Nesta introdução ao debate, irei apresentar um pequeno histórico da teoria do Big Bang e as principais evidências que a suportam. Tentarei usar de poucas expressões técnicas, mas nas circunstâncias em que isso for indispensável, explicarei brevemente do que se trata. Eventualmente, irei recorrer ao uso de expressões matemáticas, mas a compreensão do texto não deve ser profundamente dependente destas. As referências bibliográficas que irei utilizar serão listadas na conclusão do debate.

Em dezembro de 1915, o físico Albert Einstein lança as primeiras bases daquela que seria uma das mais revolucionárias teorias científicas de toda a história. A Teoria Geral da Relatividade acabou com a idéia de que o espaço é meramente um palco no qual os fenômenos físicos se processam ao longo do tempo: a noção de espaço-tempo como uma grandeza única e cheia de deformações toma o seu lugar. Nessa nova perspectiva, a gravidade é o reflexo da curvatura do espaço-tempo provocada por uma distribuição de massa. Diversas conseqüências desta teoria foram trabalhadas e desenvolvidas por Einstein e por numerosos cientistas da época, como por exemplo a possibilidade da existência de distribuições de massa com tamanha densidade que nem mesmo a luz poderia escapar de sua influência gravitacional (os chamados buracos negros). Uma destas conseqüências, que muito desagradou a Einstein quando este a descobriu, iria desempenhar um papel fundamental na compreensão da origem e da evolução do universo. Ao debruçar-se sobre o comportamento global do universo à luz da Teoria da Relatividade, Einstein descobriu que o universo como um todo não poderia ser estático, mas deveria estar ou se expandindo ou se contraindo. Entretanto, naquela época, não havia qualquer indício de que o universo estivesse em qualquer estado senão o estático, o que levou Einstein a introduzir uma nova constante em suas equações, na tentativa de ajustar sua teoria às observações.

A primeira evidência observacional de que o universo está, de fato, expandindo-se (embora não tenha sido reconhecida como tal na época) foi publicada pelo astrônomo Vesto Slipher em 1917. Slipher observou que os espectros de várias nebulosas espirais - que mais tarde seriam reconhecidas como objetos extragalácticos - apresentavam desvios em relação aos espectros de estrelas próximas, em geral no sentido dos maiores comprimentos de onda. A única explicação disponível era a de que Slipher estava observando desvios Doppler¹ da luz destes objetos, indicando assim que havia uma velocidade relativa diferente de zero entre eles e a Terra. Um espectro desviado no sentido dos maiores comprimentos de onda - sofrendo o chamado desvio para o vermelho - estaria associado a um objeto que está se afastando da Terra.

A importância dos dados de Slipher foi imediatamente reconhecida por Georges Lemaître, que, em 1927, publicou um trabalho em que unia os espectros das nebulosas espirais e as previsões da Relatividade Geral. Lemaître propunha que os desvios observados por Slipher eram uma evidência da expansão do universo, conseqüência da Relatividade Geral. A idéia era bastante inovadora, mas não tinha base experimental suficiente para ser seriamente considerada. Entretanto, dois anos depois da publicação do trabalho de Lemaître, o astrônomo Edwin Hubble publicou um trabalho que seria decisivo. Hubble mediu, através do desvio para o vermelho de várias galáxias, a velocidade de afastamento destas, e também dispunha de medidas da distância destes objetos, coisa que Slipher não possuía. Hubble descobriu que, quanto mais distante está situada a galáxia, maior sua velocidade de afastamento, sendo estas duas grandezas diretamente proporcionais². O próprio Hubble não se dera conta do significado de sua descoberta, mas Lemaître sim. Com isso, finalmente, o mundo científico reconheceu o nascimento da primeira teoria cosmológica do universo em expansão.

O modelo proposto por Lemaître se baseava, grosso modo, no seguinte raciocínio: como o universo está em expansão, se olharmos para trás no tempo, a densidade de matéria no universo deve ter sido bastante mais alta do que no presente. A posição de Lemaître era de fato radical: o universo teria começado como um ponto infinitamente pequeno, no qual a curvatura do espaço-tempo seria infinita. Não há sentido em se perguntar o que aconteceu "antes" desse evento, uma vez que o tempo cronológico tem início ali. Como ilustração, imagine o globo terrestre com seus meridianos. Todos eles se encontram nos pólos, sendo o pólo norte sua origem, ou seja, eles "começam" no pólo norte. Não faz sentido pensar onde continuam os meridianos "depois" do pólo norte. Da mesma forma, não faz sentido falar em "antes" do evento denominado - em tom de deboche por um cientista contrário à teoria, mas o termo acabou ficando - Big Bang (grande explosão).

