Por milhares de anos, astrônomos discutem questões básicas sobre o tamanho e a idade do Universo. O Universo extende-se de forma infinita ou existe um limite em algum lugar? Sempre existiu ou teve um começo em algum tempo no passado? Em 1929, Edwin Hubble, um astrônomo na Caltech, fez uma descoberta importante que rapidamente forneceu respostas científicas a essas questões: ele descobriu que o Universo está se expandindo.

Os gregos antigos reconheceram que era difícil imaginar como se parece um Universo infinito. Mas eles também se perguntaram que, caso o Universo fosse finito e alguém esticasse a mão na borda do Universo, para onde sua mão iria? Os dois problemas dos gregos em relação ao Universo representaram um paradoxo – o Universo tinha que ser ou finito ou infinito, e ambas as alternativas apresentavam problemas.

Depois do nascimento da astronomia moderna, outro paradoxo começou a intrigar os astrônomos. No início do século XIX, o astrônomo alemão Heinrich Olbers argumentou que o Universo deveria ser finito. Se o Universo fosse infinito e contivesse estrelas em todo lugar, Olbers disse, então se você olhar para qualquer direção, sua linha de visada eventualmente vai encontrar a superfície de uma estrela. Embora o tamanho aparente de uma estrela no céu se torna menor à medida que a distância a essa estrela aumenta, o brilho dessa superfície permanece constante. Portanto, se o Universo fosse infinito, toda a superfície do céu noturno deveria ser tão brilhante como uma estrela. Obviamente, o céu possui áreas escuras, então o Universo deve ser finito.

Mas quando Isaac Newton descobriu a lei da gravitação, ele percebeu que a gravidade é sempre atrativa. Todo objeto no Universo atrai cada outro objeto. Se o Universo fosse realmente finito, as forças atrativas de todos os objetos no Universo deveria ter causado o seu próprio colapso. Isso claramente não aconteceu, ocasionando o paradoxo para os astrônomos.

Quando Einstein desenvolveu sua teoria da gravitação na Teoria Geral da Relatividade, ele pensou que tinha encontrado o mesmo problema de Newton: suas equações diziam que o Universo deveria estar expandindo-se ou colapsando-se, mas ele assumiu que o Universo era estático. Sua solução original continha um termo constante, chamado constante cosmológica, que cancelava os efeitos da gravidade em escalas muito grandes, o que levava a um Universo estático. Depois que Hubble descobriu que o Universo estava se expandindo, Einstein chamou a constante cosmológica de seu "maior erro".

Aproximadamente na mesma época, telescópios maiores estavam sendo construídos, os quais seriam capazes de medir acuradamente espectros (ou a intensidade de luz em função do comprimento de onda) de objetos fracos. Usando esses novos dados, astrônomos tentaram entender a abundante quantidade de objetos fracos e nebulosos que observavam. Entre 1912 e 1922, o astrônomo Vesto Slipher do Observatório Lowell no Arizona (EUA) descobriu que os espectros de luz de muitos desses objetos estavam sistematicamente deslocados para comprimentos de onda maiores ou deslocados para o vermelho (redshifted). Logo depois, outros astrônomos mostraram que esses objetos nebulosos eram galáxias distantes.

A Descoberta do Universo em Expansão

Enquanto isso, outros físicos e matemáticos trabalhando na teoria da gravitação de Einstein descobriram que as equações tinham algumas soluções que descreviam um Universo em expansão. Nessas soluções, a luz proveniente de objetos distantes seria deslocada para o vermelho conforme viajasse no Universo em expansão. O deslocamento (redshift) aumentaria com a distância do objeto.

Edwin Hubble

Em 1929, Edwin Hubble, trabalhando nos Observatórios Carnegie em Pasadena, Califórnia (EUA), mediu os redshifts de várias galáxias distantes. Ele também calculou suas distâncias relativas medindo o brilho aparente de uma classe de estrelas variáveis chamadas Cefeidas em cada galáxia. Quando ele graficou redshift em função da distância relativa, descobriu que o redshift de galáxias distantes crescia como uma função linear de suas distâncias. A única explicação para essa observação é que o Universo estava se expandindo.

