Cosmologia
ramo da astronomia que estuda a origem, estrutura e evolução do Universo a partir da aplicação de métodos científicos Da Wikipédia, a enciclopédia livre
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Em astronomia, cosmologia (do grego κοσμολογία, κόσμος="cosmos"/"ordem"/"mundo" + -λογία="discurso"/"estudo") é o ramo que estuda a origem, a estrutura e a evolução do Universo a partir da aplicação de métodos científicos.[1]
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A cosmologia muitas vezes é confundida com a astrofísica, que é o ramo da astronomia que estuda a estrutura e as propriedades dos objetos celestes e o universo como um todo através da física teórica. A confusão ocorre porque ambas seguem caminhos paralelos sob alguns aspectos, muitas vezes considerados redundantes, embora não o sejam.[2]
Na antiguidade a observação dos astros e a interpretação religiosa mantiveram uma ligação praticamente una. Os povos primitivos já utilizavam símbolos representando os corpos celestes nas manifestações de arte rupestre. No antigo Egito e outras civilizações acreditava-se que a Terra fosse plana, e os astros lâmpadas fixas numa abóbada móvel; em muitas civilizações existiam crenças onde se acreditava que o Sol nascia a cada amanhecer para morrer ao anoitecer, e que acabaram por se tornar a base de muitas religiões antigas. Os gregos, sobretudo os seguidores de Pitágoras, acreditavam que os corpos celestes tinham seus movimentos regidos rigorosamente pelas leis naturais, na esfericidade da Terra e na harmonia dos mundos; já os seguidores de Aristóteles consideravam a teoria geocêntrica, onde a Terra era o centro do universo.
Na cidade egípcia de Alexandria no século III a.C., Eratóstenes, lendo um papiro, observou que havia uma descrição de que uma localidade ao sul da antiga cidade egípcia de Suenet (conhecida na Grécia como Siena, e nos dias atuais como Assuão), localizada no Trópico de Câncer era atravessada pelo sol a pino no último dia do solstício de verão. Nesse, ao meio dia, em 21 de junho, eram colocadas duas varetas perfeitamente em prumo e estas não produziam sombra. Sabia-se também que nesse momento a luz do Sol no solstício de verão refletia diretamente no fundo de um poço profundo e que as colunas dos templos não produziam sombra.
Esse sábio fez então uma experiência na biblioteca de Alexandria, onde posicionou varetas (respeitando o alinhamento norte sul) perfeitamente verticais. Comparando em localidades diferentes as sombras ao meio dia do dia 21 de junho, descobriu que no solstício de verão de Alexandria a projeção do sol sobre elas eram de formas até bastante pronunciadas, em torno de sete graus.
Desta maneira Eratóstenes imaginou que se a Terra fosse plana as varetas não haveriam de projetar sombra em nenhuma das duas localidades, e se numa delas havia esta projeção e em outra não, é porque a Terra não era plana e sim curva; ainda num exercício de pura lógica matemática, após deduzir a defasagem de sete graus entre Siena e Alexandria, pagou para um de seus auxiliares medir a distância em passos entre as duas localidades, chegando à conclusão que esta seria em torno de 800 quilômetros. Como a defasagem angular é em torno de 7 graus e a circunferência é 360 graus, dividindo 360 por 7 encontrou aproximadamente cinquenta, que multiplicado por oitocentos resultou numa circunferência de quarenta mil quilômetros; isto há dois mil e duzentos anos.
Em torno do século I da era cristã, o geógrafo "Alexandrino Estrabão", num de seus ensaios escreveu: “...(sic)Aqueles que retornam de uma tentativa de circunavegação não relatam impedimentos por terras opostas, pois os mares permanecem sempre abertos; provavelmente o impedimento é a escassez de alimentos ou água... nos diz Eratóstenes que se a extensão do Atlântico não é um obstáculo, a passagem do mar da Ibéria para a Índia deve ser feita facilmente... Sendo bem provável que na zona temperada haja uma ou duas terras habitadas... E realmente se esta ou outra parte do mundo é habitada, não o é por homens como os daqui, e deveremos considerá-la como um outro mundo habitado”...
Cláudio Ptolomeu de Alexandria cem anos mais tarde, em torno do século II da era cristã, formulou no Almagesto sua teoria de que “...(sic) Terra se apresentava imóvel e rodeada de esferas transparentes de cristal que giravam a sua volta e a que se subordinavam o Sol e os planetas...” Ptolomeu relacionou as estrelas, registrou seus brilhos, estabeleceu normas de previsão de eclipses, tentou descrever o movimento dos planetas contra o fundo praticamente imóvel das constelações, acreditou que a Terra fosse o centro do universo e que todos os corpos celestes a rodeavam.
