A evolução química do Universo


Qual é a evolução química do Universo?

O Universo se esfria enquanto se expande.

forcas

Podemos demonstrar que a temperatura T cai com o tempo t

imgt47

e, 0,01 s depois do Big Bang, a temperatura do Universo era de tex2html_wrap_inline70 K (t=0,2μs, kT=2×mpróton, t=0,7s, kT=2×melétron). Depois de 3 minutos, a temperatura já tinha baixado a um bilhão de graus Kelvin, ainda 70 vezes mais quente que o interior do Sol. Depois de 380 000 anos, a temperatura já se reduzira a meros 3 000 K. A uma temperatura de tex2html_wrap_inline72 K (tex2html_wrap_inline74), a colisão de 2 fótons pode gerar um par elétron-pósitron, por conversão de energia em massa (tex2html_wrap_inline76). Para gerar prótons, a temperatura tem que ser maior que tex2html_wrap_inline78 K (tex2html_wrap_inline80 microsegundo). A época até uma idade de um microsegundo é chamada de era hadrônica, pois podia formar hádrons (prótons e nêutrons).

Planck
Planck

Note que para um tempo menor que tex2html_wrap_inline82 s (0,000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 000 1 segundos), o chamado tempo de Planck [Max Karl Ernst Ludwig Planck (1858-1947)], a temperatura era da ordem de tex2html_wrap_inline84 K e as teorias físicas conhecidas não se aplicam mais, pelo princípio da incerteza: incerteza, onde tex2html_wrap_inline88. No tempo de Planck, o raio do horizonte do Universo (raio visível) é tex2html_wrap_inline90 cm. O raio do Universo que continha toda a matéria hoje observada, era menor que um centésimo de centímetro. As teorias físicas se aplicam para tempos maiores que o tempo de Planck e, no modelo do Big Bang, o Universo está em rápida expansão, com temperaturas colossais e altíssima densidade, uma situação lembrando muito uma explosão, mas que na verdade não é uma explosão que ocorre em um ponto do espaço, mas a geração de espaço em todos os pontos, que se expandem com o tempo. Gamow calculou a quantidade de deutério que se formaria neste caso. Era possível obter-se a percentagem observada de deutério mas se esta matéria não estivesse banhada por uma radiação de certa intensidade, formar-se-ia muito mais deutério do que o observado. Gamow previu que restos desta radiação deveriam ainda estar banhando todos os corpos celestes, que foi finalmente detectada em 1964, como a radiação do fundo do Universo. O deutério é um hidrogênio pesado, pois seu núcleo contém um próton e um nêutron. Embora observado no gás interestelar, no sistema solar e mesmo nos espectros de quasares, o deutério não pode ser formado nas estrelas. Quando uma estrela se forma por colapso de uma nuvem de gás interestelar, qualquer deutério nesta nuvem é destruído (convertido em hélio) mesmo antes da estrela se tornar quente o suficiente para iniciar a fusão do hidrogênio. Portanto o deutério, como a maior parte do hélio, é um fóssil do Big Bang. Quando o Universo está esfriando, quanto maior o número de átomos em um volume no espaço (densidade), menor a quantidade de deutério que sobrevive, porque a maior parte se converte em hélio.

Como a seção de choque dos neutrinos é extremamente pequena, quando o Universo tinha 1 s, tex2html_wrap_inline92 K, os neutrinos, relíquias da época dominada por interações fracas, não interagiam mais com a matéria, e evoluíram desacopladamente. Estes neutrinos, de baixíssima massa, por terem muito baixa energia, (tex2html_wrap_inline94 K, atual), não podem ser observados. Somente se estes neutrinos fossem massivos, poderíamos observá-los por seus efeitos gravitacionais, como massa escura.

A teoria do Big Bang prevê que houve um pequeno excesso de matéria sobre anti-matéria (1 parte em 100 milhões), ou toda a massa seria aniquilada. Quando o Universo tinha t = 10-39 s, sua temperatura era da ordem de T = 1029 K. A esta temperatura, a energia média por partícula é da ordem de 1016 GeV (1 GeV = 1 bilhão de elétron volts), a energia em que as teorias de Grande Unificação prevêem efeitos importantes, como a violação da conservação de número bariônico e a possibilidade da formação de partículas super-massivas, o bóson de Higgs, predito por Peter Ware Higgs (1929-) em 1964. Estas partículas são instáveis mas de longa vida e podem teoricamente dar origem a este pequeno excesso de matéria sobre a antimatéria.

