Qual Seria O Famoso Cosmlogo Norte-americano Que Publicou Mais De 600 Artigos Cientficos E O Que Seria A Cosmologia?
O objetivo deste artigo é contar um pouco da história da cosmologia nesses últimos 100 anos, descrever de forma sucinta seus maiores avanços e apresentar suas principais questões que ainda estão em aberto nesse início de século.
Tópicos deste artigo
O primeiro enigma do MPC é conhecido como o problema da chateza (ou problema da entropia) do universo. Ele foi apresentado pela primeira vez por R.H. Dicke e P.J.E. Peebles, ambos da Universidade de Princeton, em 1979.
Empty The goal of this article is to present a brief history of Cosmology in the past 100 years, reviewing its main progress and highlighting its main open questions in the beginning of this century.
Temas relacionados
Pouco se sabe sobre a educação juvenil de Copérnico. O mais provável é que Nicolau, juntamente com o irmão mais novo André, tenha estudado na escola paroquial da Catedral de São João e depois numa escola secundária da cidade vizinha de Chelmno. Aos 10 anos de idade, o futuro astrónomo perdeu o pai – uma tragédia decisiva na sua biografia. Desde então, a figura masculina mais importante da sua vida seria a do tio materno, Lucas Watzenrode, o qual em 1489 se tornaria bispo de Vármia.
Alan Guth, no final da década de 70, observou que os problemas cosmológicos poderiam ser resolvidos se a hipótese de adiabaticidade da expansão do universo estivesse incorreta. Ele sugeriu um quadro no qual há uma grande produção de entropia logo após a transição de fase de grande unificação. Semelhante ao que observamos quando fervemos uma panela com água, essa transição de fase ocorreria pela nucleação e crescimento de bolhas da nova fase (fase de simetria quebrada) dentro da velha. Existe uma temperatura crítica (que corresponde a energias da ordem de 1014 GeV) em que essa transição sucederia. Contudo, é preciso que este processo de transição de fase seja lento para que os problemas cosmológicos possam ser resolvidos. Segundo o modelo de Guth, antes da transição de fase, o universo entraria em uma fase de super-esfriamento e de expansão acelerada (inflação), na qual haveria um crescimento exponencial de todas as distâncias. Para resolver os problemas cosmológico é necessário um fator de crescimento das distâncias de pelo menos 28 ordens de magnitude (1028). Nessa fase a temperatura do universo decresceria também exponencialmente, pelo mesmo fator, e toda a matéria existente seria diluida. Finalmente a transição de fase se completaria com uma rápida termalização do calor latente (energia do vácuo acumulada na parede das bolhas), e o universo seria reaquecido a uma temperatura próxima à temperatura crítica. Após a inflação o universo entraria na fase de expansão usual desacelerada. A geração de entropia ocorreria com o reaquecimento do universo e o problema da chateza seria também resolvido. Observamos que, com o crescimento exponencial das distâncias na fase inflacionária, qualquer curvatura existente seria tremendamente suprimida. O problema de horizonte (ou isotropia) seria também resolvido, pois a região que constituiria hoje o universo observável, adviria de uma região bem menor que o horizonte naquela época e, portanto, poderia estar causalmente conectada.
Em geral, fora da relatividade geral a energia do vácuo não é importante, pois podemos redefini-la através de uma constante aditiva. Contudo, isso não é possível quando lidamos com a gravitação. Segundo a relatividade geral a gravitação é sensível a toda forma de energia, inclusive a do vácuo. É apenas no contexto da gravitação descrita pela relatividade geral que podemos atribuir um valor ou significado absoluto à energia do vácuo. Pode-se mostrar que a condição de que o estado de vácuo seja independente do observador inercial, implica que a sua contribuição à gravidade tenha a mesma forma que a de uma constante cosmológica. Assim, a constante cosmológica efetiva, isto é o L que pode ser observado pelos testes cosmológicos, é a soma de dois termos. O primeiro termo é a chamada constante cosmológica nua, ou seja, um termo nas equações, como o introduzido por Einstein A segunda contribuição é a advinda da densidade de energia do vácuo. O problema é que essa contribuição é muito, mas muito maior que o limite observacional. Há uma discrepância entre as estimativas teóricas e as observações de um fator da ordem de 10120, ou na melhor das hipóteses de 1050! Sem dúvida, essa é a maior divergência conhecida entre teoria e observação. Isso pode significar que: 1) Existe uma espécie de cancelamento (ou quase cancelamento) milagroso entre a constante cosmológica nua e a densidade de energia do vácuo. Esse extremo ajuste fino é inaceitável e precisaria ser explicado. 2)Existe alguma simetria ou mecanismo, que ainda não conhecemos, e que leva a um cancelamento da densidade de energia do vácuo. Nesse caso, como as observações indicam uma expansão acelerada, alguma outra componente desempenharia o papel de L. Essa componente é chamada, genericamente, de energia escura (ou quintessência) e sua característica principal é apresentar uma pressão efetiva negativa.
