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A crescente expansão do universo evidenciada pelo afastamento das galáxias entre si fez aventar a possibilidade de um momento muito anterior no qual toda a massa estaria unida em um único ponto supercondensado que, por alguma razão, explodiu e gerou o que conhecemos hoje como leis da física.

Esse afastamento pôde ser observado por um processo chamado de “desvio para o vermelho” (redshift, no original inglês) [1]. Para um emissor e um receptor de luz estáticos, a frequência da onda eletromagnética é sempre a mesma e, por isso, conseguimos identificar uma cor que lhe é característica. Para emissores e receptores dinâmicos entre si, no entanto, há um desvio de frequência que dá a impressão de mudança de cores. Se o emissor se move em direção ao receptor, este desvio vai para as faixas eletromagnéticas de maior frequência, fenômeno conhecido como desvio para o azul. Quando o emissor se afasta do receptor, o desvio se dá para o vermelho.

É com base nesse exame espectrográfico que podemos medir a velocidade de expansão do universo. Para tal, usamos como medida padrão o desvio para o vermelho de quasares [2], por serem os mais elevados e, portanto, os mais distantes da Terra. Alguns quasares se afastam da Terra com velocidade aproximada de 90% da velocidade da luz. Os mais distantes se encontram a aproximadamente 10 bilhões de anos-luz de nosso planeta.

Voltando à nossa gênese: depois da rápida expansão inicial, sugiram os elementos mais leves da tabela periódica, fato observável até hoje pela sua proporção: hidrogênio e hélio, os dois mais leves, constituem cerca de 95% de toda a massa bariônica do cosmos [3]. Já os elementos mais pesados surgem da fusão dos mais leves, geralmente no interior de estrelas. O nosso Sol [4], por exemplo, fusiona dois prótons (reação próton-próton) de hidrogênio em um núcleo de hélio, liberando dois pósitrons, dois neutrinos e uma quantidade massiva de energia, tão essencial para a vida na Terra.

No entanto, é no interior de estrelas mais massivas que o hélio é formado a partir de um ciclo de reações conhecido como carbono-nitrogênio-oxigênio [5]. A reação se inicia com a fusão de dois prótons de isótopos de carbono, nitrogênio e oxigênio, que atuam como catalisadores da reação principal, liberando dois neutrinos carregados de energia que escapam da estrela, e dois pósitrons, que se anulam imediatamente com elétrons, liberando energia na forma de raios gama.

Quando estrelas gastam todo o seu material de fusão, seu estágio final dependerá de sua massa crítica. Prevê-se que nosso Sol tornar-se-á uma anã branca, condensando sua massa num volume muito menor do que o seu original. São nessas condições de densidade que podem se formar os diamantes estelares, com suas gigantescas pedras de carbono [6]. É da explosão dessas estrelas mais massivas que surge o carbono que, ao ligar-se a outros elementos na Terra, dá origem à química orgânica, sem a qual não teríamos vida como a conhecemos.

Uma outra forma de evidenciar o Big Bang é através de suas consequências. A explosão causada pela singularidade deveria deixar rastros perceptíveis até hoje, aproximadamente 13,5 bilhões de anos depois. Esse “eco” é o que conhecemos atualmente como radiação cósmica de fundo [7], que pode ser captada por aparelhos extremamente simples. Com esse olhar “arqueológico”, podemos chegar até o limite máximo posterior à singularidade, quando as quatro forças fundamentais da física – a saber, gravitacional, eletromagnética e nucleares forte e fraca – tiveram sua alvorada. Experimentos para saber o que há além disso estão sendo conduzidos no Conselho Europeu para a Pesquisa Nuclear (CERN, na sigla em francês) [8], através do Grande Colisor de Hádrons (LHC, na sigla em inglês) [9], num túnel a 100 m de profundidade, na fronteira entre Suíça e França.

Além dos esforços de observação, temos modelos matemáticos que buscam explicar os momentos para os quais ainda não temos evidências diretas. Tais modelos tentam calcular, através de equações, as variáveis envolvidas nos processos que buscam analisar. É a partir desses modelos que podemos especular a posição de nosso universo [10] e o que existia antes do Big Bang [11].

Referências:

[1] <http://en.wikipedia.org/wiki/Redshift>. Acesso em 21 abr. 2010.

[2] <http://en.wikipedia.org/wiki/Quasar>. Acesso em 21 abr. 2010.

[3] <http://en.wikipedia.org/wiki/Abundance_of_the_chemical_elements#Abundance_of_elements_in_the_Universe>. Acesso em 2 maio 2010.

[4] <http://pt.wikipedia.org/wiki/Fus%C3%A3o_nuclear>. Acesso em 21 abr. 2010.

[5] <http://pt.wikipedia.org/wiki/Ciclo_CNO>. Acesso em 21 abr. 2010.

[6] <http://www1.folha.uol.com.br/folha/bbc/ult272u28888.shtml>. Acesso em 21 abr. 2010.

[7] <http://pt.wikipedia.org/wiki/Radia%C3%A7%C3%A3o_c%C3%B3smica_de_fundo>. Acesso em 21 abr. 2010.

[8] <http://public.web.cern.ch/public/>. Acesso em 21 abr. 2010.

[9] <http://public.web.cern.ch/public/en/LHC/LHC-en.html>. Acesso em 21 abr. 2010.

[10] <http://www.inovacaotecnologica.com.br/noticias/noticia.php?artigo=universo-dentro-buraco-minhoca&id=010130100413>. Acesso em 21 abr. 2010.

[11] <http://www.inovacaotecnologica.com.br/noticias/noticia.php?artigo=o-que-existia-antes-do-big-bang&id=010130090105>. Acesso em 21 abr. 2010.