Em 1964, James H. Christenson, James Watson Cronin (1931-), Val Logsdon Fitch (1923-) e René Turlay (1932-2002) conseguiram observar que no decaimento da partícula neutra kaon, ou méson K, existe uma pequena (0,2%) diferença a favor da matéria, em relação à antimatéria produzida (1964, Physics Review Letter 13, 138). Cronin e Fitch receberam o prêmio Nobel em 1980 pela descoberta, demonstrando experimentalmente que existe assimetria matéria-antimatéria no Universo. Sem esta assimetria, chamada de CP (carga-paridade), o Universo dominado por matéria não existiria, já que a matéria e a antimatéria teriam se aniquilado.

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Prótons e nêutrons começam a ficar ligados em núcleos quando o Universo tem tex2html_wrap_inline96, tex2html_wrap_inline98 milhões K, formando hidrogênio, deutério (p+n), e hélio. Antes de 3m46s o deutério não é estável. Após formar o hélio, não há mais decaimento dos nêutrons, pois eles estão estáveis dentro dos átomos de hélio.

stick
nucleo

O hélio formado é de aproximadamente 25% em massa, próximo do observado, pois existiam cerca de 7 prótons para cada nêutron, e não houve tempo necessário (τnêutron=889±2 s são necessários para os nêutrons decaírem) para a formação de novos nêutrons. Neste modelo, após alguns minutos, a temperatura já é muito fria para permitir a formação de outros núcleos mais pesados. A falta de elementos estáveis com massa 5 e 8 e a repulsão coulombiana entre os 4He impediram a formação de elementos mais pesados que o 7Li. Depois de 380 000 anos, tex2html_wrap_inline100 K, (kT=0,26 eV) os eléctrons se combinam com os núcleos, formando átomos neutros. galformComo não existem então mais elétrons livres para espalhar os fótons, o Universo passa de opaco para transparente e, a partir de então, a matéria e a radiação evoluem independentemente. Esta radiação de 3 000 K, expandindo-se com o Universo, é o que detectamos como radiação do fundo do universo. Somente milhões de anos depois as galáxias começam a se formar.

abundance

Desde a formação das estrelas mais velhas, somente 10% da massa de hidrogênio inicial pode ter sido convertida em hélio, por fusão nuclear no centro das estrelas. A maior parte deste hélio ainda está no interior das estrelas. Portanto, os 25% de hélio observados no gás interestelar e na atmosfera das estrelas foram necessariamente formados no Big Bang.

A figura abaixo mostra como a abundâncias dos elementos formados depende da densidade de prótons e nêutrons, no modelo padrão de Big Bang, em termos da densidade crítica (densidade necessária para parar a expansão do Universo). Se o número de prótons e nêutrons for alto, mais frequentemente eles colidem e mais Hélio4 é produzido. As abundâncias de deutério e Hélio3 decrescem quando aumenta a densidade porque estes núcleons são formados por uma sequência de reações incompleta. Dado tempo suficiente, o deutério e o Hélio3 se transformam em Hélio4. Já o Lítio7 é produzido por várias reações e, portanto, depende da densidade de forma mais complexa. A nucleosíntese no Big Bang só formou os elementos leves: hidrogênio, deutério, hélio e lítio. Todos os elementos químicos mais pesados foram produzidos mais tarde, no interior das estrelas.

he
Modelo do Big Bang
Idade cósmica Temperatura Eventos marcantes
< 10-44 segundos > 1032 K Big Bang.
Unificação das 4 forças.
Era de Planck.
10-44 segundos 1032 K Gravidade se separa das outras forças.
Era das GUT’s (teorias da grande unificação
das forças nucleares forte e fraca e da força eletromagnética).
10-35 segundos 1028 K Força nuclear forte se separa da força
eletro-fraca.
10-32 segundos 1027 K Fim da era da Inflação. Universo se expande rapidamente.
10-10 segundos 1015 K Era da radiação. Forças eletromagnéticas e fracas se separam.
10-7 segundos 1014 K Era das partículas pesadas (era hadrônica).
Fótons colidem para construirem
prótons, antiprótons, quarks, e antiquarks.
10-1 segundos 1012 K Era das partículas leves (era leptônica).
Fótons retém energia suficiente apenas para construirem
partículas leves como elétrons e pósitrons.
3 minutos 1010 K Era da nucleossíntese.
Prótons e elétrons interagem para formar nêutrons.
Prótons e nêutrons formam núcleos de deutério, hélio,
e pequena quantidade de lítio e berílio.
380 000 anos 3000 K Era da recombinação. Universo fica transparente.
Radiação pode fluir livremente pelo espaço.
481 000 000 anos 100 K Era da reionização, com a formação das primeiras estrelas.
1×109 anos 20 K Formação de protoaglomerados de galáxias e de galáxias.
10×109 anos 3 K Era presente.
Formação do sistema solar.
Desenvolvimento da vida.