Significado
Várias vezes na história da cosmologia moderna L foi introduzida quando havia uma discrepância entre teoria e observações. Posteriormente, com a obtenção de melhores dados observacionais ou quando novas interpretações surgiam essa constante era descartada por uma questão de simplicidade. Não é impossível que isso ocorra novamente. Contudo há agora algo novo, que precisa ser explicado, e que torna a questão da constante cosmológica um dos problemas mais importantes (e complicados) da física de partículas e campos. Trata-se da questão da energia do vácuo.
Na literatura é comum encontrarmos um outro problema do MPC que pode ser resolvido pelo cenário inflacionário. É o chamado problema da super-abundância de monopolos magnéticos. Esses monopolos são previstos surgir se certos tipos de transição de fase de grande unificação ocorreram no universo primitivo. Argumentos de causalidade impõem um limite inferior para a densidade numérica dessas partículas. Mesmo considerando a diluição desses objetos, devido ao processo de aniquilação monopolo-antimonopolo, o resultado obtido está muito distante do que seria aceitável pelas observações.
ASH386 precisa da sua ajuda.
O livro, uma exposição simplificada das investigações de Nicolau Copérnico, foi primeiro publicado em Gdansk em 1540. Em 1543, graças ao empenho pessoal de Rheticus, chegou a Nuremberga a versão completa de Sobre as revoluções das orbes celestes. Nessa altura, Copérnico já estava moribundo em consequência de um derrame sofrido poucos meses antes. Viria a morrer no dia 24 de Maio.
"At this point the focus of my career was very far from cosmology. ... Cosmology is for the most part a subfield of astrophysics, with the added drawback of being less developed than most branches of science. How much can we know, I asked my self, about the first seconds of the existence of the universe? At that time, cosmology seemed to me to be the kind of subject about which you could say anything you like - how could anyone prove you wrong?"
O segundo problema do MPC é conhecido como o problema do horizonte, ou o problema da isotropia. O horizonte (de partícula) pode ser pensado como a máxima distância com a qual um observador, em um determinado instante, pode ter conexão causal. De acordo com a relatividade especial, sabemos que a máxima velocidade com que uma informação pode se propagar é a velocidade da luz. Suponhamos então que a idade do universo seja 14 bilhões de anos e admitamos também, para efeito de raciocínio, que ele seja estático. É claro que um fóton que tenha saído em t = 0, em nossa direção, de uma região do universo que diste da Terra mais do que 14 bilhões de anos luz, não terá tido tempo de chegar até nós. Neste exemplo, a distância de horizonte é igual a 14 bilhões de anos luz e significa que não podemos ter acesso a nenhum tipo de informação vinda de regiões mais distantes. Caso não trabalhássemos com a hipótese de um universo estático e tivéssemos levado em conta a expansão, o horizonte seria maior, pois enquanto o fóton viaja até nós, a distância que ele já percorreu, devido à expansão do espaço, aumenta. Contudo, mesmo considerando a expansão, a distância de horizonte não será muito maior do que o valor estimado no caso estático.
Novas perguntas de Física
A cosmologia moderna iniciou-se com Einstein, em 1917, pouco tempo após ele haver publicado seu trabalho sobre a teoria do campo gravitacional, a relatividade geral. O primeiro modelo cosmológico relativista proposto por ele, além de espacialmente homogêneo, isotrópico e finito (com curvatura espacial constante e positiva), possui a propriedade de ser estático. Acreditava-se naquela época ser esta uma característica do universo. Sendo a gravitação atrativa, para obter um universo estático, Einstein modificou as suas equações originais do campo gravitacional introduzindo um termo repulsivo, a chamada constante cosmológica (L). Einstein acreditava que seu modelo possuía as seguintes virtudes: 1) podia relacionar a massa do universo com a constante cosmológica, o que estava em acordo com o princípio de Mach; 2) mostrou ser possível construir um modelo cosmológico consistente com a relatividade geral; 3) acreditava ser este o único modelo com essas características.
