Em Busca do Infinito - Parte 8

1
EM BUSCA DO INFINITO-08
Por Prof. G Venkataraman
Sai Ram amoroso e saudações de Prashanti Nilayam.
No último capítulo tentei, pela primeira vez, unir o macro e o micro; eu espero que
você recorde tudo aquilo que lhe contei. Hoje, eu gostaria de prosseguir em um
território verdadeiramente surpreendente. Mas primeiro, eu gostaria de levar você ao
Cosmos e contemplar o caminho que a ciência tem percorrido. Basicamente, está
conectado com capturar sinais que estão vindo a nós “lá de fora” há muito tempo.
Radiações cósmicas
Eu espero que você se recorde da história da descoberta da Radiação Cósmica de
Fundo da qual falei no segundo capítulo, na edição de fevereiro. No ano de 1960 dois
cientistas descobriram acidentalmente que nós estamos constantemente recebendo
uma dose fraca, mas fixa, de radiação eletromagnética.
No princípio havia incerteza sobre o que exatamente era essa misteriosa radiação e
de onde estava vindo. Mas logo todas essas perguntas foram respondidas e desde
então os astrofísicos têm investigado intensamente esta radiação cósmica de fundo.
Para esse estudo a ciência tem que enviar satélites ao espaço, com habilidade para
ver em infravermelho e em todas as direções. Isto já tem sido feito há alguns anos e
como resultado de todos estes estudos, já se sabe o seguinte.
Houve um Big Bang e isto aconteceu há aproximadamente 13.8 bilhões de anos atrás.
O Universo era minúsculo quando entrou em existência, mas vem se expandido desde
então.
No princípio, a matéria [como estava naquele momento] e a radiação, estavam
firmemente juntas e como resultado, o Universo era opaco. Em outras palavras a
matéria era como uma névoa que impedia a luz de se propagar livremente.
Quando o Universo tinha aproximadamente 300,000 anos, a radiação e a matéria se
desconectaram. Depois disso, o Universo ficou transparente, e tanto a luz como a
radiação puderam se propagar livremente. A radiação começou a encher o Universo
então, e com a sua expansão, a temperatura da radiação também começou a cair.
Esta radiação que agora enche todo o Universo é o que nós chamamos de CBM
Cosmic Microwave Background, em inglês, que se traduz por Fundo Cósmico de
Microondas.
O que foi o Big Bang?
Como nós sabemos tudo isso? Em grande parte estudando o CMB. Em anos recentes
o CMB foi objeto de intensos estudos, e eu recorrerei logo a alguns deles. Mas antes
eu gostaria de considerar a pergunta que às vezes é feita: “o que era isso que
explodiu?” Você recordará que quando o CMB foi descoberto primeiro se pensou que
fosse isotrópico, quer dizer, a mesma intensidade era detectada em qualquer direção
que se apontasse o telescópio. Na verdade, algumas flutuações mínimas foram
descobertas mais tarde-e estas flutuações, a propósito, são muito importantes pelas
conseqüências que eles produzem! -mas, o fato em geral é que a CMB é
incomodamente homogênea e uniforme. Como assim? Por que isso deveria ser um
problema? Por causa de um importante aspecto técnico chamado o problema de
horizonte.
O Problema de Horizonte
Os detalhes são um pouco complicados para explicar aqui, mas em resumo o
problema pode ser colocado como segue. Voltemos muito no tempo, digamos, para
um segundo depois do Big Bang. Baseado na taxa atualmente observada de expansão
do Universo, o Universo Bebê com a idade de 10 elevado a -35 segundos, deveria ser
uma bola com raio de aproximadamente 1 cm!
2
Inacreditavelmente pequeno não é?! Consideremos a luz emitida de algum ponto na
superfície desta bola com esse raio de 1 cm. Em 10 elevado a -35 segundos, esta luz
pode viajar só uma distância de 3 x 10 elevado a - 25 cm. Isso significa que a luz
levaria um tempo muito longo para cruzar o Universo Bebê; nesse tempo o Universo
teria se expandido muito mais. Se você refletir cuidadosamente em tudo isso, você
descobriria que por causa da taxa rápida de expansão do Universo, a radiação interna
teria dificuldades em preenchê-lo UNIFORMEMENTE. Mas os experimentos mostram
que a radiação realmente está enchendo uniformemente o Universo, aparte algumas
flutuações importantes, porém secundárias. Assim, como a radiação está enchendo o
Universo tão uniformemente?
