A curiosidade fundamental de saber de onde viemos intriga a humanidade desde a aurora da civilização. Todos os povos da antiguidade tinham seus mitos cosmogônicos que descreviam a criação do mundo, mas foi apenas com a evolução das ideias da
física no início do século xx, em particular com a elaboração da
teoria da relatividade geral por Albert Einstein (com ilustres pre-decessores como Newton), que foi possível formular uma teoria que descrevesse a origem e a evolução do Universo tal como as compreendemos hoje.
Ao longo do último século, a base teórica da relatividade, combinada com a física nuclear e a física de partículas elemen-tares, permitiu a interpretação correta de resultados experimentais de distintas origens, tais como a datação de rochas e de meteoritos,
a composição química do Sol e das estrelas e a expansão do Universo. Juntos, esses resultados permitiram determinar a idade da Terra, do Sol e, finalmente, do próprio Universo. Hoje se sabe que, em certo momento, todo o conteúdo do Universo estava em um estado muito denso e quente que se expandiu subitamente. É este processo de expansão rápida que se denomina “Big Bang” e marca o surgimento do Universo como o conhecemos e ocorreu há cerca de 13,7 bilhões de anos. Desde então, o Universo con-tinua a se expandir e a esfriar, já de forma bastante análoga a um balão com gás, onde as leis de conservação forçam a queda da temperatura conforme aumenta o volume do recipiente.
Existem evidências observacionais muito fortes que confir-mam essa teoria, as mais importantes são a expansão propriamen-te dita, a chamada “radiação cósmica de fundo”, e as abundâncias de hélio, lítio e deutério (estas últimas bem mais sensíveis à ex-pansão) medidas em estrelas de distintas idades. A expansão do Universo é uma das possíveis soluções matemáticas da teoria da relatividade e foi comprovada nos anos 1920 através de observa-ções astronômicas, atribuídas inicialmente a Hubble e Humason, e depois confirmadas e refinadas por muitos grupos independen-tes. Na verdade, os modelos mais favorecidos são os chamados
modelos de Friedmann, dado que admitem a expansão, embora o
próprio Einstein os rejeitasse veementemente antes dos trabalhos de Hubble. Atualmente existem medidas muito precisas da taxa de expansão do Universo, e os resultados são fundamentais para testes e validação das teorias cosmológicas modernas. Entre es-sas relíquias cosmológicas, o tênue “brilho” do céu detectado na região das micro-ondas, a chamada radiação cósmica de fundo, representa o que “sobrou” na forma de energia nos estágios ini-ciais do Universo, quando os átomos estáveis se formaram a par-tir do esfriamento da radiação de alta energia que originalmente preenchia todo o volume do Universo, no processo de conversão de energia em matéria descrito pela conhecida expressão da
rela-tividade E=mc2. Sua detecção, em 1964, proporcionou uma das
na cosmologia do Big Bang existe fatalmente um instante no qual a radiação escapa livremente. Esse momento acontece quando a radiação desacopla da matéria, ou seja, a taxa de interação dos fótons com ela se torna pequena, e as distâncias médias entre uma interação e outra se tornam muito grandes. O momento do desa-coplamento coincide com o da recombinação de íons e elétrons e com a formação dos átomos neutros, que é possível com a di-minuição da temperatura média para cerca de 3.000 K. A menor densidade eletrônica diminui as taxas de espalhamento Compton de fótons sobre elétrons, permitindo que a luz agora possa viajar distâncias comparáveis com o raio do Universo, o qual se torna, efetivamente, transparente à radiação eletromagnética.
Já a determinação das abundâncias de hélio, deutério e lítio servem como termômetro de uma época anterior, a chamada era da nucleossíntese primordial, quando a temperatura em queda permi-tiu a “montagem” dos núcleos a partir dos prótons e nêutrons livres. Em particular, nas estrelas mais antigas, a determinação do hélio fornece uma indicação clara de que parte dele não foi fabricada pelos processos de nucleossíntese estelar, mas durante a nucleossín-tese primordial, nas fases iniciais de existência do Universo.
Formação dos prótons, nêutrons e partículas elementares
As fases mais primordiais do próprio Big Bang são ainda mo-tivo de muita discussão. Acredita-se que quando o Universo tinha
meros 10-37 segundos* de existência houve uma fase de
rapidís-sima expansão do seu volume, com consequente diminuição na densidade e na temperatura, um processo denominado “inflação cósmica”. Ao final desse período, a densidade de energia havia baixado o suficiente para que as partículas elementares fossem injetadas a partir do decaimento do vácuo (que originalmente
* Notação exponencial: 10-1 significa 0,1; 10-2 significa 0,01; 10-3 significa 0,001 e assim sucessivamente. Portanto, 10-37 significa 0,000...0001 com 36 zeros depois da vírgula, antes do algarismo 1. De forma análoga, 101 = 10;
detinha essencialmente toda a energia do Universo): elétrons, múons, táons, neutrinos, quarks e suas respectivas antipartículas.