Esta teoria foi adotada por santo Tomás de Aquino no século XIII, e esta concepção do cosmo foi seguida até o século XVI.
Os filósofos do século XV aceitavam o geocentrismo como fora estruturado por Aristóteles e Ptolomeu. Esse sistema cosmológico afirmava que a Terra era esférica, mas também afirmava que a Terra estaria parada no centro do Universo enquanto os corpos celestes orbitavam em círculos concêntricos ao seu redor. Essa visão geocêntrica tradicional foi abalada por Nicolau Copérnico em 1514, quando este começou a divulgar um modelo cosmológico em que os corpos celestes giravam ao redor do Sol, e não da Terra. Essa era uma teoria de tal forma revolucionária que Copérnico escreveu no seu de revolutionibus: "quando dediquei algum tempo à ideia, o meu receio de ser desprezado pela sua novidade e o aparente contrassenso, quase me fez largar a obra feita".
Ptolomeu já havia considerado a possibilidade de um modelo heliocêntrico, porém o rejeitou devido às teorias de Aristóteles, segundo as quais a Terra não poderia ter uma rotação violenta.
Ao contrário do que se poderia imaginar, durante a vida de Copérnico não são encontradas críticas sistemáticas ao modelo heliocêntrico por parte do clero católico. De fato, membros importantes da cúpula da Igreja ficaram positivamente impressionados pela nova proposta e insistiram que essas ideias fossem mais bem desenvolvidas. Apenas com Galileu Galilei, (quase um século depois do início da divulgação do heliocentrismo), a defesa do novo sistema cosmológico tornou-se problemática.
Em 1616 o principal trabalho de Copérnico chegou a entrar para a lista dos livros proibidos da Igreja Católica, mas apenas por um curto período, sendo novamente liberado depois de pequenas adaptações feitas pelos censores eclesiásticos.
Galileu Galilei, na primeira metade do século XVII, reforçou a teoria heliocêntrica com o uso do recém-inventado telescópio, pois viu que a Via Láctea é formada por milhares de milhões de estrelas ao invés de nuvens, observou as manchas solares, mapeou as crateras e montanhas na Lua, descobriu a existência de satélites naturais ao redor de Júpiter, além de observar Saturno e os seus anéis.
Quando passou a defender o heliocentrismo como uma verdade literal, isso lhe rendeu muitos problemas com a Igreja Católica, que, por razões principalmente teológicas, mas também por não ter havido ainda comprovação cabal do novo modelo, insistia que Galileu tratasse o heliocentrismo apenas como uma hipótese.
Em 1615, Galileu escreveu uma carta para a grã-duquesa Cristina da Holanda dizendo: "(sic)... há alguns anos, como sabe sua Alteza, vi no céu muitas coisas que nunca ninguém viu até então. A novidade e as consequências se seguiram em contradição com as noções físicas comummente sustentadas entre académicos e filósofos que se voltaram contra mim um número grande de professores e eclesiásticos como se eu tivesse colocado as coisas no firmamento com as minhas próprias mãos para alterar a natureza e destruir a ciência e o conhecimento. Esquecem-se pois, que as verdades a crescer estimulam as descobertas e as investigações estabelecendo assim o crescimento das artes..."
Em 1633, Galileu foi a julgamento e terminou oficialmente condenado por "grave suspeita de crime de heresia", ficando oito anos em prisão domiciliária próximo a Florença, onde veio a morrer. Em 1979 o Papa João Paulo II, 346 anos depois da condenação, ilibou-o do julgamento executado pela Inquisição.
Com a teoria do heliocentrismo, Galileu tornou-se a única pessoa já condenada pela Inquisição por ter defendido teses estritamente científicas e, por isso, é um exemplo muito citado em debates que falem de "fé versus ciência". Entretanto, este evento envolve elementos muito mais complexos do que simplesmente uma controvérsia entre estes dois modos de ver o mundo. Há historiadores e cientistas que dedicam toda a sua carreira a analisar apenas este ponto da história para tentar entendê-lo em todas as suas dimensões.[3][4][5][6][7][8][9]
Johannes Kepler descobriu que as órbitas dos astros do sistema solar são elípticas. Num de seus ensaios escreveu: “...(sic) É portanto, impossível que a razão não previamente instruída pudesse imaginar qualquer coisa senão que a Terra seria um tipo de casa imensa com a cúpula do céu no topo; não teria movimento e , dentro dela, o Sol tão pequeno passaria de uma região para outra, como um pássaro esvoaçando pelo ar.”...