Esta figura (que não é escalar) mostra esquematicamente o Universo Bebê quando
tinha 10 elevado a -35 segundos de idade. Graças à expansão, o raio da esfera do
Bebê é de 1 cm neste instante do tempo. Se nós consideramos um ponto na
superfície da esfera, como A, por exemplo, a luz lá originada no nascimento teria
percorrido só 3 x 10 elevado a -25 cm. Esta distância, mostrada por AB, é claramente
muito, muito menor que o raio. Isto significa que a região mostrada em sombreado
seria oticamente desconectada do resto do Universo 3 x 10-25 cm. Assim, ter a
radiação por todo o Universo, essencial para a uniformidade de CMB, não é possível.
O modelo inflacionário de Guth resolve isto dizendo o seguinte. A tempo t = 10
elevado a -35 segundos, o raio do Universo era muito pequeno, tão pequeno que a
radiação poderia misturar-se livremente, tornando possível a uniformidade por todo o
Universo. Àquele momento, o Universo de repente se inflou ou inchou enormemente.
O rádio se torna então 1 cm, e depois disso, misturar a radiação já não é possível;
mas não há nenhum problema, desde que o equilíbrio já foi estabelecido e aquele
status quo é mantido! Inteligente, não é? Mas a beleza é que esta ousada conjetura
foi substanciada de fato através de experimentos!
O que eu esbocei acima pode ser chamado de o problema número um; ele é chamado
de o problema do horizonte. Há mais um problema, de numero dois, o qual eu
descreverei agora brevemente. Para explicar este problema, eu teria que recordar o
que vimos antes [veja SFI-02] sobre os três possíveis enredos relativos à história da
expansão do Universo. Eu mostrei naquele capítulo que Alexander Friedmann, da
3
Rússia, entendeu três possíveis modos pelos quais o Universo pode evoluir, os quais
podem ser diferenciados pelo valor de um parâmetro chamado Omega.
Procurando o Valor de Omega
Alexander Friedmann
Estudos atuais sugerem que Omega está perto da unidade. Muito bem, assim é que
Deus decidiu que deveria ser. Porém, este valor 1 para Omega cria uma dor de
cabeça para os cosmólogos. De acordo com eles, se Omega agora for quase 1, ele
deve ter estado assim por muito tempo. [há razões técnicas fortes para ser assim,
mas essas eu tenho que saltar].
Se Omega tem que ter um valor 1 há muito tempo, e nós estamos falando de tempos
realmente muito pequenos aqui, então há um problema. Omega igual a 1 significa
que o Universo é plano [veja figura em SFI-02]. Agora é fácil pensar na superfície de
uma esfera enorme, como a superfície presente do Universo, como sendo plana, mas
e quanto à superfície de uma bolha com raio de 1 cm? Como ser algo plana a
superfície de uma bolha tão pequena? Não realmente! Nesse caso, como seria
possível que Omega fosse igual a 1 desde há muito tempo atrás? A propósito, esta
dificuldade é chamada the flatness problem.
Assim, havia estas duas dores de cabeça, o problema do horizonte e the flatness
problem, que estavam estragando a festa, como se diz. Todo o mundo acreditava no
Big Bang ou queria acreditar no Big Bang, mas se isso fosse verdade, como explicar o
problema do horizonte e os problemas de flatness? Estes dois assuntos complicados
foram nocauteados em um golpe magistral por Alan Guth em 1981, pelo que é
chamado agora o Modelo Inflável de Guth. Guth disse: “Olha, caras, vamos começar
com o Universo quando tinha 10 elevado a -35 segundos de idade. Era então muito
pequeno; todos nós concordamos com isso. Você sabe o que aconteceu então? Pois
eu sei! Houve uma enorme e astronômica expansão que aconteceu no
inacreditavelmente curto espaço de tempo de 10 elevado a -32 segundos.
