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A estrutura em grande escala do universo.
Se o segundo universo tiver sua expansão contrariada pelo nosso, retardada, sua densidade
r
- se manterá em um valor mais elevado, assim como sua temperatura. Então decide-se estudar a instabilidade gravitacional em um sistema composto por duas populações, auto-atrativas, mas que se repelem mutuamente.
De acordo com a teoria, é a mais densa que reage mais rapidamente e de maneira mais intensa. É ela que produzirá, por instabilidade gravitacional, conglomerados de matéria fantasma.
O que é a instabilidade gravitacional, estudada pela primeira vez por Sir James Jeans, já citado.
Consideremos um meio com densidade r, cujos elementos possuem certa velocidade de agitação térmica Vth, e proponhamo-nos a estudar o crescimento ou a dissolução de possíveis perturbações de densidade. Suponhamos que, em algum lugar, tenha se formado uma sobredensidade de diâmetro
f
.
A agitação térmica tenderá naturalmente a dissipar essa perturbação. Em quanto tempo? Em um tempo da ordem de
É o tempo que leva um átomo para percorrer a distância
f,
portanto também é o tempo que levará esse aglomerado para dobrar seu diâmetro.
Imaginemos que a velocidade de agitação seja nula. Esses átomos se atraem. Esse aglomerado tenderá a colapsar sobre si mesmo. Sabemos calcular o tempo necessário para que ele se contrata. Na verdade, uma "nuvem de poeira" que colapsa sobre si mesma é como o Big Bang, de trás para frente:
Comparamos então esses dois tempos.
Haverá condensação de uma perturbação se o tempo de acreção for inferior ao tempo de auto-dissipação, sob a ação da agitação térmica.
As perturbações com diâmetro superior a um comprimento característico, chamado comprimento de Jeans Lj, se amplificarão e darão origem a condensados, conglomerados de matéria (aglomerados).
Quando esse "aglomerado" de matéria se forma, a matéria é comprimida, aquecida. As forças de pressão aumentam e acabam por interromper o processo.
Chama-se isso de
instabilidade gravitacional
ou
instabilidade de Jeans.
No modelo padrão, poderíamos pensar:
- Muito bem. Após o Big Bang, o universo, em expansão, irá esfriar, e a implementação da instabilidade gravitacional me permitirá elaborar um cenário para o nascimento de galáxias e estrelas.
Se fosse tão simples, já teria sido feito. Na verdade, não temos nenhum modelo de nascimento de galáxias. Alguns "acreditam" que os aglomerados estelares se formaram primeiro, depois as galáxias, depois as estrelas. Outros defendem a opinião contrária.
Além disso, tudo isso ocorre em um universo ainda em expansão intensa. A detecção de galáxias com grande deslocamento para o vermelho mostra que se trata de objetos muito antigos (confirmado pela idade das estrelas mais velhas da galáxia). Não sabemos lidar com isso teoricamente.
Mas sabemos duas coisas:
1: Essa instabilidade gravitacional não pode desempenhar seu papel enquanto o gás de matéria permanecer fortemente ligado ao "gás de fótons", enquanto o universo permanecer ionizado. De fato, os fótons interagem mais fortemente com os elétrons livres (que escaparam dos átomos) do que com os elétrons orbitando ao redor dos núcleos.
Os fótons, à sua maneira, formam "um gás". Durante a expansão, esse gás se expande, como a matéria, e possui sua própria pressão, chamada
pressão de radiação.
Quando matéria e fótons estão fortemente acoplados, quando uma massa de gás ionizado tende a se contrair, ela arrasta consigo esse gás de fótons.
- Mas os fótons viajam à velocidade da luz! Como uma massa de gás de dimensão finita pode "aprisionar fótons"?
Aprisionar, entende-se. Nessa massa de gás, os fótons são continuamente absorvidos e reemitidos. No ritmo dessas absorções e reemissões, os fótons têm muita dificuldade para sair dessa massa gasosa. É nesse sentido que eles são mantidos presos (e é a mesma coisa com os fótons emitidos no centro do Sol, que atravessam lentamente e com grande dificuldade até sua superfície).
Quando o universo tem menos de 500.000 anos, não apenas a radiação está aprisionada nas massas de gás ionizado que teriam tendências a formar aglomerados, mas a pressão de radiação ainda é muito alta para permitir essas condensações.
Conclusão: homogeneidade do universo, ou quase homogeneidade até t = 500.000 anos, segundo o modelo padrão. Se algo acontecer, será depois.
2: Existem estrelas reunidas em galáxias, que por sua vez formam uma estrutura em grande escala. Algumas galáxias se agrupam em aglomerados (aglomerado de Coma, aglomerado de Virgem) com milhares de indivíduos. No início, acreditava-se que isso continuaria em uma escala superior e se propôs a ideia de superaglomerados, aglomerados de aglomerados.
A observação revelou algo totalmente diferente. Na verdade, as galáxias se distribuem formando o que poderíamos chamar de "bolhas de sabão unidas". Os aglomerados de galáxias são apenas os "nós" dessa distribuição. Abaixo, o resultado da análise das observações (1977).
Assim, as galáxias se distribuem em grande escala (Very Large Structure) ao redor de grandes bolhas de vácuo cujo diâmetro característico é da ordem de centenas de milhões de anos-luz.
Seguindo outra abordagem, pesquisadores tentaram reconstruir tais estruturas, partindo de uma distribuição uniforme de matéria (em um único universo, evidentemente). A teoria inicial era a da crescimento de perturbações planas, em camadas (os "panquecas" de Zel'dovich). Mas os resultados se mostraram decepcionantes. As simulações em computador produziam algumas células, mas essas se dissipavam rapidamente devido à agitação térmica. Atualmente, não existe uma teoria convincente sobre a formação dessas estruturas. Pelo menos, consegue-se garantir sua permanência, ainda que relativa, ao "consolidá-las" com "matéria escura fria".
Existe uma forma geométrica de interpretar essa distribuição de massas pontuais: matéria ordinária repelida por conglomerados de matéria fantasma, desenho já apresentado anteriormente.
Consideramos uma superfície que corresponderia a uma rede colocada sobre estacas de barraca, com pontas arredondadas. Notamos, de passagem, que quanto mais arredondadas forem as pontas das nossas estacas, maior será a extensão do aglomerado de matéria fantasma. Situação oposta se as estacas forem mais pontiagudas. No limite de estacas infinitamente pontiagudas corresponderiam a regiões positivas: a pontos de curvatura positiva concentrada.
Damos aqui outro modelo, que corresponderá à seção seguinte.
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