De fato, quando de seu nascimento, a teoria do Big Bang não tinha uma estrutura suficientemente poderosa para ser considerada uma teoria. Embora o esboço geral estivesse montado, havia ainda um longo caminho a percorrer, e vários pontos sobre os quais se debruçar, especialmente em relação à física nuclear: se o universo primordial tinha uma escala ínfima, ninguém melhor para abordá-lo do que os físicos nucleares. De fato, diversos físicos nucleares passaram a trabalhar com o desenvolvimento da teoria. Entre eles, George Gamow, Ralph Alpher e Robert Herman foram responsáveis por uma previsão teórica cuja comprovação experimental viria a ser uma das mais espetaculares e importantes da história da física: a radiação cósmica de fundo.

Após o Big Bang, com o passar do tempo, a temperatura do universo, que no início seria extremamente alta, cairia progressivamente. Enquanto a temperatura estivesse acima de um certo limite, não haveria átomos formados, pois os elétrons, possuindo alta energia cinética, não se ligariam aos prótons. Estando livres, os elétrons estão aptos a absorver fótons de quaisquer energias. Assim, todo o universo é opaco à radiação. Quando a temperatura atinge um certo limite, os elétrons se ligam aos prótons (num processo que chamamos recombinação), e a radiação dispersa no universo está livre para se propagar. O universo nessa etapa é dito transparente à radiação. O espectro dessa radiação residual é característico da temperatura do mesmo no instante em que este se torna transparente à radiação. Mas conforme o universo se expande, essa radiação residual terá seu comprimento de onda deformado, já que a escala espacial do universo se dilata. O efeito na radiação é tornar seu comprimento de onda progressivamente maior do que na época da recombinação. Conseqüentemente, a temperatura associada ao espectro da radiação de fundo seria mais baixa. Gamow, Alpher e Herman previram para essa radiação de fundo atual, que deveria ser observável especialmente na região das microondas, uma temperatura de cerca de 3 K (aproximadamente -270ºC).

Entretanto, não havia na época radiotelescópios de microondas construídos. A previsão teve de esperar um certo tempo por uma comprovação experimental, e esta ocorreu de maneira totalmente acidental. Arno Penzias e Robert Wilson, que trabalhavam numa antena de microondas para experiências com satélites de comunicações, encontraram um sinal de microondas ininterrupto na antena, que não dependia da região no céu para a qual apontassem o radiotelescópio. Lutaram por um longo tempo para acabar com o sinal, julgando que se tratava de problemas instrumentais. Por fim, quando se convenceram de que o sinal era real e anunciaram publicamente a descoberta, ficou patente para a comunidade científica que se tratava da radiação residual prevista por Gamow, Alpher e Herman, com uma precisão notável. Essa descoberta é provavelmente o maior impulso até hoje dado ao desenvolvimento da teoria do Big Bang.

Conforme a teoria foi ganhando um tratamento mais poderoso, os problemas foram aparecendo. A radiação de fundo é uma fotografia das flutuações de temperatura do universo na época da recombinação. O que se observa na radiação cósmica de fundo é uma notável homogeneidade em diferentes regiões no céu - de fato, a radiação é homogênea demais. Em qualquer período da história do universo, duas partículas somente poderão atingir o equilíbrio térmico (a mesma temperatura) se houver tempo suficiente para a luz atravessar a distância que as separa. Entretanto, se o universo se expande, a distância entre duas partículas se torna cada vez maior. Na época da recombinação, somente partículas muito próximas poderiam trocar informações, estando assim aptas a atingir o equilíbrio térmico. Sendo assim, não há por que esperar que a temperatura fosse homogênea no universo na época da recombinação. Então, por que a radiação cósmica de fundo apresenta a homogeneidade observada? A teoria "clássica" do Big Bang não tem respostas a essa pergunta.