Esse processo concluiu-se cerca de 10-11 segundos após o início
do Big Bang. Antes desse momento, o Universo se encontrava em um domínio totalmente desconhecido, em que até a gravitação (geralmente ignorada nos processos de alta energia nos laborató-rios) deve ter tido uma influência comparável às outras interações elementares. Nesse regime, a procura por teorias quânticas da gra-vitação domina a atividade dos físicos teóricos. Felizmente, a in-fluência dessas incertezas no problema da origem dos elementos ocorrida quando o Universo era muitíssimo mais frio e velho não é grande, e poderemos ignorá-la em nossa discussão.
Com a progressiva expansão e o contínuo esfriamento, o am-biente do Universo primitivo tornou-se propício ao surgimento das partículas constituintes dos núcleos ordinários pela combinação
de distintos tipos de quark. Assim, quando o Universo tinha 10-6
segundos de idade (e uma temperatura de 1013 K)formaram-se os
prótons e nêutrons, “tijolos” que constituem todos os átomos. Esse instante na história do Universo é o primeiro no qual as componen-tes são “ordinárias”, isto é, elétrons, neutrinos, múons, prótons e nêutrons são sujeitos à hierarquia de forças que conhecemos bem por serem estudadas nos laboratórios há pelo menos um século.
Nucleossíntese primordial: do hidrogênio ao berílio
Já demonstramos que, à medida que a evolução do Universo primitivo prosseguia, expandia-se o volume e caía a temperatura. Cerca de 3 minutos após o instante inicial, a temperatura havia caído para cerca de um bilhão de graus, baixa o suficiente para que nêutrons e prótons pudessem se combinar, iniciando, assim, a chamada nucleossíntese primordial. O primeiro núcleo mais pesa-do a ser sintetizapesa-do foi o deutério, um isótopo de hidrogênio cujo núcleo tem um próton e um nêutron, sendo, porém, muito pouco estável. Deve-se notar, todavia, que a maioria dos prótons ficou livre, sem se combinar com nêutrons, e mais tarde dariam origem aos átomos de hidrogênio. A razão para isso é bastante simples:
pode-se calcular a densidade de ambos os núcleons usando as mesmas equações da química de laboratório. Assim, chega-se de imediato ao resultado da existência de 1 nêutron por cada 7 prótons no momento da nucleossíntese. Rapidamente, um nêu-tron e um próton se combinaram e praticamente a totalidade deles depois se combinou para formar hélio. Enquanto isso, 6 de cada 7 prótons ficaram sem emparelhamento (dois prótons não podem se ligar; se pudessem, as estrelas não existiriam, já que a fusão de prótons acabaria com elas em tempos curtíssimos). Assim, 75% da nucleossíntese primordial deve ter formado hidrogênio, e 25% hé-lio (com frações pequenas de outros elementos). Essa predição das frações relativas baseada em princípios fundamentais é importante para justificar a confiança na cosmologia do Big Bang.
A sequência de reações de fusão nuclear continuou aconte-cendo à medida que o Universo se expandia e esfriava, surgindo, em seguida, os núcleos de hélio: a partir do deutério combinado
com um próton, formaram-se os núcleos de 3He, compostos de
dois prótons e um nêutron, e dois núcleos de 3He formaram 4He
(composto de dois prótons de dois nêutrons), liberando, nesse processo, dois prótons. A partir dos núcleos de deutério e de hé-lio, em princípio poderiam se formar elementos mais massivos, porém uma característica intrínseca dos núcleos atômicos atra-palhou essa sequência: não existem núcleos estáveis compostos por 5 ou 8 núcleons (ou seja, prótons e nêutrons). Em função disso, os elementos estáveis a serem criados em seguida foram
o berílio e o lítio. O 7Be é uma combinação de 3He com 4He,
e, finalmente, o 7Li é uma combinação do 7Be com um elétron.
Temos aqui uma predição espetacular do Big Bang: as reações de fusão pararam pelo efeito da expansão, já que os núcleos re-cém-criados não puderam encontrar “parceiros” para continuar e produzir ferro (o núcleo mais ligado). Assim, a fusão de elementos mais pesados foi impedida (chegando apenas até o lítio) por duas razões combinadas: a inexistência dos núcleos estáveis entre 5 e 8 núcleons e a expansão que diluiu a densidade e impediu que a fusão continuasse. Uma rede de cálculos detalhados confirma
o que acabamos de expor com grande precisão. Já haviam se passado cerca de 20 minutos desde o Big Bang.
A evolução do Universo prosseguiu daí em diante com a for-mação das grandes estruturas: com o prosseguimento da expansão, a matéria primordial, que nos instantes iniciais era estritamente homogênea, passou a acomodar-se onde pequenas irregularidades na densidade começaram a crescer, aumentando assim seu pró-prio potencial gravitacional. Mais matéria se aglomerando impli-cou ainda mais matéria caindo até se formarem grandes estruturas que deram origem aos aglomerados de galáxias e às galáxias indi-vidualmente. É dentro desse contexto que o Universo “acende” os primeiros fornos nucleares que permitem continuar a nucleossín-tese até completar a tabela periódica: as estrelas.