dovich em aglomerados de galáxias não depende diretamente do redshift. As observações descobriram que isso é quase verdade, mas esse efeito depende das propriedades do cluster que mudam com o tempo cósmico, tornando difíceis as medições precisas.

Observações futuras

Futuros observatórios de ondas gravitacionais podem ser capazes de detectar ondas gravitacionais primordiais , relíquias do universo primitivo, até menos de um segundo após o Big Bang.

Problemas e questões relacionadas em física

Como acontece com qualquer teoria, vários mistérios e problemas surgiram como resultado do desenvolvimento da teoria do Big Bang. Alguns desses mistérios e problemas foram resolvidos, enquanto outros ainda estão pendentes. As soluções propostas para alguns dos problemas do modelo do Big Bang revelaram seus próprios novos mistérios. Por exemplo, o problema do horizonte , o problema do monopolo magnético e o problema da planura são mais comumente resolvidos com a teoria inflacionária, mas os detalhes do universo inflacionário ainda não foram resolvidos e muitos, incluindo alguns fundadores da teoria, dizem que foi refutada . O que se segue é uma lista dos aspectos misteriosos da teoria do Big Bang ainda sob intensa investigação por cosmologistas e astrofísicos .

Assimetria bariônica

Ainda não é compreendido por que o universo tem mais matéria do que antimatéria. Em geral, presume-se que, quando o universo era jovem e muito quente, estava em equilíbrio estatístico e continha números iguais de bárions e antibárions. No entanto, as observações sugerem que o universo, incluindo suas partes mais distantes, é feito quase inteiramente de matéria. Um processo chamado bariogênese foi hipotetizado para explicar a assimetria. Para que a bariogênese ocorra, as condições de Sakharov devem ser satisfeitas. Estes exigem que bárion número não é conservada, que C-simetria e CP-simetria são violados e que a parta universo de equilíbrio termodinâmico . Todas essas condições ocorrem no modelo padrão, mas os efeitos não são fortes o suficiente para explicar a atual assimetria bariônica.

Energia escura

As medições da relação redshift– magnitude para supernovas do tipo Ia indicam que a expansão do universo tem se acelerado desde que o universo tinha cerca de metade de sua idade atual. Para explicar essa aceleração, a relatividade geral requer que grande parte da energia do universo consista em um componente com grande pressão negativa, chamado de "energia escura".

A energia escura, embora especulativa, resolve vários problemas. As medições da radiação cósmica de fundo em micro-ondas indicam que o universo é quase espacialmente plano e, portanto, de acordo com a relatividade geral, o universo deve ter quase exatamente a densidade crítica de massa / energia. Mas a densidade de massa do universo pode ser medida a partir de seu agrupamento gravitacional e descobriu-se que tem apenas cerca de 30% da densidade crítica. Visto que a teoria sugere que a energia escura não se aglomera da maneira usual, é a melhor explicação para a densidade de energia "ausente". A energia escura também ajuda a explicar duas medidas geométricas da curvatura geral do universo, uma usando a frequência das lentes gravitacionais e a outra usando o padrão característico da estrutura em grande escala como uma régua cósmica.

Acredita-se que a pressão negativa seja uma propriedade da energia do vácuo , mas a exata natureza e existência da energia escura continua sendo um dos grandes mistérios do Big Bang. Os resultados da equipe WMAP em 2008 estão de acordo com um universo que consiste em 73% de energia escura, 23% de matéria escura, 4,6% de matéria regular e menos de 1% de neutrinos. De acordo com a teoria, a densidade de energia na matéria diminui com a expansão do universo, mas a densidade de energia escura permanece constante (ou quase) à medida que o universo se expande. Portanto, a matéria constituía uma fração maior da energia total do universo no passado do que hoje, mas sua contribuição fracionária cairá no futuro distante, à medida que a energia escura se tornar ainda mais dominante.

O componente de energia escura do universo foi explicado por teóricos usando uma variedade de teorias concorrentes, incluindo a constante cosmológica de Einstein, mas também estendendo-se a formas mais exóticas de quintessência ou outros esquemas de gravidade modificados. Um problema de constante cosmológica , às vezes chamado de "o problema mais embaraçoso da física", resulta da aparente discrepância entre a densidade de energia medida da energia escura e aquela ingenuamente prevista a partir de unidades de Planck .

Matéria escura

O gráfico mostra a proporção de diferentes componentes do universo - cerca de 95% é matéria escura e energia escura .

