Inflação cósmica - História de revisão

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2022-10-21T10:34:05Z

Criou nova página com '<span style="font-size:8pt"><b>Referência : </b> Gomes, C., (2022) ''Inflação cósmica'', [https://rce.casadasciencias.org Rev. Ciência Elem.], V10(3):039 <br> <span ...'

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<span style="font-size:8pt"><b>Referência : </b> Gomes, C., (2022) ''Inflação cósmica'', [https://rce.casadasciencias.org Rev. Ciência Elem.], V10(3):039
<br>
<span style="font-size:8pt"><b>Autor</b>: <i>Cláudio Gomes</i></span><br>
<span style="font-size:8pt"><span style="font-size:8pt"><b>Editor</b>: <i>[[Usuário:Jntavar|João Nuno Tavares]]</i></span><br>
<span style="font-size:8pt"><b>DOI</b>: <i>[[https://doi.org/10.24927/rce2022.039 https://doi.org/10.24927/rce2022.039]]</i></span><br>
<html><a href="https://rce.casadasciencias.org/rceapp/static/docs/artigos/2022-039.pdf" target="_blank">
<img src="https://rce.casadasciencias.org/static/images/layout/pdf.png" alt="PDF Download"></a></html>
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== Resumo ==

A inflação cósmica corresponde ao paradigma associado ao período de expansão exponencial, ou aproximadamente exponencial, do Universo primordial entre, sensivelmente, 10<sup>-36</sup> e 10<sup>-32</sup> segundos após o Big Bang. As evidências observacionais para este cenário encontram-se na radiação cósmica de fundo, resolvendo os problemas do modelo do Big Bang quente e explicando a origem das estruturas cosmológicas.

<html>
<p class='mainText'>A teoria do Big Bang é o modelo amplamente mais aceite pela comunidade científica para
explicar a origem do Universo, tendo várias comprovações observacionais que vão desde
a existência de uma radiação cósmica de fundo à previsão da nucleossíntese primordial
e abundância relativa de elementos químicos leves. Todavia, existiam outras questões
para as quais a teoria anterior não dava uma explicação satisfatória, nomeadamente os
problemas do horizonte, da planura, da ausência de defeitos topológicos e da formação
de estruturas.</p>

<p class='mainText'>O primeiro problema tem a ver com o seguinte: porque é que as estruturas no Universo
parecem praticamente iguais em qualquer lugar e em qualquer direção que se observe,
isto é, porque parece o Universo homogéneo e isotrópico? Na realidade, vemos que a temperatura
do Universo hoje é sensivelmente a mesma em qualquer par de regiões opostas
entre si na radiação cósmica de fundo. Mas isso seria impossível, uma vez que não houve
tempo suficiente no passado para que as partículas de luz, os fotões, interagissem entre
si num processo de termalização, pois estas só desacoplaram da matéria cerca de 380 mil
anos após o Big Bang. Assim, qualquer região separada de outra por 2 graus no Universo
seria causalmente desconexa.</p>

<p class='mainText'>O segundo problema tem a ver com a curvatura espacial do Universo ser plana. Assim,
parece haver condições iniciais do Universo muito especiais para que ele fosse e/ou se
mantivesse espacialmente plano, uma vez que pequenos desvios levariam a cenários bastante
diferentes da evolução do Universo: valores acima de uma dada densidade crítica
levariam a um Universo muito denso e que colapsaria num <em>Big Crunch</em>; valores abaixo
dessa densidade promoveriam um Universo essencialmente vazio onde a gravidade não
conseguiria formar as estruturas que observamos no Cosmos.</p>

