• Começa com um estrondo

A evidência mais forte de um Universo antes do Big Bang

O Big Bang quente é frequentemente apresentado como o começo do Universo. Mas há uma evidência que não podemos ignorar que mostra o contrário.

Principais conclusões

• Por muitas décadas, as pessoas confundiram o Big Bang quente, descrevendo o início do Universo, com uma singularidade: que esse 'Big Bang' foi o nascimento do espaço e do tempo.
• No entanto, no início dos anos 1980, surgiu uma nova teoria chamada inflação cósmica, sugerindo que antes do Big Bang quente, o Universo se comportava de maneira muito diferente, empurrando qualquer singularidade hipotética para trás de forma inobservável.
• No início deste século, algumas evidências muito fortes chegaram mostrando que havia um Universo antes do Big Bang, demonstrando que o Big Bang não foi realmente o começo de tudo.

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A noção do Big Bang remonta a quase 100 anos, quando surgiram as primeiras evidências do Universo em expansão. Se o Universo está se expandindo e esfriando hoje, isso implica um passado menor, mais denso e mais quente. Em nossa imaginação, podemos extrapolar de volta para tamanhos arbitrariamente pequenos, altas densidades e altas temperaturas: até uma singularidade, onde toda a matéria e energia do Universo foram condensadas em um único ponto. Por muitas décadas, essas duas noções do Big Bang – do estado quente e denso que descreve o início do Universo e a singularidade inicial – foram inseparáveis.

Mas a partir da década de 1970, os cientistas começaram a identificar alguns enigmas em torno do Big Bang, observando várias propriedades do Universo que não eram explicáveis ​​no contexto dessas duas noções simultaneamente. Quando a inflação cósmica foi apresentada e desenvolvida pela primeira vez no início dos anos 1980, ela separou as duas definições do Big Bang, propondo que o estado quente e denso nunca alcançou essas condições singulares, mas sim que um novo estado inflacionário o precedeu. Realmente havia um universo antes do Big Bang quente, e algumas evidências muito fortes do século 21 realmente provam que é assim.

Toda a nossa história cósmica é teoricamente bem compreendida, mas apenas porque entendemos a teoria da gravitação que a fundamenta e porque conhecemos a atual taxa de expansão e composição de energia do Universo. Podemos traçar a linha do tempo do Universo com precisão requintada, apesar das incertezas e incógnitas que cercam o início do Universo. Desde a inflação cósmica até a atual dominação da energia escura, os traços gerais de toda a nossa história cósmica são conhecidos.

Embora tenhamos certeza de que podemos descrever o Universo primitivo como sendo quente, denso, em rápida expansão e cheio de matéria e radiação - ou seja, pelo Big Bang quente - a questão de saber se esse foi realmente o começo do Universo ou não é aquele que pode ser respondido com evidências. As diferenças entre um Universo que começou com um Big Bang quente e um Universo que teve uma fase inflacionária que precede e configura o Big Bang quente são sutis, mas tremendamente importantes. Afinal, se quisermos saber como foi o início do Universo, precisamos buscar evidências no próprio Universo.

Em um Big Bang quente que extrapolamos até uma singularidade, o Universo atinge temperaturas arbitrariamente altas e altas energias. Embora o Universo tenha densidade e temperatura “médias”, haverá imperfeições ao longo dele: regiões sobredensas e regiões subdensas. À medida que o Universo se expande e esfria, ele também gravita, o que significa que as regiões superdensas atrairão mais matéria e energia para dentro delas, crescendo com o tempo, enquanto as regiões subdensas cederão preferencialmente sua matéria e energia para as regiões circundantes mais densas, criando as sementes para uma eventual teia cósmica de estrutura.

O Universo não apenas se expande uniformemente, mas tem pequenas imperfeições de densidade dentro dele, que nos permitem formar estrelas, galáxias e aglomerados de galáxias com o passar do tempo. Adicionar inomogeneidades de densidade em cima de um fundo homogêneo é o ponto de partida para entender como o Universo se parece hoje.

