Período antes da formação das estrelas, quando a matéria começou a agregar-se gravitacionalmente em regiões mais densas
Após a época da recombinação — quando o Universo se tornou transparente à radiação e surgiu o fundo cósmico de micro-ondas (FCM) — seguiu-se um longo período chamado Idade das Trevas. Naquela altura, ainda não existiam fontes luminosas (estrelas ou quasares), pelo que o Universo era verdadeiramente escuro. Contudo, apesar da ausência de luz visível, ocorreram processos importantes: a matéria (principalmente hidrogénio, hélio e matéria escura) começou a agregar-se gravitacionalmente, criando a base para a formação das primeiras estrelas, galáxias e grandes estruturas.
Neste artigo discutiremos:
- A definição da Idade das Trevas
- O arrefecimento do Universo após a recombinação
- O crescimento das flutuações de densidade
- O papel da matéria escura na formação das estruturas
- Aurora cósmica: o surgimento das primeiras estrelas
- Desafios e métodos de observação
- Significado para a cosmologia moderna
1. Definição da Era das Trevas
- Limite temporal: Aproximadamente desde 380 mil anos após o Big Bang (fim da recombinação) até à formação das primeiras estrelas, que começou cerca de 100–200 milhões de anos depois.
- Universo neutro: Após a recombinação, quase todos os protões e eletrões combinaram-se em átomos neutros (principalmente hidrogénio).
- Não existem fontes significativas de luz: Na ausência de estrelas ou quasares, não havia fontes brilhantes de radiação, pelo que o Universo era quase "invisível" em grande parte do espectro eletromagnético.
Durante a Era das Trevas, os fótons do fundo cósmico de micro-ondas continuaram a propagar-se livremente e a arrefecer à medida que o Universo se expandia. Contudo, esses fótons deslocaram-se para a região das micro-ondas, fornecendo apenas uma iluminação ténue na altura.
2. Arrefecimento do Universo após a recombinação
2.1 Variação da temperatura
Após a recombinação (quando a temperatura era cerca de 3 mil K), o Universo continuou a expandir-se e a sua temperatura caiu. No início da Era das Trevas, a temperatura dos fótons de fundo era de algumas dezenas a centenas de kelvin. O hidrogénio neutro dominava, e o hélio constituía uma fração menor (~24% em massa).
2.2 Fração de ionização
Uma pequena fração de eletrões permaneceu ionizada (cerca de uma em 10 mil ou menos) devido a vários processos residuais e à baixa quantidade de gás quente. Essa pequena ionização influenciou as trocas de energia e a química, mas, no geral, o Universo era maioritariamente neutro — muito diferente do estado anterior de plasma ionizado.
3. Crescimento das flutuações de densidade
3.1 Sementes do Universo primordial
Pequenas perturbações de densidade, visíveis no CMB como anisotropias de temperatura, foram formadas por flutuações quânticas no período inicial (por exemplo, durante a inflação, se esse cenário estiver correto). Após a recombinação, essas perturbações representavam pequenos excessos ou faltas de matéria.
3.2 Domínio da matéria e colapso gravitacional
Durante a Era das Trevas, o Universo já estava dominado pela matéria — aqui, a matéria escura e bariônica desempenharam um papel crucial, e não a radiação. Em regiões com densidade ligeiramente maior, a atração gravitacional foi acumulando mais matéria. Com o tempo, esses focos de excesso cresceram, levando a:
- Halos de matéria escura: Concentrações de matéria escura que formaram poços gravitacionais onde o gás pôde acumular-se.
- Nuvens pré-estelares: A matéria bariônica (normal) seguiu os halos de matéria escura, formando aglomerados de gás.
4. O papel da matéria escura na formação de estruturas
4.1 Rede cósmica
Simulações da formação de estruturas mostram que a matéria escura é determinante na construção da rede cósmica — uma estrutura em teia. Onde a concentração de matéria escura é maior, também se acumulam gases bariônicos, formando os primeiros potenciais "poços" massivos.
4.2 Matéria escura fria (ΛCDM)
Na teoria moderna ΛCDM, considera-se que a matéria escura é "fria" (não relativística) desde os tempos iniciais, podendo assim agregar-se eficazmente. Estes halos de matéria escura crescem hierarquicamente — inicialmente formam-se pequenos, que depois se fundem em maiores. No fim da Época das Trevas, muitos destes halos já existiam, prontos para se tornarem locais onde as primeiras estrelas (estrelas da população III) se formariam.
5. Aurora cósmica: o surgimento das primeiras estrelas
5.1 Estrelas da população III
Finalmente, nas regiões mais densas, a matéria colapsou para formar as primeiras estrelas — as chamadas estrelas da população III. Estas estrelas, compostas quase exclusivamente por hidrogénio e hélio (sem elementos mais pesados), provavelmente eram muito mais massivas do que as atuais. O seu nascimento marca o fim da Época das Trevas.
