(3) Sem fronteira no espaço-tempo não é o mesmo que sem fronteira no espaço e no tempo (*N. do R.*).
Para explicar as ideias que eu e outros temos sobre a maneira como a mecânica quântica pode afectar a origem e o destino do Universo, é necessário compreender primeiro :, a história do Universo geralmente aceite, segundo o que é conhecido por "modelo quente" do *big bang*. Este presume que o Universo é descrito por um modelo de Friedmann, mesmo até ao *big bang*. Em modelos deste género, descobre-se que, à medida que o Universo se expande, qualquer matéria ou radiação arrefece. (Quando 0 Universo duplica de tamanho, a temperatura baixa para metade) (4). Uma vez que a temperatura é simplesmente uma medida da energia média, ou velocidade, das partículas, este arrefecimento do Universo teria um efeito importante sobre a matéria nele existente.
(4) De facto, a radiação arrefece mais devagar do que a matéria com a expansão. Houve uma era em que a matéria e a radiação se achavam em equilíbrio térmico. A partir do fim desse tempo, a radiação e a matéria passaram a evoluir separadamente, não mais interagindo uma com a outra (*n. do r.*).
A temperaturas muito elevadas, as partículas mover-se-iam tão depressa que anulavam o efeito da atracção mútua devida a forças nucleares ou electromagnéticas, mas quando arrefecessem (5) esperar-se-ia que partículas que se atraem começassem a juntar-se em amontoados. Além disso, mesmo os tipos de partículas que podem existir no Universo dependem da temperatura.
(5) Temperatura é sinónimo de energia cinética média das partículas (*n. do r.*)
A temperaturas suficientemente elevadas, as partículas têm tanta energia que, sempre que colidam, originam muitos pares diferentes de partícula/antipartícula e, embora alguns desses pares se aniquilem, a produção será mais rápida que a aniquilação. Contudo, a temperaturas mais baixas, quando as partículas colidem com menor energia, os pares de partícula/antipartícula seriam produzidos a uma taxa menor e a aniquilação tornar-se-ia mais efectiva que a produção.
Pensa-se que no momento do *big bang* o tamanho do universo fosse zero e, portanto, estivesse infinitamente :, quente. Mas, à medida que se expandiu, a temperatura da radiação baixou. Um segundo após o *big bang* teria baixado para cerca de dez mil milhões de graus, o que é cerca de mil vezes a temperatura no centro do Sol; temperaturas tão elevadas como estas são alcançadas em explosões de bombas H. Nesse tempo, o Universo teria contido sobretudo fotões, electrões e neutrinos (partículas extremamente leves que só são afectadas pela força fraca e pela gravidade) e as suas antipartículas, juntamente com alguns protões e neutrões. À medida que o Universo continuou a expandir-se e a temperatura a baixar, a razão à qual os pares de electrões/positrões foram sendo produzidos em colisões deve ter descido abaixo daquela a que eram destruídos pela aniquilação. Portanto, a maior parte dos electrões e positrões ter-se-iam destruído uns aos outros produzindo mais fotões e deixando apenas um remanescente de electrões. No entanto, os neutrinos e os antineutrinos não se teriam aniquilado uns aos outros porque estas partículas só muito fracamente interagem entre si e com outras partículas. Por conseguinte, ainda devem andar por aí. Se pudéssemos observá-las, teríamos uma boa experiência da imagem de um estado muito quente do princípio do Universo. Infelizmente, as suas energias estariam agora demasiado baixas para as podermos observar directamente. Contudo, se os neutrinos tiverem massa, nem que seja uma pequena massa própria, como foi sugerido por uma experiência russa, não confirmada, efectuada em 1981, talvez possamos detectá-los indirectamente: podem ser uma forma de "matéria escura" como a que atrás mencionei, com atracção gravitacional suficiente para suspender a expansão do Universo e obrigá-lo a entrar em colapso.