Mas os detalhes que surgirão na teia cósmica são determinados muito antes, já que as “sementes” da estrutura em grande escala foram impressas no início do Universo. As estrelas, galáxias, aglomerados de galáxias e estruturas filamentosas de hoje nas maiores escalas de todas podem ser rastreadas até as imperfeições de densidade desde quando os átomos neutros se formaram no Universo, como essas “sementes” cresceriam, ao longo de centenas de milhões e até bilhões. de anos, na rica estrutura cósmica que vemos hoje. Essas sementes existem por todo o Universo e permanecem, até hoje, como imperfeições de temperatura no brilho restante do Big Bang: o fundo cósmico de micro-ondas.

Conforme medido pelo satélite WMAP na década de 2000 e seu sucessor, o satélite Planck, na década de 2010, essas flutuações de temperatura aparecem em todas as escalas e correspondem a flutuações de densidade no início do Universo. A ligação se deve à gravitação e ao fato de que, na Relatividade Geral, a presença e a concentração de matéria e energia determinam a curvatura do espaço. A luz tem que viajar da região do espaço onde se origina até os “olhos” do observador, e isso significa:

• as regiões excessivamente densas, com mais matéria e energia do que a média, parecerão mais frias do que a média, pois a luz deve “subir” de um poço de potencial gravitacional maior,
• as regiões subdensas, com menos matéria e energia do que a média, parecerão mais quentes do que a média, pois a luz tem um potencial gravitacional mais raso do que a média para sair,
• e que as regiões de densidade média aparecerão como uma temperatura média: a temperatura média da radiação cósmica de fundo.

Quando vemos um ponto quente, um ponto frio ou uma região de temperatura média na CMB, a diferença de temperatura que vemos normalmente corresponde a uma região subdensa, superdensa ou de densidade média na época em que a CMB foi emitida: apenas 380.000 anos depois do Big Bang. Esta é uma consequência do efeito Sachs-Wolfe. No entanto, outros efeitos tardios também podem causar flutuações de temperatura.

Mas de onde vieram essas imperfeições, inicialmente? Essas imperfeições de temperatura que observamos no brilho restante do Big Bang vêm até nós de uma época que já é 380.000 anos após o início do Big Bang quente, o que significa que eles já experimentaram 380.000 anos de evolução cósmica. A história é bem diferente, dependendo de qual explicação você busca.

De acordo com a explicação “singular” do Big Bang, o Universo simplesmente “nasceu” com um conjunto original de imperfeições, e essas imperfeições cresceram e evoluíram de acordo com as regras do colapso gravitacional, das interações de partículas e da radiação interagindo com a matéria, incluindo as diferenças entre matéria normal e escura.

De acordo com a teoria da origem inflacionária, no entanto, onde o Big Bang quente só surge após um período de inflação cósmica, essas imperfeições são semeadas por flutuações quânticas - isto é, flutuações que surgem devido ao inerente relação de incerteza energia-tempo na física quântica — que ocorrem durante o período inflacionário: quando o Universo está se expandindo exponencialmente. Essas flutuações quânticas, geradas nas menores escalas, são esticadas para escalas maiores pela inflação, enquanto flutuações mais recentes e posteriores são esticadas sobre elas, criando uma superposição dessas flutuações em todas as escalas de distância.

As flutuações quânticas que ocorrem durante a inflação de fato se estendem por todo o Universo e, posteriormente, as flutuações de menor escala são sobrepostas às mais antigas e de maior escala. Isso também deveria, em teoria, produzir flutuações em escalas maiores que o horizonte cósmico: flutuações do superhorizonte. Essas flutuações de campo causam imperfeições de densidade no início do Universo, que então levam às flutuações de temperatura que medimos na radiação cósmica de fundo.