Outro problema que trouxe muita dor de cabeça para os físicos se relaciona à densidade de massa do universo. Dependendo da massa que o universo contém, ele pode se expandir para sempre (situação na qual o universo é denominado aberto), se expandir para sempre mas tendo um limite assintótico (universo plano), ou se expandir até um limite e contrair novamente (universo fechado). A densidade de massa capaz de "frear" a expansão do universo e, portanto, decidir se este é aberto, fechado ou plano, é chamada densidade crítica. Para cada instante de tempo, a densidade real do universo varia, já que ele está em expansão. É conveniente definir uma variável (cujo símbolo geralmente utilizado é a letra grega W) como a razão entre a densidade do universo em um dado instante de tempo e a densidade crítica³. Quando W=1, a densidade do universo é igual à densidade crítica, e temos um universo plano. Quando W<1, o universo é aberto, e para W>1 o universo é fechado. Uma característica importante de W é que, se o universo começou com W=1, continuará com este valor para sempre; se W<1, continuará com W<1 para sempre, mas com W cada vez mais baixo; e se W>1, o valor de W será sempre maior do que 1, e sempre crescendo. Medidas astronômicas da densidade de massa do universo implicam W~0.2, ou seja, um universo aberto. Se o universo possui na época atual W=0.2, então em qualquer tempo no passado W<1. Entretanto, quando calculamos o valor de W 10^-49 segundos após o Big Bang, encontramos que W não poderia ser diferente de 1 por um fator maior do que 10^-50. Esta precisão é impressionante demais para ser simplesmente uma brincadeira matemática. Ou o universo iniciou com W incrivelmente próximo de 1, ou algum processo o conduziu a este valor após o Big Bang.

Estas duas questões não puderam ser resolvidas até que o físico Alan Guth propôs, em 1979, um mecanismo pós-Big Bang que resolveu os dois problemas citados acima, e que se baseava em uma propriedade dos campos de Higgs, um conceito proveniente da física de partículas. Escapa completamente do objetivo deste debate entrar em conceitos tão particulares, e por isso não vou entrar em detalhes. Mas a previsão de Guth era de que, 10^-34 segundos depois do Big Bang, tendo atingido uma determinada temperatura, o universo passou por um período de rápida expansão, aumentando sua escala por um fator de cerca de 10⁵⁰ até o fim do processo. Este processo foi chamado de inflação. O problema da homogeneidade da radiação de fundo estaria resolvido, já que a inflação se daria em um universo em equilíbrio térmico que não seria afetado pela inflação. Além disso, o problema do valor de W também estaria resolvido, pois o universo teria uma geometria mais "plana" (W=1) após a inflação, devido ao aumento brusco de sua escala⁴.

O trabalho na teoria do Big Bang prossegue, e diversas correntes trabalham com diferentes abordagens quanto a alguns detalhes do modelo. Entretanto, suas bases estão suficientemente bem estabelecidas para que o Big Bang não seja considerado apenas uma conjectura ou modelagem conveniente para determinadas abordagens; o Big Bang é uma teoria fortemente alicerçada. Entre outros sucessos da teoria, está a previsão da proporção de hélio em relação ao hidrogênio no universo. Não há pontos fundamentais na teoria que contradigam as observações. Não há qualquer outra teoria disponível que consiga explicar todos os pontos observacionais. Apesar de várias tentativas alternativas para explicar fenômenos isolados (como por exemplo a abandonada teoria da "luz cansada", que tentou sem sucesso explicar os desvios para o vermelho num contexto de um universo estático), o Big Bang continua sem rivais. Mas é claro que muito trabalho é necessário. Observações astronômicas de objetos cada vez mais distantes (e conseqüentemente mais antigos) são poderosas ferramentas para se testar diversos aspectos da teoria, e uma enxurrada de observações astronômicas de alta qualidade tem se tornado disponível, especialmente nos últimos quatro anos. Os críticos da teoria estão tendo cada vez mais trabalho para encontrar saídas...

Muito está por ser feito. Mas muito, também, já se conseguiu.

Notas

1 - O desvio Doppler é um desvio sofrido por qualquer onda, mecânica ou eletromagnética, quando sua fonte emissora e o receptor apresentam uma velocidade relativa. É o efeito que observamos quando uma ambulância se aproxima a alta velocidade (fazendo com que ouçamos a sirene com um som mais agudo) e depois se afasta (o som percebido se torna mais grave). Voltar

2 - Sendo v a velocidade de afastamento do objeto e d sua distância, a Lei de Hubble tem a forma v=H.d. A constante de proporcionalidade H é chamada Constante de Hubble. Voltar

3 - Ou seja, sendo rr a densidade real e rc a densidade crítica, W=rr/rc. Voltar

4 - Não é fácil enxergar isso, mas pense na seguinte analogia: um centímetro quadrado de superfície em uma bola de basquete é mais plano do que um centímetro quadrado de superfície de uma bola de tênis, já que a bola de basquete é mais extensa do que a de tênis. Voltar