O Universo em Expansão

Embora as galáxias estejam extremamente distantes, coisas muito interessantes podem ser aprendidas sobre elas pela luz que chega até nós.

A luz visível que nos atinge vinda de qualquer objeto incandescente, seja ele um vasto aglomerado de galáxias ou uma fogueira, é formada por uma variedade de comprimentos de onda, desde os mais curtos, que atingem nossa retina, até os mais longos. Existem instrumentos que podem separar esses comprimentos de onda em faixas seqüenciais (dos mais curtos até os mais longos). Essas faixas são chamadas “espectros”.

Os comprimentos de onda impressionam nossos olhos de modo a serem interpretados como cores. A luz visível do mais curto comprimento de onda nos aparece na cor violeta. Conforme os comprimentos de onda aumentam, vemos, respectivamente, o azul, o verde, o amarelo, o laranja e o vermelho. Esse é o conhecido arco-íris — de fato, o que vemos no céu após a chuva é um espectro natural.

Quando a luz do sol ou de outras estrelas se espalha em um espectro, alguns comprimentos de onda de luz estão faltando. Estes foram absorvidos pelos gases frios da atmosfera superior do Sol (ou das outras estrelas). Tais comprimentos de onda aparecem como traços escuros que cruzam os feixes coloridos do espectro.

Cada tipo de átomo da atmosfera de uma estrela absorve comprimentos de onda característicos. A localização no espectro dos comprimentos de característicos de cada tipo de átomo pode ser precisamente determinada em laboratório; pode-se obter informação sobre a composição química de uma estrela a partir dos traços escuros de seu espectro.

Em 1842, o físico austríaco Christian Johann Doppler (1803-53) demonstrou que, quando um corpo emite sons de determinado comprimento de onda, este aumenta caso o corpo se aproxime. Em 1,848, o físico francês Armand H. L. Fizeau (1819-96) aplicou esse princípio à luz.

De acordo com efeito Doppler-Fizeau, todos os comprimentos de onda da luz emitida por uma estrela que se afasta são maiores do que os emitidos por um objeto estacionário. Isso inclui os traços escuros que são desviados para o extremo vermelho do espectro (o “desvio vermelho”), em comparação com sua posição habitual. No caso de uma estrela que se aproxima, os comprimentos de onda, inclusive os traços escuros, desviam-se para o extremo violeta do espectro.

Se determinarmos a posição de certos traços escuros no espectro de uma estrela específica, não apenas poderemos dizer se a estrela se aproxima ou se afasta de nós, como também a velocidade em que isso ocorre — pois quanto mais rápido o movimento de aproximação ou afastamento, maior o desvio dos traços escuros. Esse desvio foi utilizado pela primeira vez em 1868, quando o astrônomo inglês William Huggins (1824-1910) detectou um desvio vermelho no espectro da estrela Sírius e concluiu que ela se afastava de nós com velocidade moderada. Assim, outras estrelas foram examinadas desta maneira, chegando-se à conclusão de que algumas se aproximavam enquanto outras se afastavam de nós — o que era de se esperar, já que a galáxia, como um todo, não se movia em nenhum dos dois sentidos.

Em 1912, o astrônomo americano Vesto Melvin Slipher (1875-1969) iniciou um projeto de determinação do desvio presente em várias galáxias (mesmo antes de as nuvens luminosas serem reconhecidas como galáxias).

Poder-se-ia supor que as próprias galáxias, assim como as estrelas, apresentassem afastamento e aproximação; na verdade, isso ocorre com as galáxias de nosso grupo local. Por exemplo, a primeira galáxia estudada por Slipher foi a de Andrômeda, a qual se aproximava da nossa numa velocidade de cerca de 50 quilômetros por segundo.

Porém, as galáxias externas ao nosso grupo local apresentavam uma intricada uniformidade. Slipher e seus seguidores descobriram que em todos os casos a luz das galáxias apresentava um desvio vermelho. Todas se afastavam de nós, e com velocidades bem altas. Enquanto as estrelas de nossa galáxia se moviam em relação umas às outras com velocidades de dezenas de quilômetros por segundo, mesmo as galáxias externas mais próximas ao nosso grupo se afastavam de nós com velocidades de algumas centenas de quilômetros por segundo. Além do mais, quanto mais fraca (e, presumivelmente, mais distante) a galáxia, maior a velocidade de afastamento de nós.

