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Durante os primeiros dias do universo, o cosmos expandiu-se de modo tão
rápido que, se o universo tivesse sido rigorosamente homogêneo e isotrópico
em todas as escalas de tamanho, a gravidade não teria tido nenhuma
chance de vitória. Hoje tudo isso não seriam galáxias, estrelas, planetas ou
pessoas, apenas uma distribuição dispersa de átomos por toda parte no espaço
– um cosmos monótono e aborrecido, sem admiradores e objetos de
admiração. Mas o nosso é um universo divertido e emocionante só porque
apareceram inomogeneidades e anisotropias durante aqueles primeiros
momentos cósmicos, que serviram como uma espécie de sopa-aperitivo para
todas as concentrações de matéria e energia que surgiriam mais tarde. Sem
essa vantagem no início, o universo rapidamente em expansão teria impedido
a gravidade de reunir matéria para construir as estruturas familiares que
hoje aceitamos como naturais no universo.
O que gerou esses desvios, as inomogeneidades e as anisotropias que
fornecem as sementes para toda a estrutura no cosmos? A resposta chega da
esfera da mecânica quântica, não sonhada por Isaac Newton, mas inevitável
se esperamos compreender de onde viemos. A mecânica quântica nos diz
que, nas menores escalas de tamanho, nenhuma distribuição de matéria
pode permanecer homogênea e isotrópica. Em vez disso, flutuações aleatórias
na distribuição da matéria vão aparecer, desaparecer e reaparecer em
quantidades diferentes, quando a matéria se torna uma massa trêmula de
partículas a desaparecer e renascer. Em qualquer tempo particular, algumas
regiões do espaço terão ligeiramente mais partículas, e, portanto, uma
densidade ligeiramente maior do que outras regiões. Dessa fantasia irreal,
contraintuitiva, derivamos tudo o que existe. As regiões um pouco mais
densas tinham a chance de atrair um pouco mais de partículas pela
gravidade, e com o tempo o cosmos transformou essas regiões mais densas
em estruturas.
Ao acompanhar o crescimento da estrutura desde a época logo depois do
big bang, podemos adquirir uma compreensão de duas épocas-chave que já
encontramos, a “era da inflação”, quando o universo se expandiu num ritmo
espantoso, e a “época do desacoplamento”, aproximadamente 380.000 anos
depois do big bang, quando a radiação cósmica de fundo parou de interagir
com a matéria.
A era inflacionária durou de cerca de 10 -37 segundo a 10 -33 segundo
depois do big bang. Durante esse período relativamente breve de tempo, o
tecido do espaço e tempo se expandiu com mais rapidez que a luz, crescendo
num bilionésimo de trilionésimo de trilionésimo de um segundo desde cem
quintilhões de vezes menor que o tamanho de um próton até
aproximadamente 10,16 centímetros. Sim, o universo observável cabia
outrora dentro de uma toranja. Mas o que causou a inflação cósmica? Os
cosmólogos nomearam o culpado: “uma transição de fase” que deixou atrás
uma assinatura específica e observável na radiação cósmica de fundo.
Transições de fase não são exclusivas da cosmologia; ocorrem
frequentemente na privacidade de nossas casas. Congelamos a água para