<p class='mainText'>O terceiro problema do modelo quente do Big Bang diz respeito à ausência de defeitos
topológicos observáveis no Universo. Com efeito, a Física do Universo primordial depende
muito da Física de Partículas, uma vez que se supõe, na Teoria da Grande Unificação, que
em muito altas energias as quatro interações fundamentais se juntam num único grupo
de simetria. Em particular, na Física de Partículas existem diversas situações nas quais
defeitos topológicos ocorrem, como por exemplo quando ocorre uma transição de fase
e correspondente quebra de simetria, algo que seria natural de acontecer com o arrefecimento do Universo à medida que ele se expande. Exemplos destes defeitos são as
texturas, parede de domínio, as cordas cósmicas ou os monopólos, que correspondem a
defeitos a 3, 2, 1 e 0 dimensões, respetivamente. Em particular, o cálculo do número de
monopólos produzidos, por exemplo, na quebra de simetria eletrofraca demonstra que
aqueles seriam a forma dominante de energia, algo que não se observa em nenhum local
do Universo.</p>

<p class='mainText'>Por seu turno, o quarto problema tem a ver com as inomogeneidades locais do Universo.
Isto é, nós observamos galáxias, sistemas planetários, estrelas, entre outros, porque
houve possibilidade de colapso gravitacional devido a desvios da homogeneidade a larga
escala. Adicionalmente, também se observam grandes vazios, regiões sem matéria, em
virtude da atração gravitacional em regiões vizinhas.</p>

<p class='mainText'>A resposta a estes problemas surge com o paradigma inflacionário que implica um período
de expansão quase exponencial do espaço-tempo após o Big Bang. Diversos contributos
e classes de modelos foram propostos. Em 1979 e 1980, o físico soviético Alexei
Starobinsky notou que correções quânticas à teoria da Relatividade Geral deveriam ser
importantes no Universo primordial, sendo que tipicamente eram termos quadráticos da
curvatura escalar no funcional ação de Einstein-Hilbert. Ora, isto significa que quando as
curvaturas são elevadas, tal como no Universo primordial, então os termos quadráticos
comportar-se-iam como uma constante cosmológica, descrevendo um estado do Universo
muito simétrico designado de <em>Sitter</em>, sendo na realidade substituto da singularidade
inicial</html><ref><html>STAROBINSKY, A. A.,
<em><a class="a-link" target="_blank"
href="https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1979ZhPmR..30..719S/abstract">Spectrum Of Relict Gravitational Radiation And The Early State Of The Universe</a></em>, <em>JETP Letters</em>,
30, 682. 1979.</html></ref><html><sup>,</sup> </html><ref><html>STAROBINSKY, A. A.,
<em><a class="a-link" target="_blank"
href="https://www.sciencedirect.com/science/article/abs/pii/037026938090670X">A new type of isotropic cosmological models without singularity</a></em>, <em>Phys. Lett</em>, 91, 99–102. 1980.</html></ref><html>. De facto, este modelo de Starobinsky, quando analisado no vazio (sem matéria),
corresponde a um modelo particular da classe de teorias alternativas da gravidade proposta
para explicar a matéria escura e a energia escura, nomeadamente as chamadas
teorias f(R).</p>

<p class='mainText'>Simultaneamente, e de forma independente, o físico norte-americano Alan Guth publicou
um estudo, em 1981, enquanto investigava o problema da não observação de monópolos
magnéticos no Universo, em que mostrou que existindo um estado metaestável de
falso vácuo de energia positiva, que funcionaria como uma constante cosmológica, então
o Cosmos, ao arrefecer após o Big Bang, ficaria “preso” nesse estado e teria, necessariamente,
de sofrer uma expansão acelerada</html><ref><html>GUTH, A. H.,
<em><a class="a-link" target="_blank"
href="https://journals.aps.org/prd/abstract/10.1103/PhysRevD.23.347">Inflationary universe: A possible solution to the horizon and flatness problems</a></em>, <em>Phys. Rev.</em>, D 23, 347 1981.</html></ref><html>. Rapidamente percebeu a implicação desta
conclusão, nomeadamente que muitos dos problemas do modelo quente do Big Bang seriam
resolvidos, e designou esta fase como inflação. Mas como ocorreria essa expansão?
Na realidade, um estado de falso vácuo que se expanda exponencialmente permite que
o verdadeiro vácuo (estado de menor energia) apareça por via de nucleação de bolhas,
como na FIGURA 1, sendo que a perda de energia dentro das bolhas é compensada pela
energia na superfície das mesmas (semelhante a uma tensão superficial dos fluidos).
Esta energia é libertada nos processos de colisão entre bolhas. O processo continua até
que todas as bolhas tenham colidido e o espaço esteja totalmente no verdadeiro vácuo.
Contudo, para que a inflação tenha tempo suficiente para resolver os problemas do Big
Bang quente, tem de haver poucos processos de nucleação de bolhas e as colisões serem
raras, algo característico numa expansão exponencial. Assim, não haveria energia suficiente
para que o Universo reaquecesse, tornando-o excessivamente frio e incompatível
com as observações.</p>