Em 1929, Hubble (que, cinco anos antes havia detectado estrelas na galáxia de Andrômeda e determinado sua natureza) demonstrou que a velocidade de afastamento era proporcional à distância. Se a galáxia A ficava três vezes mais distante de nós do que a galáxia B, então a velocidade de afastamento da galáxia A era três vezes superior à da galáxia B. Tão logo isso foi aceito, bastava medir o desvio vermelho para que a distância de certa galáxia fosse determinada.

Mas por que as galáxias deveriam se afastar de nós?

Para explicar esse afastamento universal, sem presunção, foi necessário aceitar como verdadeiro o fato de que o universo estava em expansão, e que a distância entre agrupamentos galácticos vizinhos aumentava constantemente. Se era assim, qualquer posto de observação instalado em qualquer agrupamento galáctico acusaria que todos os outros agrupamentos pareceriam afastar-se com velocidade e distância crescentes.

Mas por que o universo estaria se expandindo?

Se pudéssemos conceber um retrocesso no tempo (se pudéssemos voltar a filmagem do universo em expansão), os agrupamentos galácticos pareceriam aproximar-se e acabariam por aglutínar-se.

O astrônomo belga Georges Lemaítre (1894-1966) sugeriu, em 1927, que há muito tempo, numa determinada época, toda a matéria do universo encontrava-se compacta em um único corpo a que ele chamou de “ovo cósmico”. Este explodiu, e as galáxias se formaram a partir dos fragmentos da explosão. O universo se expande devido à força daquela explosão original.

O físico russo-americano George Gamow (1904-68) deu o nome de “grande explosão” a essa explosão primordial, nome utilizado até hoje. Hoje, os astrônomos crêem que a grande explosão ocorreu há cerca de 15 bilhões de anos. A entropia do ovo cósmico era baixa e, no momento da explosão, ela começou a aumentar; desde então, o universo vem se desgastando, como foi descrito no capítulo anterior.

Será que houve mesmo tamanha explosão?

Quanto mais fundo penetramos nas vastas distâncias do universo, mais retrocedemos no tempo. Afinal, essa é uma viagem que demora anos-luz! Se pudéssemos ver algo que está a 1 bilhão de anos-luz de nós, a luz vista teria levado 1 bilhão de anos para nos alcançar e o objeto visto seria como era há 1 bilhão de anos. Se pudéssemos ver algo a uma distância de 15 bilhões de anos-luz, vê-lo-íamos como era há 15 bilhões de anos, na época da grande explosão.

Em 1965, A. A. Penzias e R. W. Wilson, dos Bell Telephone Laboratories, provaram que havia um pálido brilho de ondas de rádio vindo uniformemente de cada parte do céu. A origem dessas ondas de rádio parece ser a radiação da grande explosão, alcançandonos através de 15 bilhões de anos-luz no espaço. Essa descoberta foi aceita como uma forte evidência a favor da hipótese da grande explosão.

O universo estará em eterna expansão, como resultado da enorme explosão primordial? Discutirei essa possibilidade mais adiante; por enquanto, suponhamos que o universo realmente se expandirá para sempre.

Nesse caso, como isso nos afetará? Será que a infinita expansão do universo constitui uma catástrofe?

Visualmente, pelo menos, não. Sem exceção, tudo o que vemos no céu a olho nu, incluindo as nuvens de Magalhães e a galáxia de Andrômeda, é parte do grupo local. Todas as partes do grupo local são presas entre si pela força gravitacional e não estão participando da expansão geral.

Assim, embora o universo possa se expandir para sempre, nossa visão dos céus a olho nu não mudará por causa disso. Haverá outras mudanças por outras razões, mas nosso grupo local, contendo mais de meio trilhão de estrelas, permanecerá intato.

À medida em que o universo se expandir, os astrônomos terão mais dificuldade em localizar as galáxias fora do grupo local e, conseqüentemente, acabarão por perdê-las de vista. Todos os aglomerados galácticos afastar-se-ão a distâncias e com velocidades tais que não poderão nos afetar de nenhuma forma. Nosso universo consistirá, então, unicamente no grupo local e terá apenas um cinqüenta bilionésimo do tamanho atual.