SNIa
A primeira evidência da expansão acelerada do Universo vem da detecção que as supernovas tipo Ia, vindas da explosão de anãs brancas por acréscimo de massa em sistemas binários, parecem mais fracas quanto maior sua distância.

Detalhes:
Se a energia total do Universo for nula, isto é, Universo plano na forma mais simples, então pelo princípio da incerteza de Heisenberg $\Delta t \geq \hbar/\Delta E$ pode ser muito grande, permitindo que o Universo alcance sua idade atual. Mas por que a flutuação, que é um buraco negro por conter toda a massa do Universo em um raio muito pequeno, não colapsa? Porque a liberação de energia do calor latente da transição de fase do Teoria da Grande Unificação, separando a força gravitacional das outras forças no tempo de Planck, faz o Universo se expandir exponencialmente.

Efeito Casimir: Em 1948, os físicos holandêses Hendrik Brugt Gerhard Casimir (1909-2000) e Dirk Polder (1919-2001) do Philips Research Laboratories, propuseram a existência de uma força (energia) no vácuo, devido a flutuações quânticas do vácuo. Essa força foi primeiro medida por Marcus Spaarnay, também da Philips, em 1958, mas mais precisamente em 1997 (Physical Review Letters, 78, 5), por Steve K. Lamoreaux, do Los Alamos National Laboratory, e por Umar Mohideen, da University of California em Riverside, e seu colaborador Anushree Roy (1998, Physical Review Letters, 81, 4549).


O deslocamento para o vermelho z é medido pelo deslocamento Doppler das linhas espectrais:

img2101

O Universo tornou-se transparente quando a temperatura caiu para T=3000 K e os elétrons se combinaram com os prótons, formando átomos de hidrogênio e hélio.

Este evento chama-se época da recombinação, ou superfície de último espalhamento. Ela ocorre em deslocamento para o vermelho (redshift) z = 1000 já que a temperatura da radiação atualmente é de 3 K, e

z = Tinicial


Tatual

= 3000 K


3 K

= Ratual


Rinicial

onde R é o raio do Universo.

A energia gravitacional das galáxias e cúmulos de galáxias, dividida por mc2, a energia de repouso, corresponde a 10-5 e, portanto, a dinâmica destes objetos é não relativística. Esta razão também é a razão entre a temperatura média da radiação do fundo do Universo (Cosmic Microwave Background) e a temperatura das flutuações que deram origem às estrelas, galáxias e cúmulos de galáxias, já que representam o avermelhamento gravitacional (redução de energia) necessário para os fótons escapem do campo gravitacional.

cobe1.25mum
Medida do COBE das flutuações de temperatura da radiação do fundo do Universo, em 1,25 microns, antes da correção pelo movimento do Sol (equivalente a variações de e pela emissão da Via Láctea (equivalente a variações de 0,0002 K). O feixe do detector tinha 7°, correspondendo a escalas muito maiores do que os grandes aglomerados de galáxias. Se o Universo é aberto, as flutuações devem ser máximas em escalas de 0,5°. Se o Universo é plano, as flutuações devem ser máximas em escalas de 1,0°. Se o Universo é fechado, as flutuações devem ser máximas em escalas maiores que 1°.

A constante cosmológica pode ser escrita como uma densidade de energia,

rhol

A escala natural de densidade de energia, segundo a Física de Partículas Elementares conhecida, deveria ser várias dezenas de ordens de magnitude maior do que a da densidade de energia crítica (Steven Weinberg 1989, Review of Modern Physics, 69, 1), diferente do que as medidas indicam.

Se a matéria escura e energia escura podem ser unificadas num só modelo, ela teria duas fases: uma, aglomerada em halos, com pressão nula, contribuiria positivamente para o crescimento das estruturas observadas; outra, homogeneamente distribuída, com pressão negativa, contribuiria somente para a aceleração do universo e não teria efeitos dinâmicos sobre as estruturas em pequena escala. Ela é conhecida como quartessência, como no modelo do Gás de Chaplygin (A. Kamenshchik, U. Moschella e V. Pasquier. 2001, Phys. Lett. B 511, 265 e M.C. Bento, O. Bertolami e A.A. Sen. 2002, Phys. Rev. D66, 043507).


FONTE: Universidade Federal do Rio Grande do Sul – UFRGS

Créditos: Kepler de Souza Oliveira Filho

© Os textos, gráficos e imagens desta página têm registro: ISBN 85-7025-540-3 (2000), ISBN 85-904457-1-2 (2004), ISBN 978-85-7861-187-3 (2013), e só podem ser copiados integralmente, incluindo o nome dos autores em cada página. Nenhum uso comercial deste material é permitido, sujeito às penalidades previstas em lei.
© Kepler de Souza Oliveira Filho & Maria de Fátima Oliveira Saraiva

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