Durante as décadas de 1970 e 1980, várias observações mostraram que não há matéria visível suficiente no universo para explicar a força aparente das forças gravitacionais dentro e entre as galáxias. Isso levou à ideia de que até 90% da matéria no universo é matéria escura que não emite luz nem interage com a matéria bariônica normal. Além disso, a suposição de que o universo é principalmente matéria normal levou a previsões que eram fortemente inconsistentes com as observações. Em particular, o universo hoje é muito mais irregular e contém muito menos deutério do que pode ser contabilizado sem matéria escura. Embora a matéria escura sempre tenha sido controversa, ela é inferida por várias observações: as anisotropias na CMB, dispersões de velocidade de aglomerados de galáxias, distribuições de estruturas em grande escala, estudos de lentes gravitacionais e medições de raios-X de aglomerados de galáxias.

A evidência indireta da matéria escura vem de sua influência gravitacional sobre outra matéria, já que nenhuma partícula de matéria escura foi observada em laboratórios. Muitos candidatos à física de partículas para a matéria escura foram propostos, e vários projetos para detectá-los diretamente estão em andamento.

Além disso, existem problemas pendentes associados com o modelo de matéria escura fria atualmente preferido, que inclui o problema da galáxia anã e o problema do halo cuspy. Foram propostas teorias alternativas que não requerem uma grande quantidade de matéria não detectada, mas, em vez disso, modificam as leis da gravidade estabelecidas por Newton e Einstein; no entanto, nenhuma teoria alternativa teve tanto sucesso quanto a proposta da matéria escura fria para explicar todas as observações existentes.

Problema do horizonte

O problema do horizonte resulta da premissa de que a informação não pode viajar mais rápido que a luz . Em um universo de idade finita, isso estabelece um limite - o horizonte de partículas - na separação de quaisquer duas regiões do espaço que estão em contato causal . A isotropia observada do CMB é problemática a este respeito: se o universo tivesse sido dominado por radiação ou matéria em todos os momentos até a época do último espalhamento, o horizonte de partículas naquele momento corresponderia a cerca de 2 graus no céu. Não haveria então nenhum mecanismo para fazer com que regiões mais amplas tivessem a mesma temperatura.

Uma solução para essa aparente inconsistência é oferecida pela teoria inflacionária, na qual um campo de energia escalar homogêneo e isotrópico domina o universo em algum período muito inicial (antes da bariogênese). Durante a inflação, o universo passa por uma expansão exponencial e o horizonte de partículas se expande muito mais rapidamente do que se supunha anteriormente, de modo que as regiões atualmente em lados opostos do universo observável estão bem dentro do horizonte de partículas umas das outras. A isotropia observada da CMB segue então do fato de que essa região maior estava em contato causal antes do início da inflação.

O princípio da incerteza de Heisenberg prevê que durante a fase inflacionária haveria flutuações térmicas quânticas , que seriam ampliadas para uma escala cósmica. Essas flutuações serviram como sementes para todas as estruturas atuais do universo. A inflação prediz que as flutuações primordiais são quase invariantes de escala e gaussianas , o que foi confirmado com precisão por medições do CMB.

Se a inflação ocorresse, a expansão exponencial empurraria grandes regiões do espaço bem além de nosso horizonte observável.

Uma questão relacionada ao problema do horizonte clássico surge porque na maioria dos modelos de inflação cosmológica padrão, a inflação cessa bem antes de ocorrer a quebra de simetria eletrofraca , então a inflação não deve ser capaz de evitar descontinuidades em grande escala no vácuo eletrofraco, uma vez que partes distantes do universo observável foram causalmente separados quando a época eletrofraca terminou.

Monopolos magnéticos

A objeção do monopolo magnético foi levantada no final dos anos 1970. As teorias da Grande Unificação (GUTs) previram defeitos topológicos no espaço que se manifestariam como monopólos magnéticos . Esses objetos seriam produzidos de forma eficiente no universo inicial quente, resultando em uma densidade muito maior do que a consistente com as observações, uma vez que nenhum monopólo foi encontrado. Esse problema é resolvido pela inflação cósmica, que remove todos os defeitos pontuais do universo observável, da mesma forma que leva a geometria à planura.

Problema de achatamento

A geometria geral do universo é determinada pelo fato de o parâmetro cosmológico Omega ser menor, igual ou maior que 1. Mostrado de cima para baixo está um universo fechado com curvatura positiva, um universo hiperbólico com curvatura negativa e um universo plano com zero curvatura.