Neste curto espaço de tempo a expansão se completou. E você sabe por quanto o
Universo se expandiu durante esse tempo de 10 elevado a -32 segundos? Expandiuse 1050 vezes!” Esta expansão enorme e súbita é chamada a Inflação do Universo.
4
Inflação ou Expansão hiperativa
Esta figura captura a essência do modelo de Guth para a inflação. Comecemos com o
raio do Universo como nós o conhecemos ser hoje e trabalhemos para trás baseandonos na taxa de expansão conhecida do Universo. Nós adquiriríamos a curva chamada
BBM [Big Bang Model]. O modelo de Guth diz que o Universo na verdade começou
muito pequeno, mas de repente explodiu, em um período inacreditavelmente curto de
tempo. Por que um modelo tão “louco”? Ele resolve os dois problemas complicados
explicados no texto. OK, o modelo resolve os problemas, certo; mas há qualquer
fragmento de evidência experimental que tal inflação aconteceu de fato? Sim, e isso é
o que o prêmio Nobel de Física de 2006 insinua! OK, mas Guth esta 100% correto?
Existe outra possibilidade? Seguramente, mas essa história vem depois!
Eu sei que tudo soa bem louco, mas não foi assim que Guth avançou a sua teoria!
Ele fez através de argumentos sistemáticos e profissionais, é claro, mas a essência do
que ele disse era: Antes da expansão, o Universo tinha um rádio de só 10 elevado a
-50 cm ou coisa assim, pequeno o bastante para a radiação se misturar e enchê-lo
uniformemente. Após a expansão o Universo era tão grande quanto nos modelos
anteriores, mas isso não era mais um problema porque o Universo já estava
5
uniformemente preenchido pela radiação. O modelo inflacionário de Guth também
resolveu o problema de flatness e assim havia muito alívio entre os cosmólogostinham sido resolvidas duas questões difíceis; ou assim parecia!
Alan Guth
A Ciência sempre progride deste modo, em começos e ajustes.
Primeiro, há um problema; então há uma solução, e as coisas parecem bem; mas
logo se mostra que as coisas não estavam lá aquela beleza toda, porque quando se
olha para os detalhes da coisa, novos problemas aparecem. Assim, de volta às
pranchas de cálculos; cria-se um modelo novo, e alívio uma vez mais; escrutínio mais
íntimo e bichos novamente! Porém, isto não desanima os físicos, porque há sempre
trabalho a fazer, trabalho excitante! É por isso que Feynman disse uma vez que
quando uma teoria funciona, os físicos se ocupam então com aquela teoria
procurando defeitos e achando falhas! O que eu estou dizendo é que o modelo de
Guth tem seus próprios problemas! Mas isso é uma outra história.
O Nobel de Física de 2006
Voltemos agora nossa atenção para Estocolmo, 2006 de outubro. É quando os
Prêmios Nobel são anunciados, e o anúncio foi que o prêmio de Física foi para duas
pessoas associadas com a exploração de CMB. São eles: John Mather, da NASA e
George Smoot, da Universidade da Califórnia, Campus de Berkeley. Usando o satélite
COBE [Explorador do Fundo Cósmico], eles conseguiram uma fantástica cartografia
do céu. Os seus resultados indicavam mudanças de caminho. Por um lado, eles
mostraram como a radiação estava uniforme, por toda parte; e ainda, quando olhada
através de “microscópio”, havia variações pequenas mas muito significativas, que
teriam suas próprias estórias para contar.
Pode-se entender tudo isso da seguinte maneira. Digamos que você esteja em uma
astronave, vindo para a Terra, do espaço exterior. Na medida em que se aproxima, a
primeira coisa que você notaria, é que o planeta é esférico. Aproximando-se mais,
notaria a superfície dividida em continentes e oceanos. Você começaria a ver então
que a superfície da Terra não é lisa, mas tem altos e baixos, com a presença de
montanhas, cidades, florestas e desertos que cobrem os continentes. Foi o mesmo
modo com o estudo de CMB durante anos. Quando os astrofísicos olharam para o céu
com microondas, trinta anos atrás, eles notaram que era quase uniforme. Com o
aprimoramento das observações, eles começaram a descobrir várias características
associadas com o CMB.