Ao mesmo tempo em que celebramos essas conquistas da cosmologia, é importante reconhecer que algumas grandes questões permanecem em aberto. Por exemplo, a natureza da matéria escura fria, uma componente com pressão nula responsável pela formação de estruturas como galáxias e seus aglomerados, permanece um mistério. Não se sabe ainda, com grande precisão, sua densidade. Embora o chamado modelo de matéria escura fria seja muito bem sucedido em escala cosmológica, ele encontra dificuldades em escalas galácticas, prevendo, via simulações numéricas, um número significativamente maior de galáxias satélites do que o observado. Desconhecemos igualmente se a energia escura, uma componente uniformemente distribuída com pressão suficientemente negativa (e, portanto, gravitacionalmente repulsiva) é uma constante cosmológica ou um campo escalar dinâmico (quintessência). Há ainda a possibilidade teórica de que a aceleração cósmica seja conseqüência de uma teoria de gravitação alternativa ou da existência de dimensões extras. Na verdade, não estamos completamente seguros se a matéria e a energia escuras constituem, de fato, duas substâncias distintas: atualmente têm sido sugeridas propostas para sua unificação (quartessência).
Um mundo de círculos e de esferas. Copérnico não se baseou somente nas observações e cálculos matemáticos, mas também em ideias filosóficas que pouco tinham de científico. Por exemplo, o seu modelo circular do universo partia da crença de que o círculo era “a forma mais perfeita de todas”. Em 1609, Kepler demonstraria que as órbitas dos planetas não eram circulares, mas sim elípticas. A posição central do Sol era inspirada na crença de alguns seguidores do filósofo e matemático grego Pitágoras num fogo central que animava todo o universo (embora acreditassem que também o Sol orbitava à volta desse mesmo fogo). Copérnico aceitava igualmente a existência de esferas, oito camadas concêntricas à volta do Sol nas quais estavam fixadas as estrelas, tal como mantinha a cosmologia medieval. Portanto, acreditava que o universo era finito — contra a teoria do universo infinito que depressa triunfaria —, embora também afirmasse que era “imenso”, muito maior do que se pensava durante a Idade Média. Na imagem, modelo copernicano segundo a Harmonia macrocósmica de Andreas Cellarius. 1660.
Resposta
Ao olharmos para os retratos de Nicolau Copérnico, vemos um homem de meia-idade, bem barbeado, com o cabelo escuro ligeiramente ondulado, nariz pronunciado, um pouco aquilino, e olhos aguçados. À primeira vista, não há muito que o distinga numa galeria de retratos renascentistas e não parece que estejamos diante do autor da revolucionária teoria que abalou os fundamentos da ciência. Quem foi o homem que transformou a ideia que a humanidade tinha do universo que a rodeava?
A principal característica das SN Ia que as torna de grande importância em cosmologia é a sua homogeneidade. Como elas sempre surgem devido a acreção de massa de anãs brancas em sistemas binários, essa homogeneidade é esperada. Outra característica importante das SN Ia é sua alta luminosidade. No pico ela atinge cerca de dez bilhões de vezes a luminosidade do Sol. Uma galáxia como a nossa possui 100 bilhões de estrelas, e portanto, o brilho de uma SN Ia é comparável ao de uma galáxia. Essa propriedade, de ser muito luminosa, permite que possamos observar SN Ia a grandes distâncias. As SN Ia apresentam também algumas dificuldades. Por exemplo, as supernovas do tipo Ia são muito raras. Elas ocorrem a uma taxa de aproximadamente uma a cada 400 anos por galáxia. Assim, para observá-las com uma certa frequência, foi desenvolvida uma estratégia onde há o monitoramento de aproximadamente 100 campos de galáxias, cada qual com mil galáxias. Além disso, supernovas não são propriamente objetos e sim eventos que ocorrem muito rapidamente. É como um fogo de artifício (como um sinal de localização) que sobe ao céu, brilha e que aos poucos apaga. Uma SN Ia com desvio para o vermelho z ~ 0.5, vista aqui na Terra, atinge o máximo em poucos dias e após algumas semanas já não é mais possível detectá-la nem com o mais potente telescópio.
Embora simples, o modelo padrão da cosmologia apresenta também alguns "mistérios", ou ainda, como encontramos na literatura, "problemas cosmológicos". Alan Guth, físico americano, atualmente no MIT, ao sugerir em 1979 o mecanismo para uma possível solução para esses "enigmas" deu uma contribuição teórica marcante à cosmologia. O cenário inflacionário, como ficou conhecida a proposta de Guth, de certa forma revolucionou o pensamento na cosmologia. Logo ficou claro que o cenário inflacionário original de Guth, apresentava dificuldades de implementação. Novos modelos foram sugeridos por vários autores, entre eles Andrei D. Linde (então na Instituto Físico Lebedev) e Paul J. Steinhardt (à época na Universidade da Pensilvânia).
