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O fim do século XX viu o alvorecer de um conceito em cosmologia, o de energia escura. Essa componente ainda pouco conhecida seria a responsável 
por acelerar a expansão do Universo. 
Para entender o quão revolucionária foi 
essa descoberta, temos de voltar aos primórdios da cosmologia moderna, no início do século passado.


Na década de 1920, começaram a aparecer evidências observacionais de que as galáxias do Universo teriam uma tendência a se afastar da nossa e que a velocidade com a qual estariam retrocedendo, do nosso ponto de vista, seria diretamente proporcional à distância que nos separa das galáxias em questão. Esse resultado foi consolidado, em 1927, pelo astrônomo Georges Lamaître e, em 1931, por Edwin Hubble e Milton Humason. Em razão do prestígio pessoal de Hubble, essa relação entre a velocidade de afastamento das galáxias e sua distância foi popularizada como Lei de Hubble.

Esse aparente quebra-cabeça (o que teria a Via-Láctea de especial para ser o ponto de fuga das demais galáxias?) não foi surpresa à época. Ao contrário, ajustou-se perfeitamente às predições da então jovem Teoria da Relatividade geral (gravitação) de Einstein, publicada em 1916. A teoria de Einstein, quando aplicada ao Universo como um todo, resultava sempre instável: ou contraindo-se ou expandindo-se.

A razão para isso é que a força da gravidade (que é a única relevante nas escalas de distâncias aqui envolvidas) é puramente atrativa, não havendo uma força que possa equilibrá-la para manter o Universo estático. De fato, essas soluções desagradaram a Einstein, que então incorporou um novo termo às suas equações, a Constante Cosmológica. A constante representaria uma força contrária à gravidade em grandes escalas e criava a possibilidade de um Universo estático. Apesar de totalmente rigorosa do ponto de vista matemático, a Constante Cosmológica não tinha motivação física e foi posteriormente abandonada pelo próprio Einstein, que a qualificou como seu “maior erro científico”. Mais adiante veremos que esse diagnóstico pode ter sido um tanto apressado.

O que tem a ver a Lei de Hubble com o Universo em expansão? Simples. Num Universo no qual TODAS as galáxias que não estejam diretamente ligadas (como a Via-Láctea e a Galáxia de Andrômeda) se expandem e se afastam umas das outras, a velocidade com que se afastam será tanto maior quanto mais distantes estiverem umas das outras, tal qual pintinhas num balão de festa que se infla. Isso significa que a distância entre seus constituintes aumenta com o tempo. Ou seja, se olharmos para o passado, deveremos ver os objetos cada vez mais próximos até o momento em que toda a matéria do Universo está concentrada no que chamamos de “singularidade primordial”.

Origem do universo
O início do Universo seria, portanto, 
a explosão dessa singularidade. O astrônomo Fred Hoyle, que não aceitava a teoria, tentou ridicularizá-la chamando-a de teoria do “grande estrondo” (Big-Bang, em inglês). Ironicamente, foi por esse nome que ela ficou conhecida. Mais tarde, novas previsões a respeito das consequências do Big-Bang foram confirmadas a partir de observações astronômicas. Essas confirmações elevaram o status da teoria a modelo cosmológico aceito pela quase totalidade da comunidade científica.

Uma das previsões, feita em 1946 pelo cosmólogo George Gamow, era de que os primeiros elementos da Tabela Periódica (hélio, lítio e berílio, principalmente) seriam formados originalmente nos primeiros instantes do Universo, quando era denso e quente o suficiente para permitir que núcleos de hidrogênio, simples prótons, se fundissem. Ao fim da década de 1940, Gamow e colaboradores mostraram que as medidas da abundância de hélio no Universo, subtraídas das quantidades formadas nas estrelas, eram compatíveis com as previsões feitas anos antes, atestando o sucesso da Teoria do Big-Bang.

Por fim, houve a detecção da chamada “radiação cósmica de fundo”. Essa radiação, formada por fótons (partículas de luz) produzidos no Big-Bang, seria visível por nós na faixa de micro-ondas. De fato, prevista em 1948 por Gamow, foi descoberta de modo quase acidental pela dupla de físicos Arno Penzias e Robert Wilson em 1965, o que lhes rendeu o Prêmio Nobel de Física de 1978.

Se, em meados do século XX, os eventos dos instantes iniciais do Universo já estavam sendo, de certo modo, bem -conhecidos, o destino final do Universo continuava sendo uma incógnita. Segundo a teoria vigente, o Universo, puxado pela gravidade, tenderia sempre a frear sua velocidade de expansão. Caso a densidade de matéria no Universo fosse grande o suficiente, este atingiria uma dimensão máxima e então passaria a se contrair. No caso de um Universo de baixa densidade de matéria, a força da gravidade desacelera a expansão, mas nunca é capaz de freá-la totalmente.