Kepler baseou-se na geometria euclidiana para pôr em prática suas teorias. Certa vez escreveu em um de seus ensaios “(sic)...A Geometria existiu e existe desde antes da Criação. É co-eterna com a mente de Deus...A Geometria forneceu a Deus um modelo para a Criação... A Geometria é o próprio Deus...”
Em 1589, Kepler foi estudar na Universidade de Tübingen, na Alemanha, onde começou a confrontar as correntes intelectuais da época; foi quando se iniciou na chamada hipótese copernicana, vislumbrando um universo heliocêntrico.
Em Graz, na Áustria, foi ensinar matemática, desenvolveu almanaques meteorológicos e astronômicos. Naquela época se conheciam seis planetas, Mercúrio, Vênus, Terra, Marte, Júpiter e Saturno, além dos sólidos platônicos, ou sólidos regulares.
Kepler tentou achar uma relação entre os sólidos e as distâncias entre as órbitas dos planetas. Pensou que estes sólidos, estando inscritos um ao outro, mostrariam as distâncias destes ao Sol, chamando a isto de Mysterium Cosmographicum.
Kepler conheceu Tycho Brahe, que era o Matemático Imperial do Imperador Romano Rudolf II. Com o matemático, trabalhou por algum tempo.
Tycho reuniu informações e dados das órbitas planetárias por toda a sua vida. Quando morreu, deixou para Kepler todas as suas anotações.
As anotações de Tycho começaram a ser compiladas antes da invenção do telescópio.
Todos os astrônomos anteriores a Kepler dimensionaram órbitas circulares aos planetas conhecidos. Acreditavam ser o círculo a forma geométrica perfeita. Os círculos colocados no céu por Deus deveriam ser perfeitos.
Após três anos de cálculos e pesquisas infrutíferas, Kepler abandonou sua teoria do Mysterium Cosmographicum. Alguns meses depois de abandonar a antiga teoria, ainda seguiram pesquisas infrutíferas. Kepler finalmente abandonou definitivamente a órbita circular e passou a buscar as respostas por outros caminhos.
Depois de buscar incansavelmente uma resposta que explicasse satisfatoriamente os orbitais, Kepler iniciou o uso da elipse como forma das órbitas planetárias.
Começou seu estudo utilizando a fórmula da elipse codificada por Apolônio de Perga da Biblioteca de Alexandria, descobrindo que finalmente esta se ajustava com perfeição às observações de Tycho.
Com Isaac Newton, descobridor e formulador da lei da gravitação universal no século XVII, foi criada uma sólida base científica para a cosmologia, que passou do campo puramente filosófico para o experimental.
A partir do início do século XX, com a criação da teoria da relatividade surgiu também a cosmologia moderna, cujo artigo inicial foi escrito pelo físico alemão Albert Einstein, em 1917, com o título "Kosmologische Betrachtungen Zur Allgemeinen Relativitätstheorie" (Considerações cosmológicas sobre a teoria da relatividade geral). Nesse trabalho, Einstein analisava, sob a luz da relatividade, o universo como um todo, introduzindo o conceito de constante cosmológica.
Essa constante cosmológica faria o papel de uma 'força antigravidade', que impediria o universo de colapsar sob a ação da gravidade, permitindo assim a existência de soluções - ou modelos - cosmológicos estáticos.
No entanto, o que Einstein não percebeu (ou não quis perceber) de imediato é que, mesmo com a presença da constante cosmológica era possível obter soluções matemáticas que previam um universo dinâmico, em contração ou expansão. Tais famílias de soluções são hoje conhecidas genericamente como soluções de Friedmann, em homenagem ao matemático russo Alexander Friedmann, que as obteve em 1922.
Com o desenvolvimento de novos telescópios, ainda no início do século XX, foi possível estudar o universo em escalas então inexploradas. Um pioneiro no estudo sistemático das galáxias além da nossa Via Láctea foi o americano Edwin Hubble, que notou que a maioria das galáxias parecia estar se afastando da nossa, e que a velocidade de afastamento aumentava com a distância da galáxia em relação à nossa. Tal observação, confirmada posteriormente, tornou-se uma lei empírica, conhecida hoje como lei de Hubble, e era uma 'prova' experimental da expansão do universo: as galáxias se afastam umas das outras devido à expansão do espaço entre elas.