Esse encolhimento no tamanho de nosso universo constituir-se-ia numa catástrofe? Não diretamente, talvez, mas afetaria nossa capacidade de lidar com a morte pelo calor.

Um universo menor teria menos probabilidade de formar uma grande área de baixa entropia e nunca poderia — por processos aleatórios — formar o tipo de ovo cósmico que originou nosso universo. Não existiria massa suficiente. Fazendo uma analogia, haveria muito menos chances de se encontrar uma mina de ouro se só escavássemos em nosso quintal do que se pudéssemos escavar em qualquer área sobre a superfície terrestre.

Assim, a expansão do universo diminuí apreciavelmente a possibilidade de a espécie humana sobreviver à morte pelo calor — se puder chegar até lá. De fato, a tentação de predizer que não chegará é bem grande; a combinação da expansão infinita e a morte pelo calor seriam grandes demais para a espécie humana superar, mesmo com um alto grau de otimismo na interpretação dos fatos.

Mas isso ainda não é tudo. É possível que a recessão dos aglomerados galácticos altere as propriedades do universo de modo a produzir uma catástrofe mais iminente que a incapacidade de sobreviver à morte pelo calor?

Alguns físicos especulam sobre se a gravitação é produto de toda a massa no universo trabalhando em conjunto, em lugar de meramente derivar de corpos individuais. Quanto mais a massa total do universo se concentra num volume menor, mais intenso o campo gravitacional produzido por qualquer corpo. Da mesma forma, quanto mais a massa se dissipa em volumes cada vez maiores, mais fraca a força gravitacional produzida por qualquer corpo.

Em virtude de o universo estar se expandindo, a massa do universo está se espalhando sobre um volume crescente, e a intensidade dos campos gravitacionais individuais produzidos pelos vários corpos do universo deveria, segundo essa linha de pensamento, estar decrescendo vagarosamente. Isso foi inicialmente sugerido em 1937, pelo físico inglês Paul A. M. Dirac (1902-).

A diminuição seria bem vagarosa e seus efeitos não seriam notados pelos leigos por muitos milhões de anos, mas gradualmente os efeitos se somariam. O Sol, por exemplo, mantém-se compacto em razào de seu poderoso campo gravitacional. À medida em que a força gravitacional se enfraquecesse, o Sol — e todas as outras estrelas — expandir-se-ia e resfriaria lentamente. A ligação entre o Sol e a Terra se enfraqueceria; conseqüentemente, a órbita terrestre faria um movimento espiral de expansão. A própria Terra, com sua gravidade enfraquecida, expandir-se-ia, e assim por diante. Assim, haveria a possibilidade de nos defrontarmos com um futuro em que a temperatura da Terra, graças ao Sol resfriado e mais distante, poderia cair e nos enregelar. Este e outros efeitos poderiam trazer o fim antes mesmo de alcançarmos a morte pelo calor.

Até agora, entretanto, os cientistas não conseguiram encontrar qualquer sinal seguro de que a gravitação está se enfraquecendo com o passar do tempo ou que, ao longo da história da Terra, ela já tenha sido significativamente mais forte.

Talvez seja prematuro falar sobre isso; talvez devêssemos esperar até que maiores evidências nos permitissem estar seguros de que a noção do enfraquecimento de uma força gravitacional é insustentável. Se assim fosse, e a Terra estivesse para se resfriar no futuro, então necessariamente deveria ter sido mais quente no passado, mas não há sinais disso. Então, também, os campos gravitacionais em geral seriam mais e mais fortes quanto mais nos movêssemos em direção ao passado e, na época do ovo cósmico, eles seriam tão fortes que, parece-me, o ovo cósmico jamais poderia ter explodido e atirado fragmentos para fora,

contrariamente à força daquele campo gravitacional tão intenso {9}.

Até prova em contrário, então, parece legítimo supor que a infinita expansão do universo não afetará as propriedades de nossa própria porção do universo. A expansão não é, assim, capaz de produzir uma catástrofe anterior ao tempo em que seria improvável que a humanidade escapasse à morte pelo calor.