Em 1992 o satélite COBE fez a primeira descoberta análoga a ver montanhas na
superfície da Terra: descobriu flutuações cosmológicas na temperatura de microondas
de fundo, como existiram quando o Universo tinha 380,000 anos aproximadamente.
Isto representa dados de um tempo muito primitivo, um tempo a que os antigos
experimentos não conseguiam chegar.
6
John Mather
George Smoot
As implicações dos estudos de Mathers e Smoot são muitas e nós não podemos
considerar todas elas aqui, mas o simples fato de terem recebido o Nobel é bastante
para mostrar que os resultados são significativos e profundos. Eu estou chamando
atenção ao COBE porque deu forte apoio à idéia da Inflação; a Inflação não é mais
nenhuma mera especulação, mas algo que definitivamente parece ter acontecido
durante a história do Universo. [Isso não significa que o modelo de Guth seja a última
palavra! Há muitos outros possíveis cenários e enredos, mas todos com alguma forma
de Inflação.]
7
A figura acima, produzida pela equipe do COBE, mostra três imagens coloridas do céu
como visto em freqüências de microondas. A orientação dos mapas é tal que o plano
da Via Láctea corre horizontalmente pelo centro de cada imagem. O modo para
entender estas figuras é o seguinte. Atualmente a temperatura do CMB é 2.725 graus
Kelvin ou Absoluto. Radiações eletromagnéticas com esta temperatura estariam na
faixa de microondas. Suponha que o detector observe toda a radiação dentro de uma
faixa entre 0 graus Kelvin a 4 graus Kelvin. Seria uma larga janela, e nesta escala, os
dados mostram uniformidade [figura A], quer dizer, tudo parece uniforme pelo
Universo. Estreitando a gama de variações, agora entre 2.721 a 2.729 graus Kelvin,
os dados mostram flutuações de temperatura como vistas na figura B.
Após a eliminação de sinais não desejados, os dados se parecem como na figura C.
Aqui pode-se ver muitas estruturas nas flutuações de temperatura, dos tipos preditos
pela teoria da inflação. É este fato que faz os resultados do COBE serem muito
importantes e de grande significado. De uma coisa você pode estar seguro; as
pessoas em Estocolmo que entregam os Prêmios Nobel sabem escolher os
vencedores, pelo menos na maioria das vezes!
A Descoberta da Matéria Escura
Do excitante estudo das impressões digitais deixados pelo Universo jovem, através do
CMB, vamos agora para a Física de pequenas distâncias. Tem havido intensa
atividade nessa área, com enfoque em Cosmologia. Na realidade, a Cosmologia e a
Física de partículas estão se ajudando uma à outra. Aqui é um exemplo. Alguns anos
atrás, a astrofísica Vera Rubin começou a estudar cuidadosamente várias galáxias.
Seus estudos levaram à conclusão que muitas galáxias tiveram de fato muito mais
massa que a luz emitida por elas nos permite concluir. Você vê, quando nós
observamos o céu e vemos algo, nós dizemos, “ha ha”! Há algo lá em cima. Se nós
não vemos nada, nós dizemos, “não tem nada ali.” Vera Rubin descobriu que nós não
podemos afirmar sempre desta maneira. Visualmente as galáxias pareciam sugerir
que havia nelas pouca matéria, pouca massa. Uma análise cuidadosa dos parâmetros
físicos revelou algo muito diferente, havia muito mais nas galáxias do que aquilo
visível ao olho; em outras palavras, havia uma Matéria Escura, não visível ao olho, ou
ao ultravioleta, infravermelho, etc.
Desde então, a idéia de matéria escura ou perdida arraigou-se firmemente e isto tem
implicações profundas e imediatas para cosmologia. Como? Pelo parâmetro Omega!