Em 1917 o astrônomo holandês Willem de Sitter desenvolveu um modelo não estático do Universo. A teoria segundo a qual o universo está em expansão, formulada na década de 1920, acabou por constituir a moderna base da cosmologia. Em 1922 o modelo do universo em expansão foi adotado pelo matemático russo Alexander Friedmann.
Em 1927 o físico e sacerdote belga Georges Lemaître propôs um modelo de universo em expansão sem idade definida. Este modelo recebeu suporte do inglês Arthur Eddington, e ficou conhecido como modelo de Lemaître-Eddington. Em 1931, Lemaître propôs um novo modelo, com um começo no tempo, que ficou conhecido como modelo do átomo primordial, um dos precussores da teoria do Big Bang.[10][11]
Em 1929, o astrônomo estadunidense Edwin Hubble publicou um trabalho científico no qual mostrava que as demais galáxias do universo (na época chamadas de nebulosas) estavam, em média, se distanciando de nós, e com uma velocidade proporcional à distância de nós até elas. Essa velocidade radial, igual em todas as direções, indicava que o universo estava, de fato, em expansão. Em 1948, o físico russo George Gamow mostrou que a teoria de universo em expansão poderia explicar as elevadas abundâncias dos elementos químicos hidrogênio e hélio no universo (cerca de 75% da matéria visível no universo é constituída de hidrogênio e 25% de hélio. Os demais elementos contribuem com menos de 1% no total): no início do universo, a alta densidade e temperatura propiciavam a fusão nuclear. Entretanto, a expansão do universo levou ao seu esfriamento e consequente término dessas reações, de forma que apenas os elementos químicos leves (de baixo número atômico) foram formados. Gamow previu também, baseado nesse modelo, a existência de uma radiação isotrópica e de espectro bem definido que teria se originado há bilhões de anos atrás, numa época próxima ao início do universo.
Em 1965, essa radiação foi observada, por acidente, por Arno Penzias e Robert Woodrow Wilson. Diversas observações científicas foram então realizadas para se certificar de sua existência e das características que comprovariam sua origem há bilhões de anos atrás. Uma das observações mais famosas foi realizada pelo satélite COBE, lançado em 1989. Essas observações confirmaram sua baixa temperatura (de 2,725 K) e seu espectro de corpo negro, características básicas da radiação prevista por Gamow e fruto do universo em expansão. A teoria do Big Bang previa que a energia residual do início do universo, hoje teria uma temperatura entre 5 K e 10 K (Kelvin) e poderia ser observada de qualquer região.[12] Essas observações, aliadas às sobre a velocidade radial das galáxias e a composição do universo deram suporte para a teoria do universo em expansão, atualmente amplamente aceita pela comunidade científica.
Além da questão da expansão do universo, começaram a surgir, a partir de 1933, observações astronômicas que indicavam que a quantidade de matéria visível em galáxias era bem menor que a quantidade de matéria necessária para gerar os efeitos gravitacionais observados. Em 1978, por exemplo, Sandra Faber publicou um trabalho no qual mostra que a velocidade de rotação de galáxias espirais corresponde a uma concentração de massa maior do que a inferida por observações da luz emitida pela galáxia. Esse problema ficou conhecido como problema da massa faltante. O acúmulo de observações de naturezas variadas que indicavam a existência dessa matéria invisível afastou a possibilidade das teorias de gravitação estarem erradas e reforçou a possibilidade de existência de um tipo de matéria desconhecido que não participa das interações fortes nem das eletromagnéticas. A essa matéria foi dada o nome de matéria escura. Observações atuais indicam que, de toda a matéria existente no universo, cerca de 90% deve ser matéria escura. A matéria atualmente conhecida pela física compõem cerca de 10% da matéria do universo.
Em 1998, observações da magnitude aparente e do desvio para o vermelho de supernovas começaram a indicar que o universo não só está em expansão como está em expansão acelerada, ou seja, sua expansão está sendo cada vez mais rápida. Como forma de explicar essa aceleração, os cientistas têm como hipótese a existência de um outro tipo de energia desconhecida, chamada energia escura, que poderia atuar como uma "força antigravidade". O efeito de aceleração da expansão do universo também pode ser explicado com a introdução da constante cosmológica proposta por Albert Einstein muitos anos antes. Observações atuais das anisotropias da radiação cósmica de fundo em micro-ondas (realizadas pelo satélite WMAP, por exemplo), indicam que aproximadamente 74% da densidade atual do universo é composta pela energia escura, 22% por matéria escura e apenas 4% pela matéria conhecida, composta por bárions e léptons.
