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conseguirem explicar o que a natureza fez para gerar o espaço assim como o
descobrimos. Mas outra questão atiça controvérsia ao gritar por explicação:
por que a quantidade de energia escura, medida pela sua massa equivalente,
é aproximadamente igual à quantidade de energia fornecida por toda a
matéria no universo?
Podemos reformular essa questão em termos dos dois Ωs que usamos para
medir a densidade da matéria e a densidade equivalente de energia escura:
Por que Ω M e Ω Λ são aproximadamente iguais um ao outro, em vez de um
ser enormemente maior que o outro? Durante os primeiros bilhões de anos
depois do big bang, Ω M era quase precisamente igual a 1, enquanto Ω Λ era
essencialmente zero. Naqueles anos, Ω M era primeiro milhões, depois
milhares, e mais tarde centenas de vezes maior que Ω Λ . Hoje, com Ω M =
0,27 e Ω Λ = 0,73, os dois valores são aproximadamente iguais, embora Ω Λ
já seja perceptivelmente maior que Ω M . No futuro distante, daqui a mais de
50 bilhões de anos, Ω Λ será primeiro centenas, depois milhares, mais tarde
milhões, e ainda mais tarde bilhões de vezes maior que Ω M . Somente
durante a era cósmica de cerca de 3 bilhões a 50 bilhões de anos depois do
big bang é que as duas quantidades se casam, ainda que aproximadamente.
Para a mente sossegada, o intervalo entre 3 bilhões e 50 bilhões de anos
abarca um período muito longo de tempo. Assim, qual é o problema? De um
ponto de vista astronômico, essa extensão de tempo equivale a quase nada.
Os astrônomos adotam frequentemente uma abordagem logarítmica do
tempo, dividindo-o em intervalos que aumentam por fatores de 10. Primeiro
o cosmos tinha alguma idade; depois tornou-se dez vezes mais velho; após
dez vezes mais velho que isso; e assim por diante rumo ao tempo infinito, que
requer um número infinito de pulos de 10 vezes. Vamos supor que
comecemos a contar o tempo no primeiro momento depois do big bang que
tem alguma importância na teoria quântica, 10 -43 segundo depois do big
bang. Como cada ano conta cerca de 30 milhões (3 x 10 7 ) segundos,
precisamos aproximadamente 60 fatores de 10 para passar de 10 -43
segundo para 3 bilhões anos depois do big bang. Em contraste, requeremos
apenas um pouquinho mais que um único fator de 10 para perambular de 3
bilhões para 50 bilhões de anos, o único período em que Ω M e Ω Λ são
vagamente iguais. Depois disso, um número infinito de fatores de 10 vezes
abre o caminho para o futuro infinito. Dessa perspectiva logarítmica, existe
apenas uma probabilidade infinitamente pequena de nos descobrirmos
vivendo numa situação cósmica para a qual Ω M e Ω Λ têm valores mesmo
vagamente similares. Michael Turner, um importante cosmólogo americano,
denominou esse enigma – a questão de por que nos descobrimos vivos num
tempo em que Ω M e Ω Λ são aproximadamente iguais – o “problema Nancy
Kerrigan” em homenagem à patinadora artística olímpica, que perguntou
depois de sofrer um ataque do namorado de sua rival: “Por que eu? Por que