<br>
<figure class="image-big">
<img src="https://rce.casadasciencias.org/static/images/articles/2022-039-01.jpg">
</figure><center>
<figcaption>FIGURA 1. Processo de nucleação onde existe um novo vácuo, ou seja, uma região com energia menor que o chamado
falso vácuo. As bolhas podem colidir, libertando energia, até que todo o espaço seja preenchido pelo novo e verdadeiro
vácuo.
</figcaption></center>
<br>

<p class='mainText'>De facto, existem outros intervenientes pioneiros nos estudos iniciais de uma fase inflacionária,
muitas vezes esquecidos nas tramas e urdumes da malha da história: o astrofísico
grego Demosthenes Kazanas, o físico japonês Katsuhiko Sato e o seu colaborador
e físico norte-americano Martin Einhorn</html><ref><html>CONTOPOULOS, G.,
<em>Adventures in order and chaos: a scientific autobiography</em>, Springer Science & Business Media, pp.
88–89. 2004.</html></ref><html><sup>,</sup> </html><ref><html>KAZANAS, D.,
<em><a class="a-link" target="_blank"
href="https://arxiv.org/abs/0803.2080">Cosmological Inflation: A Personal Perspective</a></em>, <em>Springer Science & Business Media</em>, pp. 485–496 2009.</html></ref><html>. O primeiro havia sugerido, em 1980, que uma
transição de fase no Universo primordial associada a uma quebra espontânea de simetria
de uma Teoria de Grande Unificação poderia levar a uma expansão exponencial e, se durasse
um tempo suficiente, potencialmente explicaria a isotropia observada do Universo</html><ref><html>KAZANAS, D.,
<em><a class="a-link" target="_blank"
href="https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1980ApJ...241L..59K/abstract">Dynamics of the universe and spontaneous symmetry breaking</a></em>, <em>ApJ</em>, 241, L59-63. 1980.</html></ref><html>. Por
seu turno, Katsuhiko Sato, em 1981, sugeriu que uma expansão acelerada poderia eliminar
o problema das paredes de domínio</html><ref><html>SATO, K.,
<em><a class="a-link" target="_blank"
href="https://www.sciencedirect.com/science/article/abs/pii/0370269381908054">Cosmological baryon number domain structure and the first order phase transition of a vacuum</a></em>, <em>Phys. Lett</em>,
B 99, 66-70. 1981.</html></ref><html> e, no mesmo ano, em colaboração com Einhorn publicou
um modelo que resolvia o problema dos monopólos magnéticos</html><ref><html>EINHORN, M. B. & SATO, K.,
<em><a class="a-link" target="_blank"
href="https://www.sciencedirect.com/science/article/abs/pii/0550321381900572">Monopole Production In The Very Early Universe In A First Order Phase Transition</a></em>, <em>Nuc.
Phys.</em>, 180, 385–404. 1981.</html></ref><html>. Este último modelo,
semelhante ao de Guth, também padecia dos mesmos problemas: um valor muito específico
para a constante cosmológica e muitas bolhas de verdadeiro vácuo para que o período
inflacionário resolvesse os problemas do modelo do Big Bang quente restantes.</p>