Acredita-se na energia total zero do Universo, quando se inclui no cômputo a energia negativa do campo gravitacional. M.S.Berman também afirma que a densidade total de energia do Universo, quando computada a densidade negativa do campo gravitacional, é zero, o que mostra que não é infinita essa densidade no instante inicial, resolvendo assim o problema da singularidade inicial.[13]
Atualmente, acredita-se que o universo possua uma idade de aproximadamente 13,7 bilhões de anos, que esteja em expansão acelerada e que seja aproximadamente homogêneo (nenhuma posição no espaço é diferente das demais) e isotrópico (suas características são as mesmas em qualquer direção) em grandes escalas. Isso significa que, embora existam grandes aglomerações de matéria em estrelas, galáxias e grupos de galáxias (objetos pequenos quando comparados com o tamanho do universo), se calcularmos a densidade média em volumes bem maiores que os ocupados por um desses objetos, ela não deve variar muito de uma região do espaço à outra. Acredita-se que, no passado, o universo tenha sido ainda mais homogêneo que hoje, e que as grandes inomogeneidades observadas hoje (galáxias, por exemplo) surgiram de pequenas diferenças que cresceram, ao longo do tempo, por colapso gravitacional.
Também se acredita, baseado principalmente nas observações da radiação cósmica de fundo em micro-ondas feitas pelo satélite WMAP, que o universo possua uma geometria plana, em contraposição à geometria em espaços curvos proposta por Bernhard Riemann, com base na geometria diferencial. De maneira simples, isso significa que dois raios de luz paralelos devem continuar para sempre paralelos. Em espaços curvos do tipo fechado, por exemplo, esses raios irão convergir, enquanto que em espaços curvos abertos, eles irão divergir.
Quanto à sua composição, dados provenientes da observação da radiação cósmica de fundo, de supernovas, da abundância de elementos químicos e da quantidade de estruturas em grandes escalas, principalmente, indicam que 74% do universo é composto por um tipo exótico de matéria chamado de energia escura, 22% por outro tipo de matéria desconhecida chamada matéria escura e 4% por matéria ordinária, na forma de gás, poeira, estrelas e outros corpos celestes e seus agrupamentos (como as galáxias).
. A energia escura pode ser modelada por diferentes constituintes. Já se sabe que uma constante cosmológica pode explicar os dados observacionais. A constante cosmológica possui o inconveniente teórico de necessitar de um ajuste fino nas condições iniciais para que sejam obtidos no presente os valores requeridos pelas medições. Além disso, a densidade atual desta componente é da mesma ordem que a densidade de matéria, indicando que a energia escura passou a dominar na época atual. Este problema é conhecido como: "Problema da Coincidência cosmológica" (coincidence problem). A descrição desta forma de energia por componentes que possuam uma dinâmica não trivial pode elucidar, à luz de um suporte teórico mais sólido, porque esta forma de energia passou recentemente a dominar a evolução do universo. A escolha de uma descrição teórica fundamentada em testes experimentais (como, por exemplo, potenciais de campo escalar que possam ser confirmados no contexto do modelo padrão de partículas) pode eventualmente solucionar o problema do fine-tunning. Modelos com uma dinâmica própria de um campo escalar são conhecidos como modelos de Quintessência [1] [2] [3] .
A cosmologia associada a outros ramos de pesquisa, como a informática e eletrônica, está cada vez mais aumentando seu nível de complexidade.
Com o advento do avanço das ciências de computação e a união de engenharias das mais diversas, existem estudos para a construção de um supercomputador interligado a outros espalhados pelo planeta onde se possa construir um universo virtual e se observar sua dinâmica.
Muitas Universidades no mundo estão empenhadas no projeto do Universo virtual que poderá ser o grande passo para a pesquisa cosmológica do século XXI.
Em abril de 2011, utilizando uma incerteza de Heisenberg persistente, relacionada à posição primordial de uma origem comóvel, Armando V.D.B. Assis (um físico brasileiro) publicou uma solução para as equações de campo de Einstein, dentro do contexto cosmológico, fornecendo uma temperatura de zero absoluto para o universo primordial: "On the Cold Big bang Cosmology".[14] Recentemente, o mesmo autor publicou uma demonstração em que a incerteza de Heisenberg persistente que levara a uma temperatura de zero absoluto para o universo primordial advém de um critério de quantização para a energia.[15]
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