O problema de achatamento (também conhecido como problema da velhice) é um problema de observação associado a um FLRW. O universo pode ter curvatura espacial positiva, negativa ou zero, dependendo de sua densidade de energia total. A curvatura é negativa se sua densidade for menor que a densidade crítica; positivo se maior; e zero na densidade crítica, caso em que o espaço é considerado plano . As observações indicam que o universo é consistente com ser plano.

O problema é que qualquer pequeno desvio da densidade crítica cresce com o tempo e, ainda assim, o universo hoje permanece muito próximo do plano. Dado que uma escala de tempo natural para o afastamento da planura pode ser o tempo de Planck , 10 −43 segundos, o fato de que o universo não atingiu uma morte por calor nem um Big Crunch após bilhões de anos requer uma explicação. Por exemplo, mesmo na idade relativamente tardia de alguns minutos (o tempo da nucleossíntese), a densidade do universo deve ter estado dentro de uma parte em 10 14 de seu valor crítico, ou não existiria como existe hoje.

Destino final do universo

Antes das observações da energia escura, os cosmologistas consideravam dois cenários para o futuro do universo. Se a densidade de massa do universo fosse maior do que a densidade crítica, então o universo alcançaria um tamanho máximo e então começaria a entrar em colapso. Ele se tornaria mais denso e quente novamente, terminando com um estado semelhante àquele em que começou - um Big Crunch.

Alternativamente, se a densidade no universo fosse igual ou abaixo da densidade crítica, a expansão desaceleraria, mas nunca pararia. A formação de estrelas cessaria com o consumo de gás interestelar em cada galáxia; estrelas se extinguiriam, deixando anãs brancas , estrelas de nêutrons e buracos negros. As colisões entre eles resultariam no acúmulo de massa em buracos negros cada vez maiores. A temperatura média do universo seria muito gradualmente assintoticamente próxima do zero absoluto - um Grande Congelamento . Além disso, se os prótons forem instáveis , a matéria bariônica desapareceria, deixando apenas radiação e buracos negros. Eventualmente, os buracos negros evaporariam emitindo radiação Hawking . A entropia do universo aumentaria até o ponto em que nenhuma forma organizada de energia pudesse ser extraída dele, um cenário conhecido como morte por calor.

As observações modernas de expansão acelerada implicam que mais e mais do universo atualmente visível passará além do nosso horizonte de eventos e fora de contato conosco. O resultado final não é conhecido. O modelo ΛCDM do universo contém energia escura na forma de uma constante cosmológica. Essa teoria sugere que apenas os sistemas gravitacionalmente ligados, como as galáxias, permanecerão juntos e também estarão sujeitos à morte por calor à medida que o universo se expande e esfria. Outras explicações da energia escura, chamadas teorias de energia fantasma , sugerem que, em última instância, aglomerados de galáxias, estrelas, planetas, átomos, núcleos e a própria matéria serão dilacerados pela expansão cada vez maior em um chamado Big Rip .

Equívocos

Um dos equívocos comuns sobre o modelo do Big Bang é que ele explica totalmente a origem do universo . No entanto, o modelo do Big Bang não descreve como a energia, o tempo e o espaço foram causados, mas sim descreve a emergência do universo atual de um estado inicial ultradenso e de alta temperatura. É enganoso visualizar o Big Bang comparando seu tamanho com os de objetos do dia-a-dia. Quando o tamanho do universo no Big Bang é descrito, ele se refere ao tamanho do universo observável, e não ao universo inteiro.

A lei de Hubble prevê que as galáxias que estão além da distância do Hubble recuem mais rápido do que a velocidade da luz. No entanto, a relatividade especial não se aplica além do movimento através do espaço. A lei de Hubble descreve velocidade que resulta da expansão do espaço, em vez de através do espaço.

Os astrônomos costumam se referir ao desvio cosmológico para o vermelho como um desvio Doppler que pode levar a um equívoco. Embora semelhante, o redshift cosmológico não é idêntico ao redshift Doppler classicamente derivado porque a maioria das derivações elementares do redshift Doppler não acomodam a expansão do espaço. A derivação precisa do redshift cosmológico requer o uso da relatividade geral, e enquanto um tratamento usando argumentos de efeito Doppler mais simples dá resultados quase idênticos para galáxias próximas, interpretar o redshift de galáxias mais distantes como devido aos tratamentos de redshift Doppler mais simples pode causar confusão.