<p class='mainText'>O físico russo Andrei Linde propôs uma solução para o problema da colisão das bolhas em
1982</html><ref><html>LINDE, A. D.,
<em><a class="a-link" target="_blank"
href="https://www.sciencedirect.com/science/article/abs/pii/0370269382912199">A new inflationary universe scenario: A possible solution of the horizon, flatness, homogeneity, isotropy and primordial monopole problems</a></em>, <em>Phys. Lett.</em>, 108, 389. 1982.</html></ref><html>, assim como o fizeram, independentemente, os físicos Andreas Albrecht e Paul Steinhardt
num artigo no mesmo ano</html><ref><html>ALBRECHT, A., STEINHARDT, P.,
<em><a class="a-link" target="_blank"
href="https://journals.aps.org/prl/abstract/10.1103/PhysRevLett.48.1220">Cosmology for Grand Unified Theories with Radiatively Induced Symmetry Breaking</a></em>, <em>Phys. Rev. Lett.</em>, 48, 1220. 1982.</html></ref><html>. Esta nova solução passou a ser conhecida como Nova
Inflação ou Inflação de “rolamento lento” (<em>slow-roll inflation</em> na terminologia inglesa), e, por
conseguinte, a formulação anterior passou a ser chamada de Velha Inflação. Assim, a nova
ideia parte da consideração de um dado campo escalar, cuja flutuação quântica associada é a
partícula inflatão, que rola muito lentamente ao longo do seu potencial em direção ao mínimo
do mesmo. Durante este processo, o Universo expande e, quando o inflatão desce a parte mais
pronunciada do seu potencial, a inflação termina e começa o processo de reaquecimento. Este
modelo tem a vantagem de resolver os problemas da Velha Inflação, proporcionando uma
“saída limpa” (<em>graceful exit</em> na terminologia inglesa), todavia introduzindo outros, nomeadamente,
a assumpção de que o Universo teve de estar num estado pré-inflacionário extremamente
quente e que a inflação estava intimamente ligada a uma transição de fase cosmológica.</p>

<p class='mainText'>Um ano mais tarde, em 1983, Linde propôs um cenário mais geral que os dois cenários
anteriores aqui discutidos: a inflação caótica</html><ref><html>LINDE, A. D.,
<em><a class="a-link" target="_blank"
href="https://www.sciencedirect.com/science/article/abs/pii/0370269386906118">Eternally Existing Self-Reproducing Chaotic Inflationary Universe</a></em>, <em>Phys. Lett.</em>, B 175, 395–400. 1986.</html></ref><html> (FIGURA 2). Este modelo foi criado com base
nas ideias e conclusões de Steinhardt de que o cenário da Nova Inflação poderia incluir a
possibilidade de o processo inflacionário ser eterno, isto é, numa dada região poder terminar,
mas noutra região do espaço continuar a expandir-se, e nas conclusões de Alexander
Vilenkin de que efeitos quânticos promovem essa possibilidade de inflação eterna</html><ref><html>VILENKIN, A.,
<em><a class="a-link" target="_blank"
href="https://journals.aps.org/prd/abstract/10.1103/PhysRevD.27.2848">Birth of Inflationary Universes</a></em>, <em>Phys. Rev.</em>, D 27, 2848–2855. 1983.</html></ref><html>. Assim,
a proposta de inflação caótica de Linde tem a vantagem de não requerer a existência de um
equilíbrio térmico inicial.</p>