Talvez você recorde o papel deste parâmetro decidindo o último destino do Universo;
e o valor de Omega depende da quantidade de matéria no Universo. As estimativas
desta massa eram feitas com base em estrelas e galáxias visíveis para o homem. Mas
os estudos de Vera Rubin mostraram que nós temos que ter cuidado; poderia haver
matéria não visível, matéria escura! Esta matéria escura poderia não ser visível, mas,
mesmo assim poderia determinar o destino do Universo.
8
Vera Rubin
OK, os estudos de Vera Rubin mostraram que provavelmente existe alguma matéria
escura lá fora. Nós podemos ter alguma evidência mais concreta para isto? Tenta-se
responder a essa questão pela procura do que é chamado MACHOS. MACHO [MAssive
Compact Halo Object] é o nome dado a um tipo de matéria escura chamada anões
marrons. Um anão marrom é um corpo celestial entre 10 a 80 vezes mais pesado que
nosso Júpiter [que é a propósito um planeta bem pesado]. Anões marrons não
emitem muita luz, visto não haver nele nenhum processo termo-nuclear acontecendo.
Assim, um anão marrom longínquo não seria visto nem mesmo pelo melhor
telescópio. Existe outro modo de descobrir a existência do anão marrom?
Seguramente, e isso através do seu campo gravitacional. Os astrônomos disseram,
“Ei, espere um minuto. Seguramente nós não podemos ver o anão marrom, mas que
tal descobrirmos sua presença através de microlensing gravitacional?” A idéia atrás
desta técnica é ilustrada na Figura 4. De certo modo é como a experiência feita para
descobrir o curvamento da luz pela gravidade, que já vimos; desta vez o curvamento
é usado para descobrir a presença de MACHO.
Figura 4.
Esta figura ilustra o princípio de microlensing, usado para descobrir os MACHOS. Em
(A) nós temos uma estrela cujos raios alcançam a Terra sem qualquer obstrução. Em
(B), um MACHO intervém, eclipsando a estrela. Como resultado, raios de luz que
teriam ido longe da Terra são puxadas em sua direção. Isto causa um aumento
líquido da intensidade da luz da estrela. Em (C) é ilustrado como a intensidade da luz
da estrela atinge um quando um MACHO transita na linha que conecta a Terra à
estrela.
Já foram observados MACHOs. Sim, muitos deles; assim nós podemos dizer que a
matéria escura existe. OK, MACHOs existem mas eles respondem por toda a matéria
escura que poderia estar presente? Existe algum outro tipo de matéria escura
possível? Claro que sim, dizem os cientistas, e eles sugerem que certos tipos de
partículas elementares chamadas WIMP [Weakly Interacting Massive Particles]
poderiam existir, e os físicos estão ocupados procurando por elas; até agora nenhuma
foi encontrada.
Censo cósmico
O que eu quero deixar gravado com o acima descrito é que as coisas estão
interconectadas, matéria escura, o valor de Omega, o destino do Universo, física de
partículas elementares, começa-se a compreender como as coisas se interligam de
uma forma antes insuspeitada. Deixe-me lhes dar um pouco mais disto agora!
Suponha que nós façamos um Censo Cósmico, somando todas as massas conhecidas
no Universo e representando os resultados em um gráfico. Isto foi feito alguns anos
atrás e foi encontrado que, somando todas as massas conhecidas, inclusive uma boa
estimativa da matéria escura, que então tudo somaria quase 30% da massa
necessária para fazer Omega ser igual a 1. Lembra-se de Omega? É o parâmetro
mágico que determina o destino do Universo, e o seu valor depende da quantidade de
matéria existente no Universo. Estimativas atuais sugerem que Omega está na
realidade muito perto de 1; mas cabe a pergunta: “ O que está se deixando de
considerar para encontrar toda a massa necessária para Omega ser igual a 1?”
9
Este gráfico circular é essencialmente uma visão aproximada do “censo’ Cósmico”.