Uma vez que os cientistas entenderam que o Universo estava se expandindo, imediatamente perceberam que ele deveria ter sido menor no passado. Em algum momento no passado, todo o Universo teria sido um único ponto. Este ponto, mais tarde chamado de big bang, foi o início do Universo como se entende hoje em dia.

O Universo em expansão é finito tanto em relação ao tempo quanto ao espaço. A razão pela qual o Universo não se colapsou, como poderiam sugerir as equações de Newton e de Einstein, é que ele tem se expandido desde o momento de sua criação. O Universo está em um constante estado de mudança. O Universo em expansão, uma idéia nova baseada na Física Moderna, resolveu os paradoxos que preocupavam os astrônomos desde a Era Antiga até o início do século XX.

Propriedades do Universo em Expansão

As equações do Universo em expansão possuem três possíveis soluções, sendo que cada uma prediz destinos diferentes para o Universo como um todo. O destino que por fim ocorrerá com o Universo pode ser determinado medindo-se quão rápido ele se expande em relação à quantidade de matéria que o Universo contém.

Os três tipos possíveis de universos em expansão são chamados de universos: aberto, plano e fechado. Se o Universo fosse aberto, se expandiria para sempre. Se o Universo fosse plano, também se expandiria para sempre, mas a taxa de expansão diminuiria para zero depois de uma quantidade infinita de tempo. Se o Universo fosse fechado, eventualmente pararia de se expandir e re-colapsaria em si mesmo, possivelmente levando a outro big bang. Nos três casos, a expansão diminiu e a força que causa essa diminuição é a gravidade.

Uma analogia simples para entender esses três tipos de universos é considerar uma espaçonave lançada da superfície da Terra. Se a espaçonave não tem velocidade suficiente para escapar da gravidade da Terra, eventualmente cairá de volta à Terra. Isso é análogo com o Universo fechado que se colapsa. Se a espaçonave recebe velocidade suficiente de tal modo que tenha exatamente a energia necessária para escapar, então vai parar a uma distância infinita da Terra (este é o Universo plano). E finalmente, se a espaçonave é lançada com mais energia do que a necessária para escapar, sempre terá alguma velocidade, mesmo quando está a uma distância infinita (o Universo aberto).

O Destino do Universo

Pelos últimos oitenta anos, astrônomos têm feito medidas cada vez mais precisas de dois importantes parâmetros cosmológicos: H_o - a taxa com que o Universo se expande - e w - a densidade média de matéria no Universo. Conhecer esses dois parâmetros poderá nos dizer qual dos três modelos de universo que vivemos e portanto o destino final do nosso Universo. O Sloan Digital Sky Survey, com suas grandes medidas sistemáticas da densidade de galáxias do Universo, deverá permitir aos astrônomos medir de forma precisa o parâmetro de densidade w.

Os Elementos Pesados

Os astrônomos não estavam apenas interessados no destino do Universo; eles também estavam interessados em entender seu atual estado físico. Uma questão que eles tentaram responder é por que o Universo é principalmente composto de hidrogênio e hélio e o que é responsável pela concentração relativamente pequena de elementos pesados.

Com o início da física nuclear nos anos 30 e 40, cientisras começaram a tentar explicar as abundâncias de elementos pesados assumindo que eles fossem sintetizados a partir do hidrogênio primordial no início do Universo. No fim dos anos 40, os físicos americanos George Gamow, Robert Herman e Ralph Alpher perceberam que, há muito tempo atrás, o Universo era muito mais quente e mais denso. Eles fizeram cálculos que mostram se as reações nucleares presentes nessas altas temperaturas poderiam ter criado os elementos pesados.

Infelizmente, com exceção do hélio, eles descorbiram que era impossível formar elemenos mais pesados em qualquer quantidade apreciável. Hoje, sabemos que elementos pesados foram sintetizados nos núcleos de estrelas ou durante supernovas, quando uma estrela grande no fim de sua vida implode.