Cosmologia e Filosofia
O astrónomo preferia observar o firmamento noite após noite. Nos anos que passou em Olsztyn, produziu uma minuciosa (e privada) tabela astronómica para observar o movimento do Sol, cujos vestígios podem ser actualmente apreciados numa das paredes do claustro do castelo.
Quando pensamos em vácuo, a maioria de nós associa essa idéia ao espaço vazio, isto é, a de um espaço desprovido de qualquer matéria. Contudo, para o físico de partículas a palavra "vácuo" possui um significado distinto. Para ele vácuo significa o estado de mínima energia de um sistema. Mas como pode o espaço vazio ter energia? Segundo a mecânica quântica, todas as quantidades físicas tendem a flutuar, particularmente isso ocorre também com o estado de vácuo. A teoria indica que, no estado de vácuo, partículas e antipartículas virtuais aparecem e desaparecem no espaço, contribuindo assim para a sua energia.
Sobre as revoluções desmontava a teoria ptolemaica dominante durante 1.500 anos, segundo a qual o centro do universo era a Terra e todos os corpos celestes circulavam à sua volta. As falácias da teoria geocêntrica eram cada vez mais patentes e Copérnico, inspirado por autores antigos – que já tinham contemplado a possibilidade de a Terra não ser imóvel – e pelas suas próprias observações, ofereceu uma firme base matemática, na qual defendia a ideia de que era o Sol o centro do universo, enquanto os planetas giravam à volta do astro em órbitas circulares. A Terra não só não era o umbigo do mundo, mas também estaria sujeita a três movimentos distintos: girava à volta do Sol, sobre si mesma e tinha uma declinação magnética do seu eixo. Para demonstrar todos estes elementos, o astrónomo ofereceu um grande número de cálculos e desenhos que ilustravam as suas ideias.
Cosmologia moderna
Na seção anterior vimos que a radiação cósmica de fundo sofreu seu último espalhamento quando a idade do universo era de aproximadamente 300.000 anos. Mostra-se que a distância de horizonte, nesta época, era da ordem de 600.000 anos luz. Vimos também, na seção anterior, que a radiação cósmica de fundo é altamente isotrópica, isto é, a menos de pequenas inomogeneidades, sua temperatura é da ordem de 3 graus Kelvin qualquer que seja a direção apontada pela antena que a detecta. Acontece que, dois fótons vindos de direções opostas, saíram de regiões, na superfície de último espalhamento, que estavam separadas por uma distância cem vezes maior que a distância de horizonte na época! Isto significa que, no quadro usual do MPC, essas regiões ainda não tinham tido tempo de se comunicar. O problema da isotropia ou do horizonte, é então entender como regiões sem conexão causal naquela época poderiam gerar o que hoje nos chega com o mesmo tipo de informação. Observe que os fótons foram emitidos a partir dessas regiões e seguiram livres, apenas esfriaram devido à expansão. Para ilustrar esse problema, suponhamos que em uma sala de aula cheia de estudantes um professor pedisse que cada aluno, sem se comunicar com nenhum outro colega, escrevesse um número qualquer em um papel. Após os papéis serem entregues, ele constata que todos os números são iguais. É difícil entender essa coincidência! É mais razoável pensar que os estudantes estabeleceram alguma forma de comunicação antes de entrarem na sala. De forma análoga, no âmbito do MPC não há uma explicação dinâmica para a isotropia da radiação cósmica de fundo.
Durante dois anos, formou-se como médico. Finalizado este período, e depois de uma década de estudos em três centros diferentes, Copérnico, que já tinha 30 anos, precisava de um título oficial. Obteve-o, surpreendentemente, numa quarta universidade – a de Ferrara –, onde no último dia de Maio de 1503, passou no seu exame, não de Medicina, mas sim de Direito Canónico. Por fim, o doutor Copérnico podia regressar a Vármia com o dever cumprido, mas também com amplos conhecimentos gerais e com uma grande experiência na bagagem.
A seguir procuraremos descrever, de forma qualitativa, como o cenário inflacionário pode resolver os problemas cosmológicos acima mencionados. Uma abordagem mais quantitativa e detalhada exigiria que entrássemos em aspectos técnicos que estão fora do escopo deste texto.