Essas duas imagens são conceitualmente diferentes, mas a razão pela qual são interessantes para os astrofísicos é que cada imagem leva a diferenças potencialmente observáveis ​​nos tipos de assinaturas que observaríamos. Na imagem “singular” do Big Bang, os tipos de flutuações que esperávamos ver seriam limitados pela velocidade da luz: a distância que um sinal — gravitacional ou não — teria permissão para se propagar se estivesse se movendo a uma velocidade a velocidade da luz através do Universo em expansão que começou com um evento singular conhecido como Big Bang.

Mas em um Universo que passou por um período de inflação antes do início do Big Bang quente, esperaríamos que houvesse flutuações de densidade em todas as escalas, inclusive em escalas maiores do que a velocidade da luz poderia permitir que um sinal viajasse desde o início do quente Big Bang. Como a inflação basicamente “dobra” o tamanho do Universo em todas as três dimensões a cada pequena fração de segundo que passa, as flutuações que ocorreram algumas centenas de frações de segundo atrás já são esticadas para uma escala maior. do que o Universo presentemente observável.

Embora as flutuações posteriores se sobreponham às flutuações mais antigas, anteriores e de maior escala, a inflação nos permite iniciar o Universo com flutuações de ultragrande escala que não deveriam existir no Universo se ele começasse com uma singularidade do Big Bang sem inflação.

As flutuações quânticas inerentes ao espaço, esticadas pelo Universo durante a inflação cósmica, deram origem às flutuações de densidade impressas nas micro-ondas cósmicas de fundo, que por sua vez deram origem às estrelas, galáxias e outras estruturas de grande escala no Universo atual. Esta é a melhor imagem que temos de como todo o Universo se comporta, onde a inflação precede e configura o Big Bang.

Em outras palavras, o grande teste que se pode realizar é examinar o Universo, em todos os seus detalhes sangrentos, e procurar a presença ou a ausência dessa característica fundamental: o que os cosmólogos chamam de flutuações do superhorizonte. Em qualquer momento da história do Universo, há um limite para a distância que um sinal que viaja à velocidade da luz desde o início do Big Bang quente poderia ter viajado, e essa escala define o que é conhecido como horizonte cósmico.

• Escalas menores que o horizonte, conhecidas como escalas sub-horizontais, podem ser influenciadas pela física que ocorreu desde o início do Big Bang quente.
• Escalas iguais ao horizonte, conhecidas como escalas de horizonte, são o limite superior do que poderia ter sido influenciado por sinais físicos desde o início do Big Bang quente.
• E escalas que são maiores que o horizonte, conhecidas como escalas de super-horizonte, estão além do limite do que poderia ter sido causado por sinais físicos gerados desde o início do Big Bang quente.

Em outras palavras, se pudermos procurar no Universo por sinais que aparecem em escalas de super-horizonte, essa é uma ótima maneira de discriminar entre um Universo não inflacionário que começou com um Big Bang quente singular (que não deveria tê-los de forma alguma). e um Universo inflacionário que possuía um período inflacionário antes do início do Big Bang quente (que deveria possuir essas flutuações de super-horizonte).

O brilho restante do Big Bang, o CMB, não é uniforme, mas tem pequenas imperfeições e flutuações de temperatura de algumas centenas de microkelvin em magnitude. Essas flutuações foram geradas por uma combinação de processos, mas os dados de temperatura, por si só, não são capazes de determinar se existem ou não flutuações no superhorizonte.

Infelizmente, simplesmente olhar para um mapa de flutuações de temperatura na radiação cósmica de fundo não é suficiente, por si só, para diferenciar esses dois cenários. O mapa de temperatura da radiação cósmica de fundo pode ser dividido em diferentes componentes, alguns dos quais ocupam grandes escalas angulares no céu, e alguns dos quais ocupam pequenas escalas angulares, bem como tudo entre eles.

O problema é que as flutuações nas maiores escalas têm duas causas possíveis. Eles poderiam ser criados a partir das flutuações que surgiram durante um período inflacionário, com certeza. Mas eles também podem ser criados simplesmente pelo crescimento gravitacional da estrutura no Universo tardio, que tem um horizonte cósmico muito maior do que o Universo primitivo.