Tal comportamento é totalmente análogo a um foguete que se lança da Terra. Se sua velocidade inicial for grande o suficiente, ainda que perca velocidade, ele nunca retornará ao solo. Por outro lado, caso não o seja, o foguete subirá até certa altura e depois retornará ao chão. Convém lembrar que existe um terceiro caso, limítrofe, em que o Universo (ou o foguete) vai atingir a velocidade zero apenas no infinito, isto é, seu impulso inicial é exatamente o necessário para contrabalançar o efeito da gravidade, nem mais nem menos.

Busca pela densidade
Para determinar o futuro do Universo, os astrônomos observacionais puseram-se na busca pela determinação da densidade do mesmo. A descoberta da matéria escura (a que não produz ou interage com a luz, mas que pode ser notada a partir de seu efeito gravitacional em corpos próximos) deu-se inicialmente na década de 1930, mas só foi seriamente considerada após sua detecção em galáxias próximas na década de 1970. Ainda assim, foi insuficiente para levar a comunidade científica a acreditar que o Universo conteria a massa necessária para finalmente frear sua expansão. As estimativas mais precisas indicam que toda a densidade do Universo seria, aproximadamente, 25% dessa densidade crítica, ou seja, o Universo se expandiria para sempre, ainda que de forma cada vez mais lenta.

Outra forma de estudar a taxa de expansão do Universo era a partir da própria relação entre velocidade de afastamento e distância de galáxias. No Universo próximo, essa relação seria linear (a Lei de Hubble). Mas, conforme fôssemos incluindo galáxias cada vez mais distantes, essa relação passaria a formar uma curva que nos permitiria medir a velocidade de expansão do Universo no passado e, portanto, sua taxa de desaceleração. Para tal, se fazia necessário o desenvolvimento de uma técnica que permitisse a medida precisa da distância de galáxias longínquas.

A solução veio no fim do século XX, quando se descobriu que o brilho máximo de certo tipo de supernovas (como a Ia), além de bem forte, varia muito pouco. Seu valor foi determinado usando supernovas próximas. Ao ser comparado ao brilho aparente de supernovas Ia, em galáxias muito distantes, ele permite a medida precisa de sua distância.

Aliada ao crescimento da capacidade dos telescópios, a técnica impulsionou o estudo da expansão do Universo até regiões antes inacessíveis. Como consequência, foi sim possível medir os desvios na Lei de Hubble. Entretanto, os resultados, publicados pela primeira vez em 1996-1997, não foram os esperados. Nas fases mais recentes de sua evolução, o Universo está em expansão acelerada, em plena contradição com as previsões teóricas da época.

Dadas as evidências observacionais inquestionáveis trazidas pelos estudos com supernovas Ia, que renderam o Nobel de Física de 2011, criou-se então um novo desafio. Como o Universo pode se expandir cada vez mais rápido se a atração da gravidade é a única força atuante? A solução é a introdução de uma nova componente no Cosmo: a energia escura.

Inspirado pela matéria escura, tal nome designa uma energia a exercer uma pressão em escalas cósmicas que pode suplantar a força gravitacional. A introdução desse conceito foi rapidamente aceita pela comunidade científica, pois ajudou a resolver uma série de problemas do modelo anterior, não discutidos aqui. Por outro lado, causa bastante desconforto, já que não há nada nas teorias físicas que nos ajude a encontrar uma interpretação para essa energia repulsiva. O candidato mais natural, associado à energia do vácuo, prediz valores para sua densidade centenas de ordens de grandeza maiores que o observado. Esse desconforto originou uma grande mobilização da comunidade astronômica e física. Os resultados dessas observações devem produzir dados sobre a quantidade exata da matéria escura e como ela varia com o tempo, fornecendo pistas valiosas para decifrarmos sua natureza.

O mais irônico é que os dados atuais, ainda preliminares, apontam para uma forma de energia escura que evolui com o tempo de tal forma que pode ser perfeitamente descrita pela constante cosmológica, a mesma que Einstein descartou como um grande engano.

Lei de Hubble
Faça um experimento para entender, na prática, como a lei funciona

1. Pegue um elástico largo (por exemplo, da bainha de uma calça) e tencione-o sem esticá-lo.
2. Marque alguns pontos no elástico e denomine-os como A, B, C, D etc.
3. Escolha um ponto qualquer 
e meça a distância entre esse ponto e todos os demais. A seguir, estique um pouco o elástico e refaça as medidas.  Suponha que a “esticada” no elástico corresponde a uma unidade de tempo e calcule a velocidade com que cada ponto se afasta do seu ponto de referência.
4. Faça um gráfico que tenha no eixo X a distância final entre os pontos 
e no eixo Y a velocidade de afastamento. Verifique que a distribuição dos pontos pode ser bem representada por uma reta que passa pela origem.

Competências

Apropriar-se 
de conhecimentos da Física para, em situações problema, interpretar intervenções científico-tecnológicas

Habilidades

Caracterizar causas ou efeitos dos movimentos dos corpos celestes

Publicado originalmente em Carta na Escola