5.2 Reionização
Quando estas estrelas iniciaram reações nucleares, emitiram abundantes radiações ultravioleta, que começaram a reionizar o hidrogénio neutro circundante. À medida que o surgimento de estrelas (e posteriormente galáxias) aumentava, as zonas de reionização cresceram e fundiram-se, transformando o meio intergaláctico de predominantemente neutro para um estado dominado pela ionização. Esta época de reionização durou até cerca de z ~ 6–10 e marcou o fim da Idade das Trevas, revelando uma nova fase luminosa para o Universo.
6. Desafios e métodos de observação
6.1 Por que a Época das Trevas é difícil de observar
- Ausência de fontes brilhantes: A principal razão pela qual este período é chamado de "escuro" é a falta de objetos luminosos.
- Deslocamento do CMB: Após a recombinação, os fotões arrefeceram e deslocaram-se para fora da região visível.
6.2 Cosmologia do 21 cm
Um método promissor para estudar a Época das Trevas é a transição hiperfina de 21 cm no hidrogénio neutro. Durante a Época das Trevas, o hidrogénio neutro poderia absorver ou emitir a onda de 21 cm, com o fundo de radiação cósmica de micro-ondas (CMB). Essencialmente, ao mapear este sinal em diferentes tempos cósmicos, é possível visualizar em "camadas" a distribuição do gás neutro.
- Desafios: O sinal de 21 cm é muito fraco e fica perdido entre fontes de fundo fortes (por exemplo, a nossa galáxia).
- Experimentos: Projetos como LOFAR, MWA, EDGES e o futuro Square Kilometre Array (SKA) procuram detectar ou refinar as observações da linha de 21 cm deste período.
6.3 Inferências indiretas
Como é difícil detectar diretamente a radiação eletromagnética da Época das Trevas, os cientistas fazem inferências indiretas através de simulações cosmológicas e estudam as galáxias mais antigas observadas em períodos posteriores (z ~ 7–10).
7. Significado para a cosmologia moderna
7.1 Teste dos modelos de formação de estruturas
A transição da Idade das Trevas para a aurora cósmica é uma excelente oportunidade para testar como a matéria colapsou formando os primeiros objetos ligados. Comparando observações (especialmente o sinal dos 21 cm) com modelos teóricos, é possível refinar a compreensão sobre:
- A natureza da matéria escura e as propriedades das suas aglomerações em pequena escala.
- As condições iniciais da inflação e os seus reflexos nos dados da CMB.
7.2 Lições sobre a evolução cósmica
Ao explorar a Idade das Trevas, os cosmólogos complementam a descrição coerente da história do Universo:
- O Grande Bang Quente e as flutuações inflacionárias.
- Recombinação e separação da CMB.
- Colapso gravitacional da Idade das Trevas, conduzindo às primeiras estrelas.
- Reionização e formação das galáxias.
- Crescimento das galáxias e a rede das grandes estruturas cósmicas.
Todas estas fases estão interligadas, e ao conhecer melhor uma, revelam-se mais profundamente as outras.
Conclusão
Idade das Trevas – é uma fase significativa na evolução do Universo, quando não havia luz das estrelas, mas ocorriam ativas acumulações gravitacionais. Foi precisamente nessa altura que a matéria começou a agregar-se nas primeiras estruturas ligadas, preparando o terreno para as origens das galáxias e dos aglomerados. Embora seja difícil observar diretamente este período, ele é crucial para compreender como o Universo passou de uma distribuição uniforme da matéria após a recombinação para o espaço estruturado que vemos hoje.
O progresso futuro na cosmologia dos 21 cm e nas tecnologias de observação rádio extremamente sensíveis promete iluminar este período pouco conhecido das “idades escuras”, mostrando como o hidrogénio e o hélio primordiais se concentraram para finalmente brilhar com os primeiros lampejos de luz — a aurora cósmica, que permitiu a formação de um número incontável de estrelas e galáxias.
Ligações e leitura adicional
- Barkana, R., & Loeb, A. (2001). “No Princípio: As Primeiras Fontes de Luz e a Reionização do Universo.” Physics Reports, 349, 125–238.
- Ciardi, B., & Ferrara, A. (2005). “As Primeiras Estruturas Cósmicas e os seus Efeitos.” Space Science Reviews, 116, 625–705.
- Loeb, A. (2010). Como se Formaram as Primeiras Estrelas e Galáxias? Princeton University Press.
- Furlanetto, S. R., Oh, S. P., & Briggs, F. H. (2006). “Cosmologia em Baixas Frequências: A Transição dos 21 cm e o Universo de Alto Desvio para o Vermelho.” Physics Reports, 433, 181–301.
- Colaboração Planck. https://www.cosmos.esa.int/web/planck
Com base nestes estudos, a Idade das Trevas deixa de ser uma simples pausa vazia, tornando-se uma ligação extremamente importante entre a época detalhadamente estudada da CMB e o Universo brilhante de estrelas e galáxias — uma era cujos mistérios começamos a desvendar apenas agora.