<br>
<figure class="image-medium">
<img src="https://rce.casadasciencias.org/static/images/articles/2022-039-02.jpg">
</figure><center>
<figcaption>FIGURA 2. Inflação caótica. O inflatão rola lentamente ao longo do seu potencial até à parte mais pronunciada do mesmo,
terminando a inflação e dando início ao período de reaquecimento do Universo</html><ref><html>GINSBURG, A.,
<em><a class="a-link" target="_blank"
href="https://www.slideserve.com/consuela/inflation-and-scalar-fields">Inflation and Scalar Fields</a></em>.</html></ref><html>.
</figcaption></center>
<br>

<p class='mainText'>Em 1994, Linde propôs um outro modelo inflacionário: a inflação híbrida, na qual um
dado campo escalar rola rapidamente devido à presença de um campo adicional, sendo
que a inflação termina naturalmente quando termina o <em>slow-roll</em></html><ref><html>LINDE, A.,
<em><a class="a-link" target="_blank"
href="https://journals.aps.org/prd/abstract/10.1103/PhysRevD.49.748">Hybrid Inflation</a></em>, <em>Phys. Rev.</em>, D 49, 748-754. 1994.</html></ref><html> (FIGURA 3).</p>

<br>
<figure class="image-medium">
<img src="https://rce.casadasciencias.org/static/images/articles/2022-039-03.jpg">
</figure><center>
<figcaption>FIGURA 3. Exemplificação esquemática da Inflação Híbrida na qual existem dois campos escalares que permitem a
inflação ocorrer e terminar</html><ref><html>LINDE, A.,
<em><a class="a-link" target="_blank"
href="https://slideplayer.com/slide/5230512/">Eternal Inflation and Sinks in the Landscape</a></em>.</html></ref><html>.
</figcaption></center>
<br>

<p class='mainText'>Quando a inflação termina, existe um período chamado reaquecimento (<em>reheating</em> na terminologia
inglesa), uma vez que o inflatão decai em partículas do Modelo Padrão da Física de Partículas que preenchem o Universo. Assim, a radiação eletromagnética emitida é a componente
dominante desta fase cósmica. Assim, as flutuações quânticas inflacionárias adquirem
dimensões cosmológicas, sendo as sementes da formação de estruturas do nosso Universo.</p>

<p class='mainText'>Sendo a inflação cósmica um paradigma e não uma teoria, significa que existem muitos
modelos que prevêem uma fase inicial de rápida expansão. Felizmente, há também dados
observacionais muito precisos que permitem excluir ou constranger um dado modelo,
principalmente pelos dados da radiação cósmica de fundo obtidos pelas missões COBE,
WMAP e, mais recentemente, Planck. Assim, esta época cósmica é particularmente relevante
para estudar modelos gravitacionais de altas energias ou que permitem explicar os
problemas da matéria escura e da energia escura</html><ref><html>GOMES, C. <em>et al.</em>,
<em><a class="a-link" target="_blank"
href="https://iopscience.iop.org/article/10.1088/1475-7516/2017/06/021">Inflation in non-minimal matter-curvature coupling theories</a></em>, <em>JCAP</em> 06, 021. 2017.</html></ref><html><sup>,</sup> </html><ref><html>GOMES, C. <em>et al.</em>,
<em><a class="a-link" target="_blank"
href="https://journals.aps.org/prd/abstract/10.1103/PhysRevD.97.104061">Inflation with Planck data: A survey of some exotic inflationary models</a></em>, <em>Phys. Rev.</em>, 97, 104061. 2018.</html></ref><html><sup>,</sup> </html><ref><html>BERTOLAMI, O.,
<em><a class="a-link" target="_blank"
href="https://sigarra.up.pt/icbas/pt/ucurr_geral.ficha_uc_view?pv_ocorrencia_id=470362">O Livro das Escolhas Cósmicas</a></em>, <em>Ed. Gradiva</em>. 2018.</html></ref><html>.</p>
</html>

=Referências=
<references/>
---- <br>Criada em 6 de Dezembro de 2021<br> Revista em 24 de Fevereiro de 2022<br>Aceite pelo editor em 14 de Outubro de 2022<br>
[[Category:Física]]