O modelo do Big Bang constitui um dos triunfos da cosmologia moderna. Desde as observações de Edwin Hubble (1889-1953) sobre a expansão do universo na década de 1920, até a descoberta, em 1965, da radiação cósmica de fundo por Arno Penzias (1933-2024) e Robert Wilson (1936-), este modelo acumulou confirmações observacionais. No entanto, uma questão filosófica e metodológica persiste: a partir de quantos parâmetros livres um modelo deixa de ser preditivo para se tornar uma simples descrição ajustável à vontade?
N.B.:
O Big Bang é, acima de tudo, um modelo de evolução cósmica, não um modelo de origem cósmica. Ele nos conta a história do universo a partir de um certo instante, mas não nos diz por que esse instante ocorreu, nem o que o precedeu.
O modelo padrão da cosmologia, chamado Lambda-CDM, baseia-se em um conjunto de parâmetros medidos com precisão graças às anisotropias da radiação cósmica de fundo. Esses parâmetros são: a densidade de matéria bariônica \( \Omega_b \), a densidade de matéria escura \( \Omega_c \), a densidade de energia escura \( \Omega_\Lambda \), o índice espectral \( n_s \), a amplitude das flutuações primordiais \( A_s \) e a profundidade óptica de reionização \( \tau \).
| Parâmetro | Solidez do parâmetro | Símbolo | Valor, sem unidade, medido (Planck 2018) | Significado físico | Método principal de medição |
|---|---|---|---|---|---|
| Densidade de matéria ordinária (matéria bariônica) | Sólido: matéria diretamente observável e bem compreendida (nucleossíntese primordial, espectroscopia) | \(\Omega_b h^2\) | 0,02237 ± 0,00015 ≈ 0,049 ou 4,9% da densidade total do universo | 4,9%: Fração de matéria ordinária (átomos) no universo | Anisotropias do CMB, analisando a luz fóssil do Big Bang |
| Densidade de matéria escura (Cold Dark Matter - CDM) | Especulativo: efeitos gravitacionais bem medidos, mas natureza física desconhecida, sem detecção direta até hoje | \(\Omega_c h^2\) | 0,1200 ± 0,0012 ≈ 0,264 ou cerca de 26,4% da densidade total do universo | 26,4%: Fração de matéria escura não relativística no universo | Observando como as galáxias giram e como a luz é desviada ao redor dos aglomerados de galáxias (estrutura em grande escala, lentes gravitacionais) |
| Densidade de energia escura (Constante cosmológica) | Muito especulativo: efeito medido com certeza, mas natureza totalmente misteriosa, poderia ser uma propriedade do vácuo ou uma nova física | \(\Omega_\Lambda\) | 0,6889 ± 0,0056 ≈ 68,9% da energia total do universo é energia escura | 68,9%: Fração de energia escura, responsável pela aceleração da expansão do universo | Observando explosões de estrelas distantes (supernovas do tipo Ia) e sua velocidade de afastamento, oscilações acústicas bariônicas |
| Distribuição dos aglomerados (pequenos vs grandes) | Sólido: medição robusta, valor ligeiramente inferior a 1 coerente com as previsões da inflação cósmica | \(n_s\) | 0,9649 ± 0,0042 | 1: Um valor próximo a 1 significa que as grandes estruturas (aglomerados de galáxias) são ligeiramente favorecidas em relação às pequenas flutuações | Comparando os tamanhos das zonas quentes e frias na radiação fóssil. Espectro de potência do CMB em diferentes escalas angulares |
| Intensidade dos aglomerados primordiais (amplitude das flutuações) | Sólido: medição direta e precisa no CMB, coerente com a distribuição atual das galáxias | \(A_s\) | (2,100 ± 0,030) × 10-9 (muito baixa) | "Muito baixa" indica que o universo primordial era extremamente homogêneo, com variações de densidade da ordem de uma parte por milhão | Mapeando as ínfimas variações de temperatura (espectro de potência do CMB) |
| Opacidade da reionização (profundidade óptica da reionização) | Moderadamente sólido: medição indireta com incertezas, depende de processos astrofísicos complexos, mas coerente com observações do JWST | \(\tau\) | 0,054 ± 0,007 ≈ 5,4% | 5,4%: Fração de fótons do CMB que foram espalhados pelos elétrons livres produzidos durante a reionização, entre 150 milhões e 1 bilhão de anos após o Big Bang | Estudando a polarização da luz do CMB em grandes escalas angulares |
N.B.:
O parâmetro H₀, embora muitas vezes apresentado entre os seis parâmetros fundamentais do modelo ΛCDM, é na verdade um parâmetro derivado das densidades de matéria bariônica (\(\Omega_b\)), matéria escura (\(\Omega_c\)) e da constante cosmológica (\(\Omega_\Lambda\)), bem como da geometria do universo.