No entanto, Gamow, Herman e Alpher perceberam que se o Universo era mais quente e mais denso no passado, ainda deveria existir radiação do Universo primordial. Esta radiação teria um espectro bem definido (chamado de espectro de corpo negro) que depende de sua temperatura. Conforme o Universo se expandiu, o espectro dessa luz teria sido deslocada para a região do vermelho, para comprimentos de onda maiores. E a temperatura associada ao espectro teria diminuído por um fator de mais de mil enquanto o Universo se esfriava.

Radiação Cósmica de Fundo em Microondas

Em 1963, Arno Penzias e Robert Wilson, dois cientistas em Holmdale, New Jersey (EUA), estavam trabalhando em um satélite desenvolvido para se medir microondas. Quando eles testaram a antena do satélite, encontraram microondas misteriosas que vinham igualmente de todas as direções. Inicialmente acharam que tinha algo errado com a antena. Mas depois, conferindo e re-conferindo, perceberam que tinham descoberto algma coisa real. O que eles descrobriram foi a radiação predita anos antes por Gamow, Herman e Alpher. A radiação que Penzias e Wilson descobriram, chamada Radiação Cósmica de Fundo em Microondas, conveceu a maioria dos astrônomos que a teoria do Big Bang estava correta. Pela descoberta da Radiação Cósmica de Fundo em Microondas, Penzias e Wilson ganharam o Prêmio Nobel em Física de 1978.

Depois que Penzias e Wilson encontraram a Radiação Cósmica de Fundo em Microondas, astrofísicos começaram a estudar a possibilidade de se usar as propriedades dela para investigar como era o Universo no passado. De acordo com a teoria do Big Bang, a radiação contém informações sobre como a matéria estava distribuída há mais de 10 bilhões de anos atrás, quando o Universo tinha apenas 500 mil anos.

Nessa época, estrelas e galaxies ainda não tinham se formado. O Universo constituía-se de uma sopa quente de elétrons e núcleos atômicos. Estas partículas constantemente colidiam com os fótons que formavam a radiação de fundo, quando então tinha uma temperatura de mais de 3000°C.

Logo depois, o Universo se expandiu e a radiação de fundo esfriou-se suficientemente para que os elétrons pudessem se combinar com os núcleos, formando os átomos. Como átomos são eletricamente neutros, os fótons da radiação de fundo não colidiam mais com eles.

Quando os primeiros átomos se formaram, o Universo tinha pequenas variações de densidade, que cresceram nas variações de densidade que vemos hoje em dia – galáxias e aglomerados. Essas variações de densidade deveriam ter levado a pequenas variações na temperatura da radiação de fundo, que devem ainda ser detectadas atualmente. Cientistas perceberam que tinham uma possibilidade empolgante: medindo-se as variações de temperatura na Radiação Cósmica de Fundo em Microondas ao longo de diferentes regiões do céu, eles teriam uma medida direta das variações de densidade do Universo primordial, há mais de 10 bilhões de anos.

Variações de Densidade no Universo Primordial

Mapa do céu observado pelo COBE. O mapa inferior mostra as variações de temperatura da radiação de fundo.

Em 1990, um satélite chamado Cosmic Microwave Background Explorer (COBE) mediu as temperaturas da radiação de fundo ao longo de todo o céu. O COBE encontrou variações da ordem de apenas 5 partes em 100 mil, mas revelou flutuações de densidade no Universo primordial.

As variações iniciais de densidade seriam sementes de estruturas que cresceriam ao longo do tempo para se tornar galáxias, aglomerados de galáxias e superaglomerados de galáxias observados atualmente pelo Sloan Digital Sky Survey. Com os dados do Sloan, juntamente com os do COBE, os astrônomos serão capazes de reconstruir a evolução das estruturas do Universo ao longo dos últimos 10 a 15 bilhões de anos. Com esta informação, teremos um profundo entendimento da história do Universo, um feito científico e intelectual quase inacreditável.

Mas medir a evolução das variações de densidade do Universo ainda não responde a pergunta mais importante: por que o Universo possui essas diferenças de densidade em primeiro lugar? Para responder essa pergunta, astrônomos e astrofísicos devem entender a natureza das variações de densidade e construir teorias da origem do Universo que predizem como essas variações devem ocorrer.