[As porcentagens não totalizam 100 por causa de erros de arredondamentos.] Muitas
décadas atrás, as pessoas pensaram que o Universo só estava cheio de matéria e
radiação, com matéria sendo composta de galáxias que eram compostas de estrelas e
os seus planetas. Como a figura acima mostra, a visão é agora muito diferente. A
matéria visível comum forma só uma parte muito pequena; além disto, há muita
matéria escura. Mas isso ainda não é o fim da história. A exigência que o valor de
Omega esteja perto de 1, agora sugere que além de matéria escura, há também
energia escura! Na realidade, a contribuição devido à energia escura parece dominar
o conteúdo do Universo!
Energia Escura
É onde a energia escura entrou no quadro, e para seguir à frente com a história, me
deixe mencionar neste momento que os estudos do COBE [e alguns outros menos
precisos] dão forte suporte à idéia de energia escura. Assim você vê por que os
resultados do COBE são tão importantes-eles dão apoio à idéia da inflação, e eles
também sugerem fortemente que realmente há uma coisa chamada energia escura.
Neste momento, você poderia estar desejando saber: “Quem teve essa estranha idéia
de energia escura? Por que o Universo precisa de energia escura? A que serve?” e
assim por diante. Deixe-me tentar dar algumas respostas a essas questões.
Astrofísicos têm estudado cuidadosamente os dados da antiga supernova [veja SFI 4
para alguma informação sobre supernovas], e eles concluíram que o Universo não só
está se expandindo, mas que a taxa de expansão sugere que o valor de Omega
deva estar perto da unidade. Os resultados de COBE não só dizem a mesma coisa,
mas a enfatizam ainda mais.
Assim, muitas coisas apontam à mesma direção: 1) o valor de Omega não tem
escolha a não ser estar perto da unidade. Até mesmo levando em conta a aceleração
da expansão do Universo, havia a pergunta sobre algo perdido no censo Cósmico,
algo a ser encontrado para fazer o valor de Omega ser igual ou próximo de 1.
10
2) Ao mesmo tempo, o censo Cósmico mostra que se nós somamos toda a massa do
Universo, inclusive a massa associada com a matéria escura, o valor de Omega não
se aproxima de 1. Assim, está faltando algo; o que é isso? Esse algo, disse os peritos,
é energia escura!
Agora você pode se levantar e dizer, “Ei, sabe de uma coisa? Há uma força repulsiva
lá fora que está forçando as partes diferentes do Universo a se separarem, forçando a
uma expansão rápida, em vez de permitir que gravidade trouxesse tudo para muito
junto, que é o que a pessoa normalmente esperaria.” Este é um assunto muito sério.
Eu desejo assegurar que a ciência séria é feita de muito trabalho e muito tem sido
feito para dar uma fundação teórica razoável para o conceito de uma energia
repulsiva que levaria à observada expansão do Universo, e como o valor de Omega
sugere. Mas eu não posso entrar nesses detalhes técnicos. Mas confiemos, pois que
graças aos resultados do COBE nós sabemos não só que Omega está perto da
unidade, mas também que há um caminho para entender a expansão do Universo
que este valor de Omega sugere, uma expansão que foi observada de fato.
Há outra coisa curiosa sobre este negócio de energia escura. Lembra do parâmetro
Cosmológico famoso? Aquele que Einstein introduziu e então abandonou, declarando
isto a maior asneira da vida dele? [Veja SFI-02.] Parece que esta energia escura é
relacionada de perto com essa constante! Einstein teria amado saber disso! Às vezes
a história muda de uma maneira estranha!
O Universo criado por Deus está cheio de mistérios! Saberemos mais sobre eles da
próxima vez, quando você verá alguns conceitos realmente surpreendentes. Enquanto
isso, eu desejo deixa-los com uma pergunta pequena que é: “Qual é o astro de rock
bem conhecido que recentemente completou o seu PhD em astrofísica depois de mais
de três décadas de ausência, trabalhando no mundo da música!” Nós publicaremos os
nomes de todos que submeteram entradas corretas! Você sabe onde escrever a nós.
Sempre é - [email protected].
Om Sai Ram