Cerca de cem segundos após o *big bang*, a temperatura deve ter baixado para mil milhões de graus que é a temperatura no interior das estrelas mais quentes. A esta temperatura, os protões e os neutrões já não teriam energia :, suficiente para escapar à acção da força nuclear forte e teriam começado a combinar-se uns com os outros para produzir os núcleos de átomos de deutério (hidrogénio pesado), que contêm um protão e um neutrão. Os núcleos do deutério ter-se-iam combinado com mais protões e neutrões para formar núcleos de hélio, que contêm dois protões e dois neutrões, além de pequenas quantidades de dois elementos mais pesados, o lítio e o berílio. Pode imaginar-se que no modelo quente do *big bang* cerca de um quarto dos protões e dos neutrões se teria convertido em núcleos de hélio, juntamente com uma pequena quantidade de hidrogénio pesado e outros elementos. Os neutrões que restaram decairiam em protões, que são os núcleos dos átomos de hidrogénio vulgares (6).
(6) Ver nota página 138 (*n. do r.*).
Esta imagem de um estado quente do Universo primitivo foi sugerida pela primeira vez pelo cientista George Gamow num famoso trabalho apresentado em 1948, juntamente com um aluno seu, Ralph Alpher. Gamow tinha bastante sentido de humor e persuadiu o cientista nuclear Hans Bethe a acrescentar o seu nome ao trabalho, para que a lista dos autores fosse "Alpher, Bethe e Gamow", como as três primeiras letras do alfabeto grego, alfa, beta e gama, particularmente apropriadas para um trabalho sobre o começo do Universo! Neste trabalho apresentaram a notável predição de que a radiação (sob a forma de fotões) proveniente dos primeiros tempos do Universo devia andar por aí, mas com a temperatura reduzida a apenas uns graus acima do zero absoluto (-273°C). Foi esta radiação que Penzias e Wilson descobriram em 1965. Na altura em que Alpher, Bethe e Gamow escreveram o seu artigo, pouco se sabia sobre reacções nucleares dos protões e dos neutrões. Prognósticos elaborados para as proporções dos vários elementos no Universo primevo eram, :, portanto, bastante imprecisos, mas os cálculos têm sido repetidos já com conhecimentos actualizados e agora concordam perfeitamente com a observação. Além do mais, é muito difícil explicar de outra maneira por que há tanto hélio no Universo. Estamos, portanto, razoavelmente confiantes de ter encontrado a imagem certa, pelo menos até cerca de um segundo depois do *big bang*.
Poucas horas depois do *big bang*, a produção de hélio e dos outros elementos deve ter parado. E, depois disso, durante o milhão de anos seguinte, mais ou menos, o Universo deve ter continuado a expandir-se, sem acontecer nada de especial. Eventualmente, quando a temperatura desceu a alguns milhares de graus e os electrões e os núcleos já não tinham energia suficiente para dominar a atracção electromagnética entre si, devem ter começado a combinar-se para formar átomos (7). O Universo, no seu conjunto, deve ter continuado a expandir-se e a arrefecer mas, em regiões ligeiramente mais densas que a média, a expansão deve ter sido mais lenta, por causa da atracção gravitacional extra.
(7) Esta época e conhecida por época da recombinação (*n. do r.*).
Este facto deve ter suspendido a expansão em algumas regiões e tê-las feito entrar em colapso. Enquanto sofriam colapso, a atracção gravitacional da matéria fora destas regiões talvez as tivesse feito entrar em rotação ligeira. À medida que a região em colapso ficava mais pequena, rodava mais depressa, tal como patinadores que rodopiam no gelo com maior velocidade quando encolhem os braços. Eventualmente, quando a região ficou suficientemente pequena, deve ter girado suficientemente depressa para contrabalançar a atracção da gravidade e, desse modo, nasceram galáxias em rotação com a forma de disco. Outras regiões, que não começaram a rodar, originaram objectos de forma oval, chamados galáxias :, elípticas (8). Nestas, o colapso deve ter sido sustido, porque partes individuais da galáxia estariam em órbita estável em redor do seu centro, mas a galáxia como um todo não teria rotação.