De acordo com a teoria do Big Bang, o Universo teve início a 13,8 bilhões de anos atrás, à partir de uma grande explosão de um ponto singular em que a matéria e energia se concentravam. Nos instantes iniciais da “grande explosão”, algo em torno de 10^-43 segundos, a temperatura do universo era extremamente quente, onde partículas e antipartículas se desintegravam, formando radiação, através de um único tipo de força ou interação.

Logo em seguida, em torno de 10^-34 segundos,  iniciou-se uma quebra de simetria, onde emergiu a força forte. Como a temperatura ainda era muito alta, os quarks e glúons formavam um plasma, uma espécie de "sopa cósmica".  Logo em seguida, com o resfriamento do Universo, os quarks se juntarem para formar os bárions (como os prótons e nêutrons) e mésons. Mais ou mensos nessa época, haveria mais uma quebra de simetria, resultando na separação das interações eletromagnética e fraca, quando surgem, além dos fótons, os bósons W e Z da interação fraca.

Figura 1 – História do Universo de acordo com a teoria do Big Bang.

 Disponível em: http://outreach-old.web.cern.ch/outreach-old/public/cern/PicturePacks/BigBang.html

  

Como o universo continuou expandindo, a sua temperatura continuou diminuindo. Com a idade de aproximadamente 3 minutos, ocorreu o que chamamos de nucleosíntese primordial – os prótons e nêutrons foram capazes de se ligar através da interação forte, formando núcleos atômicos leves, como o deutério e o hélio.

Após aproximadamente 300.000 anos, os elétrons foram capturados pelos núcleos atômicos, formando-se os átomos mais leves, como o hidrogênio e o hélio, um período conhecido como era da recombinação. Com a formação desses objetos neutros, o Universo começou a ficar transparente, de forma que a radiação poderia se propagar livremente pelo espaço. Essa radiação é a radiação cósmica de fundo, que ainda hoje permeia todo o nosso Universo. Estruturas de grande escala, como as galáxias, só foram surgir 10⁹ anos após o Big Bang.

Os modelos cosmológicos que descrevem o Universo atual serão válidos apenas se forem consistentes com a teoria do Big Bang. Atualmente,  o modelo cosmológico mais aceito pela comunidade científica é o modelo padrão cosmológico, conhecido como ΛCDM.  

No modelo padrão cosmológico, Λ é a constante cosmológica, um parâmetro de Eisntein introduziu "à mão" na equação da relatividade geral, na tentativa que ela descrevesse um Universo estático. Atualmente, o parâmetro é interpretado como sendo uma densidade de energia do vácuo e é responsável pela expansão acelerada do Universo (age como uma força antigravitacional).

O CDM significa cold dark matter, ou  matéria escura fria, que é atualmente o tipo de matéria escura   mais consistente com as observações astrofísicas e cosmológicas.

De acordo com os dados mais recentes da missão Planck (pós-WMAP), em 2013, indicam que  a energia escura é responsável por 68,3% da matéria-energia do Universo, enquanto que 24% se deve à matéria escura e somente 4,6% é devido a átomos ordinários (que formam a matéria bariônica).

Figura 2  – Composição do Universo com os dados da missão Planck (2013).

Disponível em: http://www.deepspace.ucsb.edu/planck-2013-cosmology-release-march-21

Das três formas de matéria-energia, pouco conhecemos sobre a energia escura, enquanto que estamos muito próximos de desvendar a Natureza da matéria escura. Excluindo a porção do Universo escuro, só nos restam os 4,9% do Universo visível, formado pela matéria bariônica. 

Conforme mencionamos acima, os elementos químicos começaram a se formar na era da nucleosíntese primordial. Contudo, eles também foram formados no interior de estrelas e no meio interestelar, de forma que os elementos químicos que observamos hoje nos diversos sistemas físicos foram formados basicamente por três grandes classes de processos: a nucleosíntese primordial, a nucleosíntese estelar e a nucleosíntese interestelar.

O ponto de partida para a elaboração de uma teoria que explicasse a origem dos elementos químicos era a evidência de que as estrelas eram constituídas essencialmente de hidrogênio (~75%) e de hélio (~25%). Em 1948, um dos mais importantes trabalhos sobre a origem dos elementos químicos foi apresentado por George Gamow, em colaboração com seu estudante Ralph Alpher, e é considerado fundamental no estudo de como podemos explicar os atuais níveis dos elementos químicos hidrogênio e hélio no Universo, dando os primeiros passos para uma explicação satisfatória da nucleossíntese primordial.

Segundo Gamow⁽¹⁾, “é geralmente aceito que, atualmente, as abundâncias relativas dos vários elementos químicos foram determinadas por condições físicas existentes no universo durante as fases iniciais da sua expansão, quando a temperatura e a densidade eram suficientemente elevadas para asseguraras taxas de reação sensíveis à luz, bem como para os núcleos pesados”.

