Cosmologia relativista, inflação e matéria escura

Abstract

Introdução - Num contexto cosmológico a Teoria da Relatividade Geral (TRG) estabelece a interligação entre a geometria espaço-temporal do Universo e o seu conteúdo dinâmico (matéria-energia). Ao longo deste trabalho teremos por base esta interligação, tentando clarificar o modo como ela nos pode fornecer um quadro explicativo da evolução do Universo. No primeiro capítulo, que será essencialmente dedicado ao estabelecimento da geometria espaço-temporal do Universo, veremos como, através da imposição de determinadas condições, relativas quer à geometria, quer ao conteúdo do Universo, podemos obter, a partir das equações da Teoria da Relatividade Geral, as soluções cosmológicas correspondentes ao actual modelo padrão da cosmologia: o modelo do big bang. Neste capitulo serão apresentados os modelos de Friedmann, obtendo-se as respectivas soluções para os modelos de Universo com geometria plana, aberta e fechada, dominados por matéria não relativista e para um Universo plano dominado por radiação. Como exemplos de modelos com constante cosmológica não nula, e dada a sua importância histórica, serão ainda referidos os modelos de Einstein e de de Sitter. Estabeleceremos a relação entre os parâmetros em termos dos quais as soluções dos modelos de Friedmann são apresentadas (parâmetro de Hubble e parâmetro de desaceleração) e grandezas cosmológicas mensuráveis como o desvio para o vermelho e a distância-luminosidade. Ainda neste capítulo, verificaremos quais os limites que os modelos apresentados impõem às . nossas comunicações com diferentes pontos da geometria espaço-temporal do Universo, investigando acerca da existência de horizontes cosmológicos. Concluiremos este capitulo com uma breve referência à existência de uma singularidade inicial nos modelos de Friedmann e definindo era de Planck. No segundo capitulo, completamos a interligação geometria-dinâmica, analisando a forma como a evolução da geometria do Universo influência os processos dinâmicos que nela podem decorrer, determinando o conteúdo do Universo em cada época da sua evolução. Veremos, neste capítulo, como, numa situação de equilíbrio térmico, é possível, conhecida a temperatura do Universo, determinar as diferentes grandezas físicas que caracterizam a matéria e a radiação e estabeleceremos a evolução térmica que acompanha a expansão do Universo. Iniciaremos o estudo dos processos que acompanham a descida de temperatura, com a aniquilação electrão-positrão e o desacoplamento dos neutrinos. Investigaremos, a seguir, quais as condições em que surgiram os primeiros núcleos atómicos (nucleossintese primordial), mostrando como a concordância entre as previsões do modelo do big bang, para as densidades de elementos primordiais, e os dados observacionais, constitui um dos grandes sucessos deste modelo. Continuando a seguir a evolução térmica do Universo analisaremos a formação dos primeiros átomos neutros (recombinação) e o consequente desacoplamento da radiação da matéria, que origina a radiação cósmica de fundo observada no Universo. Chamaremos a atenção para o facto de o acordo entre as características observadas nessa radiação e as previsões do big bang constituir o mais importante suporte observacional deste modelo. No capítulo seguinte, será efectuado um breve balanço relativamente aos sucessos e problemas do modelos, seguido da descrição de algumas questões às quais o modelo não consegue dar resposta. São elas, a dificuldade de explicar a assimetria observada entre bariões e antibariões (bariossintese), o problema que a existência de horizontes cosmológicos levanta relativamente à explicação do elevado grau de homogeneidade e isotropia do Universo, o problema da excessiva produção de monopólos magnéticos durante a evolução do Universo muito jovem e a inexplicável proximidade da densidade do Universo do valor critico, necessário para apresentar uma geometria plana (problema da planura). Todos estes problemas, que no contexto estrito do modelo padrão permanecem sem resposta, são apresentados como estímulos para o desenvolvimento dos modelos inflacionários de que nos ocuparemos no quarto capítulo. No capítulo quatro, depois de uma introdução onde referiremos a evolução por que passaram os modelos inflacionários, descreveremos o modelo caótico de Linde. Veremos ainda quais as soluções que a inflação apresenta para os problemas analisados no capítulo anterior. Por fim, concluiremos este trabalho, apresentando uma perspectiva geral do conhecimento actual acerca do problema da matéria escura, uma das questões mais importantes da cosmologia actual, que permanece, ainda, por solucionar. Depois de referirmos várias evidências para a existência de maior densidade de matéria no Universo do que a que a matéria visível pode originar, apresentamos algumas possibilidades para a constituição dessa matéria escura e descrevemos algumas das tentativas que se vêm desenvolvendo no sentido de a detectar, referindo os novos conhecimentos que estas têm fornecido e as dificuldades com que se têm debatido.