Cosmologia pré-big bang

O Big Bang explica a evolução do universo a partir de uma densidade e temperatura iniciais que estão bem além da capacidade da humanidade de se replicar, portanto, extrapolações para as condições mais extremas e os primeiros tempos são necessariamente mais especulativas. Lemaître chamou esse estado inicial de " átomo primordial ", enquanto Gamow chamou o material de " ylem ". Como o estado inicial do universo se originou ainda é uma questão em aberto, mas o modelo do Big Bang restringe algumas de suas características. Por exemplo, leis específicas da natureza provavelmente surgiram de forma aleatória, mas, como mostram os modelos de inflação, algumas combinações delas são muito mais prováveis. Um universo topologicamente plano implica um equilíbrio entre a energia potencial gravitacional e outras formas de energia, não exigindo energia adicional para ser criada.

A teoria do Big Bang, construída sobre as equações da relatividade geral clássica, indica uma singularidade na origem do tempo cósmico, e tal densidade de energia infinita pode ser uma impossibilidade física. No entanto, as teorias físicas da relatividade geral e da mecânica quântica, como realizadas atualmente, não são aplicáveis ​​antes da época de Planck, e corrigir isso exigirá o desenvolvimento de um tratamento correto da gravidade quântica. Certos tratamentos de gravidade quântica, como a equação de Wheeler-DeWitt , implicam que o próprio tempo pode ser uma propriedade emergente . Como tal, a física pode concluir que o tempo não existia antes do Big Bang.

Embora não se saiba o que poderia ter precedido o estado denso quente do universo primitivo ou como e por que ele se originou, ou mesmo se tais questões são sensatas, abundam as especulações sobre o assunto da "cosmogonia".

Algumas propostas especulativas a esse respeito, cada uma das quais envolve hipóteses não testadas, são:

  • Os modelos mais simples, nos quais o Big Bang foi causado por flutuações quânticas . Esse cenário tinha muito poucas chances de acontecer, mas, de acordo com o princípio totalitário , mesmo o evento mais improvável acabará por acontecer. Aconteceu instantaneamente, em nossa perspectiva, devido à ausência de tempo percebido antes do Big Bang.
  • Modelos em que todo o espaço-tempo é finito, incluindo a condição sem fronteira de Hartle-Hawking . Para esses casos, o Big Bang representa o limite de tempo, mas sem uma singularidade. Nesse caso, o universo é autossuficiente.
  • Modelos de cosmologia de brana , em que a inflação se deve ao movimento das branas na teoria das cordas ; o modelo pré-Big Bang; o modelo ecpirótico , em que o Big Bang é o resultado de uma colisão entre branas; e o modelo cíclico , uma variante do modelo ekpirótico no qual as colisões ocorrem periodicamente. No último modelo, o Big Bang foi precedido por um Big Crunch e os ciclos do universo de um processo para o outro.
  • Inflação eterna , na qual a inflação universal termina localmente aqui e ali de forma aleatória, cada ponto final levando a um universo de bolha , expandindo-se a partir de seu próprio big bang.

As propostas nas duas últimas categorias vêem o Big Bang como um evento em um universo muito maior e mais antigo ou em um multiverso .

Interpretações religiosas e filosóficas

Como uma descrição da origem do universo, o Big Bang tem uma influência significativa na religião e na filosofia. Como resultado, tornou-se uma das áreas mais animadas no discurso entre ciência e religião . Alguns acreditam que o Big Bang implica um criador, enquanto outros argumentam que a cosmologia do Big Bang torna supérflua a noção de um criador.

Veja também

  • Princípio antrópico  - premissa filosófica de que todas as observações científicas pressupõem um universo compatível com o surgimento dos organismos sencientes que fazem essas observações
  • Big Bounce  - Modelo cosmológico hipotético para a origem do universo conhecido
  • Big Crunch  - Cenário teórico para o destino final do universo
  • Cold Big Bang  - Designação de uma temperatura zero absoluta no início do Universo
  • Calendário Cósmico  - Método para visualizar a cronologia do universo
  • Cosmogonia  - Ramo da ciência ou teoria sobre a origem do universo
  • Eureka: A Prose Poem  - Longa obra de não ficção do autor americano Edgar Allan Poe, uma especulação do Big Bang
  • Futuro de um universo em expansão  - Cenário futuro presumindo que a expansão do universo pode continuar para sempre, ou chegar a um ponto em que começa a se contrair.
  • Morte do universo por calor  - Possível "destino" do universo .. Também conhecido como Big Chill e Big Freeze
  • Forma do universo  - A geometria local e global do universo
  •  Modelo de estado estacionário - Modelo da evolução do universo, uma teoria desacreditada que negou o Big Bang e postulou que o universo sempre existiu.

Notas

Referências

Bibliografia

Leitura adicional

links externos

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