Por exemplo, se tudo o que você tem é um poço de potencial gravitacional para um fóton sair, sair desse poço custa a energia do fóton; isso é conhecido como o efeito Sachs-Wolfe em física, e ocorre para a radiação cósmica de fundo no ponto em que os fótons foram emitidos pela primeira vez.

No entanto, se o seu fóton cair em um potencial gravitacional bem ao longo do caminho, ele ganha energia e, quando sobe novamente em seu caminho até você, perde energia. Se a imperfeição gravitacional cresce ou diminui com o tempo, o que ocorre de várias maneiras em um universo gravitacional cheio de energia escura, várias regiões do espaço podem parecer mais quentes ou mais frias do que a média com base no crescimento (ou encolhimento) das imperfeições de densidade dentro isto. Isso é conhecido como o efeito Sachs-Wolfe integrado .

Em tempos tardios, os fótons caem em estruturas gravitacionais como aglomerados ricos ou vazios esparsos e depois saem novamente. No entanto, a matéria pode fluir para dentro ou para fora dessas estruturas, e a expansão do Universo pode alterar a força desse potencial durante o tempo em que um fóton o atravessa, criando um relativo redshift ou blueshift devido ao que é conhecido como efeito Sachs-Wolfe integrado. .

Então, quando olhamos para as imperfeições de temperatura na radiação cósmica de fundo e as vemos nessas grandes escalas cósmicas, não há informações suficientes ali, por si só, para saber se:

• eles foram gerados pelo efeito Sachs-Wolfe e são devidos à inflação,
• eles foram gerados pelo efeito Sachs-Wolfe integrado e são devidos ao crescimento/encolhimento de estruturas de primeiro plano,
• ou eles são devidos a alguma combinação dos dois.

Felizmente, no entanto, observar a temperatura da radiação cósmica de fundo não é a única maneira de obter informações sobre o Universo; também podemos observar os dados de polarização da luz desse fundo.

À medida que a luz viaja pelo Universo, ela interage com a matéria dentro dela e com os elétrons em particular. (Lembre-se, a luz é uma onda eletromagnética!) Se a luz for polarizada de forma radialmente simétrica, esse é um exemplo de polarização em modo E (elétrica); se a luz for polarizada no sentido horário ou anti-horário, isso é um exemplo de polarização do modo B (magnético). Detectar a polarização, por si só, não é suficiente para mostrar a existência de flutuações do superhorizonte.

Este mapa mostra o sinal de polarização do CMB, conforme medido pelo satélite Planck em 2015. As inserções superior e inferior mostram a diferença entre filtrar os dados em escalas angulares específicas de 5 graus e 1/3 de grau, respectivamente.

O que você precisa fazer é realizar uma análise de correlação: entre a luz polarizada e as flutuações de temperatura na radiação cósmica de fundo e correlacioná-las nas mesmas escalas angulares umas das outras. É aqui que as coisas ficam realmente interessantes, porque é aqui que olhar observacionalmente para o nosso Universo nos permite diferenciar os cenários do “Big Bang singular sem inflação” e do “estado inflacionário que dá origem ao Big Bang quente”!

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• Em ambos os casos, esperamos ver correlações de sub-horizonte, tanto positivas quanto negativas, entre a polarização do modo E na micro-ondas cósmica de fundo e as flutuações de temperatura dentro da micro-ondas cósmica de fundo.
• Em ambos os casos, esperamos que na escala do horizonte cósmico, correspondendo a escalas angulares de cerca de 1 grau (e um momento multipolar de cerca de eu = 200 a 220), essas correlações serão zero.
• No entanto, em escalas super-horizontais, o cenário do “Big Bang singular” possuirá apenas um grande e positivo “blip” de uma correlação entre a polarização do modo E e as flutuações de temperatura no fundo cósmico de micro-ondas, correspondendo a quando as estrelas se formam em grandes números e reionizar o meio intergaláctico. O cenário do “Big Bang inflacionário”, por outro lado, inclui isso, mas também inclui uma série de correlações negativas entre a polarização do modo E e as flutuações de temperatura nas escalas do superhorizonte, ou escalas entre cerca de 1 e 5 graus (ou momentos multipolares de eu = 30 a eu = 200).