Nessa época, apenas alguns cientistas acreditavam que o Universo poderia ter tido um começo a partir da existência de uma “sopa” densa e quente de partículas onde, estavam misturados prótons, nêutrons e elétrons. Gamow partiu da hipótese de que o Universo, em seus primeiros instantes, era feito de um gás de nêutrons e os nêutrons se desintegravam em prótons, elétrons e neutrinos. Assim, os nêutrons e prótons se combinavam formando núcleos atômicos mais complexos.

Gamow e Alpher chegaram à conclusão de que era, de fato, possível produzir uma mistura de 75% de hidrogênio e 25% de hélio a partir da “sopa” primordial (veja figura 3). No entanto, eles perceberam que, à medida que o Universo se expandia e ficava rarefeito, sua energia diminuía, o que fazia com que as reações nucleares fossem se tornando cada vez mais raras. Rapidamente, a taxa de reações nucleares chegaria a zero, implicando que elementos químicos, com estruturas mais complicadas, não pudessem ser fabricadas a partir dessa “sopa” primordial.

Figura 3 – Formação do hélio a partir do mecanismo de Alpher, Bethe e Gamow.

Figura disponível em: http://www.astro.iag.usp.br/~ronaldo/intrcosm/Glossario/PrimNucleos.gif

 

O mecanismo da nucleosíntese primordial pode ser descrito em três etapas:

1°- O Universo primitivo era composto de nêutrons e prótons em equilíbrio termodinâmico. Esse equilíbrio termodinâmico somente era possível apenas para altíssimas temperaturas, da ordem de T = 10¹⁰ K, o que corresponde a uma energia de aproximdamente 1 MeV (um milhão de elétron-volts) e representava apenas 1 segundo após o Big Bang.

Nesse instante, não poderia haver muitos nêutrons (n) ou prótons (p), porque a massa deles  é de aproximadamente igual 1 GeV. Em um ambiente desse tipo, nenhum núcleo atômico poderia existir, visto que a temperatura era tão alta que todos os núcleos estariam separados em nêutrons e prótons, do mesmo modo como a alta temperatura ioniza os átomos, separando-os em elétrons e núcleos.

2°- Quando o Universo se expande e esfria, os nêutrons e prótons saem do equilíbrio termodinâmico, fazendo com que a distribuição de equilíbrio seja congelada na razão de 1 nêutron para cada 7 prótons. Esta razão é definida pela equação abaixo:

          

3°- Com a expansão, quando a temperatura cai para um valor aproximadamente de T = 10⁹ K, que corresponde a uma energia aproximada de 0,1 MeV, os nêutrons e prótons pôdem se juntar, formando núcleos atômicos. Nesta fase, o núcleo atômico mais simples é o deutério (pn), que é formado por um próton e um nêutron.

 

Uma vez que o deutério existe, nêutrons e prótons rapidamente sintetizarão núcleos de hélio (⁴He), pois a cadeia de processos que se segue é muito rápida. Estes processos não cessam até que todos os nêutrons tenham sido incorporados em núcleos de hélio. Os prótons remanescentes não encontrarão mais quaisquer nêutrons para se fundirem e, desse modo, se tornarão o hidrogênio encontrado na natureza. Em uma primeira aproximação, este processo produz uma abundância de hélio de aproximadamente 25%, que é um resultado muito próximo do observado no Universo.

 

 Figura 4 – Previsão aproximada da nucleossíntese primordial.         

      

Ao final desse processo, que dura aproximadamente 3 minutos, o Universo se esfria rapidamente, causando a interrupção das reações termonucleares. Isto implicaria que elementos químicos, com estruturas mais complicadas, não pudessem ser fabricados a partir dessa “sopa” inicial.

Gamow não se preocupou com essa aparente falha na capacidade de produzir todos os elementos químicos conhecidos durante o processo de criação do Universo, justificando que estava bastante satisfeito em saber que mais de 99% da matéria visível do Universo, que percebemos na forma de estrelas e galáxias, foi criada nos momentos iniciais do Universo.

A abundância dos elementos químicos mais pesados do que o hélio que encontramos no Universo somente foi explicada na década de 1950 pelo astrofísico inglês Fred Hoyle⁽²⁾ , a partir de seu artigo, a teoria da nucleossíntese estelar evoluiu para o modelo que temos atualmente.

Com o entendimento da nucleosíntese, podemos estimar a abundância da matéria bariônica do Universo. As observações, no entanto, indicam que existem muito mais matéria do que a quantidade prevista pela nucleosíntese, indicando evidências teóricas de que existe uma quantidade de matéria classificadas como sendo não-bariônicas, o que chamamos de matéria escura.  

 

 

Vídeo Interessante

 

The History of the Universe in 10 Minutes from bdwilson on Vimeo.