Fonte: Planck Collaboration 2018, Astronomy & Astrophysics e NASA LAMBDA Archives.
Um modelo muito flexível, com muitos parâmetros, pode reproduzir qualquer dado e, assim, perde seu real poder preditivo.
A introdução da teoria da inflação cósmica por Alan Guth (1947-) em 1980 ilustra perfeitamente esse dilema. Esta teoria postula uma fase de expansão extremamente rápida do universo em seus primeiros instantes (entre 10-36 e 10-32 segundos após o Big Bang).
Assim, a inflação resolve elegantemente vários problemas do modelo padrão: o problema do horizonte (por que o universo observável é tão homogêneo e quase constante em temperatura?), o problema da planicidade (por que a curvatura do universo está tão próxima de zero?) e a ausência de monopolos magnéticos (entidades teóricas previstas, mas nunca observadas).
Esses dois componentes permanecem misteriosos apesar de décadas de pesquisa. A matéria escura, parametrizada em 27% do conteúdo energético total do universo, só se manifesta por seus efeitos gravitacionais indiretos: curvas de rotação das galáxias, lentes gravitacionais, formação de estruturas em grande escala.
A energia escura, parametrizada em 68% do conteúdo, seria responsável pela aceleração da expansão cósmica observada desde o final da década de 1990. Essas entidades, embora invisíveis e não detectadas diretamente, tornaram-se componentes essenciais do modelo. Seus parâmetros ad hoc são destinados a salvar o modelo diante de observações inesperadas.
O modelo do Big Bang baseia-se em muitas constantes fundamentais e parâmetros cosmológicos que devem assumir valores muito precisos para que o universo se assemelhe ao que observamos.
O problema do ajuste fino é que pequenas variações nesses parâmetros tornariam o universo radicalmente diferente: sem formação de galáxias, sem química complexa, sem estabilidade das estrelas ou mesmo sem expansão coerente. O modelo do Big Bang usa esses valores como dados de entrada e não fornece um mecanismo fundamental para explicar por que eles assumem exatamente esses valores. Isso constitui uma limitação conceitual importante: o modelo é preditivo para a evolução do universo uma vez que esses parâmetros são fixados, mas não resolve a questão do porquê desses valores específicos.
O modelo cosmológico Lambda-CDM ofereceu uma descrição robusta da evolução do universo. No entanto, o advento de observações cada vez mais precisas, especialmente graças ao Planck, ao Sloan Digital Sky Survey, ao Gaia e, desde 2022, ao JWST, revela tensões importantes entre as previsões do modelo e os dados observacionais.
• A mais discutida é a tensão sobre o valor de H0, ou seja, a taxa de expansão atual. As medições da radiação cósmica de fundo dão um valor em torno de 67 km s\(^{-1}\) Mpc\(^{-1}\), enquanto os métodos locais independentes (cefeidas, supernovas Ia) convergem para 73 km s\(^{-1}\) Mpc\(^{-1}\). Essa diferença agora excede as incertezas razoáveis.
• Outra tensão vem da descoberta pelo JWST de galáxias massivas e já bem estruturadas em épocas muito precoces (menos de 400 milhões de anos após o Big Bang). Esse fenômeno parece contradizer a velocidade esperada de formação hierárquica de estruturas. Algumas dessas galáxias exibem alta metalicidade e massas estelares e de halo muito acima do que a evolução padrão preveria a partir da fusão gradual de halos pequenos.
• Embora a radiação cósmica de fundo pareça notavelmente uniforme, observa-se bastante cedo na história do universo uma estrutura granular feita de zonas mais densas e menos densas. Isso indica que as pequenas variações iniciais de densidade talvez não fossem totalmente "aleatórias".
Dois grandes caminhos são possíveis: complexificar ainda mais o modelo adicionando parâmetros adicionais (por exemplo, uma energia escura evolutiva, matéria escura autointerativa, curvatura residual...) ou explorar alternativas conceituais como a gravitação modificada, modelos sem inflação ou cenários de ricochete cósmico.
Sempre que uma nova observação contradiz as previsões, a tentação de adicionar um novo parâmetro é grande, em vez de questionar os fundamentos do modelo.