Esta publicação WMAP de 2003 é o primeiro artigo científico a mostrar a evidência de flutuações de super-horizonte no espectro de correlação de polarização de temperatura (correlação cruzada TE). O fato de que a curva sólida, e não a linha pontilhada, é seguida à esquerda da linha pontilhada verde anotada é muito difícil de ignorar.

O que você vê, acima, é o primeiro gráfico, publicado pela equipe do WMAP em 2003 , há 20 anos, mostrando o que os cosmólogos chamam de espectro de correlação cruzada TE: as correlações, em todas as escalas angulares, que vemos entre a polarização do modo E e as flutuações de temperatura na radiação cósmica de fundo. Em verde, adicionei a escala do horizonte cósmico, juntamente com as setas que indicam as escalas do subhorizonte e do superhorizonte. Como você pode ver, nas escalas sub-horizontais, as correlações positivas e negativas estão presentes, mas nas escalas super-horizontais, há claramente aquele grande 'mergulho' que aparece nos dados, concordando com a previsão inflacionária (linha sólida), e definitivamente não concordando com a previsão não inflacionária e singular do Big Bang (linha pontilhada).

Claro, isso foi há 20 anos, e o satélite WMAP foi substituído pelo satélite Planck, que era superior em muitos aspectos: via o Universo em um número maior de bandas de comprimento de onda, descia para escalas angulares menores, possuía uma maior sensibilidade à temperatura, incluiu um instrumento de polarimetria dedicado , e amostrou todo o céu mais vezes, reduzindo ainda mais os erros e incertezas. Quando olhamos para os dados finais de correlação cruzada do Planck TE (era de 2018), abaixo, os resultados são de tirar o fôlego.

Se alguém quiser investigar os sinais dentro do Universo observável em busca de evidências inequívocas de flutuações do super-horizonte, é preciso olhar para as escalas do super-horizonte no espectro de correlação cruzada TE do CMB. Com os dados finais do Planck (2018) agora em mãos, a evidência é esmagadora a favor de sua existência.

Como você pode ver claramente, não pode haver dúvida de que realmente existem flutuações do super-horizonte dentro do Universo, pois o significado deste sinal é esmagador. O fato de vermos as flutuações do superhorizonte, e de vê-las não apenas por reionização, mas como se prevê que existam por inflação, é um slam dunk: o modelo não inflacionário e singular do Big Bang não combina com o Universo nós observamos. Em vez disso, aprendemos que só podemos extrapolar o Universo de volta a um certo ponto de corte no contexto do Big Bang quente e que, antes disso, um estado inflacionário deve ter precedido o Big Bang quente.

Adoraríamos dizer mais sobre o Universo do que isso, mas, infelizmente, esses são os limites observáveis: flutuações e impressões em escalas maiores não deixam nenhum efeito no Universo que possamos ver. Existem outros testes de inflação que podemos procurar também: um espectro quase invariante em escala de flutuações puramente adiabáticas, um corte na temperatura máxima do Big Bang quente, um ligeiro desvio do nivelamento perfeito para a curvatura cosmológica e uma espectro de ondas gravitacionais entre eles. No entanto, o teste de flutuação do superhorizonte é fácil de realizar e é completamente robusto.

Por si só, é o suficiente para nos dizer que o Universo não começou com o Big Bang quente, mas sim que um estado inflacionário o precedeu e o estabeleceu. Embora geralmente não seja falado nesses termos, essa descoberta, por si só, é facilmente uma conquista digna do Nobel.

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