A incapacidade do modelo de explicar o instante zero deixa em aberto questões fundamentais que tocam tanto a física quanto a metafísica. A questão mais vertiginosa permanece sendo aquela formulada pelo filósofo Gottfried Wilhelm Leibniz (1646-1716) no século XVII: por que existe algo em vez de nada? O modelo do Big Bang não responde a essa pergunta; ele a pressupõe. Da mesma forma, a questão de saber o que existia antes do Big Bang poderia ser desprovida de sentido se o tempo em si emergiu com o universo. Como destacava Stephen Hawking (1942-2018), perguntar o que precedeu o Big Bang é como perguntar o que existe ao norte do Polo Norte: a pergunta pressupõe a existência de algo (uma direção "mais ao norte") que simplesmente não existe. Finalmente, uma questão crucial permanece: o Big Bang representa um início absoluto ou simplesmente uma transição entre um estado anterior e nosso universo atual?
| Domínio | O que o modelo PREVÊ e EXPLICA | O que o modelo NÃO EXPLICA | Status científico |
|---|---|---|---|
| Origem do universo | Evolução a partir de um estado denso e quente há 13,8 bilhões de anos | Por que o Big Bang ocorreu, o que existia antes (se essa questão faz sentido), a causa primeira | Limite fundamental: além do tempo de Planck (10-43 s), nossas teorias desmoronam |
| Assimetria matéria-antimatéria | Observação: o universo é composto quase exclusivamente de matéria, muito pouca antimatéria | Por que existe um desequilíbrio entre matéria e antimatéria (cerca de 1 partícula de matéria em excesso para 1 bilhão de pares matéria-antimatéria), mecanismo dessa assimetria primordial | Problema maior não resolvido: segundo o modelo padrão, o Big Bang deveria ter criado tanta matéria quanto antimatéria, que se teriam aniquilado mutuamente |
| Expansão do universo | Taxa de expansão (constante de Hubble), histórico da expansão, previsão verificada por Hubble em 1929 | Por que o universo está em expansão em vez de estático, mecanismo inicial da expansão | Previsão confirmada, mas origem inexplicada |
| Nucleossíntese primordial | Formação dos elementos leves (hidrogênio, hélio, lítio) nos primeiros 3 minutos, abundâncias previstas com precisão | Por que essas leis nucleares existem, origem das constantes físicas que permitem a nucleossíntese | Previsão espetacular confirmada por observações |
| Radiação cósmica de fundo (CMB) | Existência, temperatura (2,7 K), espectro de corpo negro, anisotropias 380.000 anos após o Big Bang | Por que o universo era homogêneo em grande escala, origem das flutuações primordiais | Previsão maior confirmada (descoberta em 1965), mas origem das condições iniciais desconhecida |
| Formação de estruturas | Formação hierárquica de galáxias, aglomerados e superaglomerados a partir de flutuações primordiais | Origem exata das flutuações, por que essa amplitude particular (2 × 10-9) | Processo bem compreendido, mas condições iniciais misteriosas |
| Matéria escura | Distribuição espacial, efeitos gravitacionais, papel na formação de estruturas | Natureza física das partículas, por que existe, por que exatamente 27% do conteúdo total | Efeitos medidos com precisão, mas natureza totalmente desconhecida (sem detecção direta) |
| Energia escura | Aceleração da expansão desde cerca de 5 bilhões de anos atrás, contribuição de 68% para o conteúdo energético | Natureza física, por que existe, por que sua densidade tem esse valor preciso, é realmente constante? | Efeito observado (Prêmio Nobel 2011), mas natureza completamente misteriosa |
| Ajuste fino das constantes | Medições precisas das constantes fundamentais (constante de estrutura fina, razão massa próton/elétron, etc.) | Por que esses valores particulares, por que estão tão finamente ajustados para permitir a vida e a complexidade | Observação estabelecida, explicação ausente (princípio antrópico, multiverso?) |
| Inflação cósmica | Resolve os problemas do horizonte, da planicidade, ausência de monopolos | Qual mecanismo exato, natureza do campo do inflaton, por que a inflação começou e depois parou | Hipótese atraente com previsões parcialmente verificadas, mas centenas de variantes possíveis |
| Destino do universo | Se a energia escura permanecer constante: expansão eterna em direção a um Big Freeze (universo frio e vazio) | Evolução futura da energia escura, fenômenos físicos ainda desconhecidos que poderiam intervir | Extrapolação baseada em observações atuais, mas incerteza a muito longo prazo |
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