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Pergunte a Ethan: A Energia Escura Gravita?

Ao decifrar o quebra-cabeça cósmico de qual é a natureza da energia escura, aprenderemos melhor o destino do Universo. Se a energia escura muda em força ou sinal é a chave para saber se terminaremos em um Big Rip ou não. (PAPEL DE PAREDE REFLEXÕES CÊNICAS)

Se todas as formas de energia experimentam gravitação, então por que a energia escura faz a expansão acelerar em vez de desacelerar?

De todas as descobertas revolucionárias que fizemos sobre o Universo, a mais inesperada e surpreendente tem que ser energia escura . Uma grande corrida cósmica vem ocorrendo desde o Big Bang: entre a expansão inicial, trabalhando para separar tudo, e a gravitação, que trabalha para juntar tudo novamente. Por bilhões de anos, o Universo se comportou como se essas duas influências opostas estivessem em perfeito equilíbrio.

Então, cerca de 6 bilhões de anos atrás, a expansão de repente começou a acelerar novamente, fazendo com que objetos distantes acelerassem. Energia escura é o nome que damos à causa desconhecida desse fenômeno inesperado, mas de repente as coisas não se somam tão intuitivamente. É isso que o torcedor do Patreon, Stephen Peterangelo, quer saber, perguntando:

A energia escura gravita? Em outras palavras, o aumento da energia escura à medida que o espaço se expande também cria mais gravidade?

A resposta curta é sim, mas não é tão intuitiva. Vamos mergulhar fundo para ver o que realmente está acontecendo.

A matemática que governa a Relatividade Geral é bastante complicada, e a própria Relatividade Geral oferece muitas soluções possíveis para suas equações. Mas é somente especificando as condições que descrevem nosso Universo e comparando as previsões teóricas com nossas medições e observações, que podemos chegar a uma teoria física. (T. PYLE/CALTECH/MIT/LIGO LAB)

Toda forma de energia no Universo, não importa quão estranha, exótica ou desconhecida seja, obedece à mesma lei da gravidade: a Relatividade Geral de Einstein. A maioria dos tipos de energia que estamos acostumados vem na forma de quanta: minúsculos pacotes pontuais de energia que se movem através do tecido do espaço-tempo. Alguns desses quanta são semelhantes à radiação, o que significa que se movem à velocidade da luz (ou indistinguivelmente perto da velocidade da luz). Outros são semelhantes à matéria, o que significa que estão se movendo lentamente em comparação com a velocidade da luz.

Alguns bons exemplos são os fótons, que sempre agem como radiação, matéria normal e matéria escura, que sempre agem como matéria, e neutrinos, que se comportam como radiação no Universo primitivo (ou hoje, quando são emitidos por estrelas ou outros processos nucleares em altas energias), mas se comportam como matéria mais tarde, quando o Universo se expandiu e esfriou o suficiente.

Todas as partículas sem massa viajam na velocidade da luz, incluindo o fóton, glúon e ondas gravitacionais, que carregam as interações eletromagnética, nuclear forte e gravitacional, respectivamente. Qualquer partícula com uma massa de repouso diferente de zero viajará mais devagar que a luz e, como a expansão do Universo faz com que ela perca energia cinética, eventualmente ela se tornará não relativística, comportando-se como matéria e não como radiação. (NASA/SONOMA STATE UNIVERSITY/AURORE SIMONNET)

A razão para esta dicotomia é que cada partícula tem dois tipos de energia que pode possuir:

1. energia de massa de repouso, que é a quantidade de energia inerente à própria partícula, via equação mais famosa de Einstein, E = mc² ,
2. e energia cinética, que é a energia devido ao movimento da partícula através do Universo.

À medida que o Universo se expande, o número de partículas permanece o mesmo, mas o volume que elas ocupam – o tamanho do Universo – aumenta.

Se fizermos a pergunta de como a densidade da matéria cai ao longo do tempo, ela deve se diluir como o volume: em proporção ao tamanho do Universo ao cubo. Mas se você tem muita energia cinética, ou é algo como um fóton sem massa, onde sua energia é definida pelo seu comprimento de onda, você não apenas dilui com o volume, mas seu comprimento de onda também é esticado à medida que seu universo se expande. A radiação, portanto, dilui-se proporcionalmente ao tamanho do Universo à quarta potência.

Vários componentes e contribuintes para a densidade de energia do Universo e quando eles podem dominar. Observe que a radiação é dominante sobre a matéria por aproximadamente os primeiros 9.000 anos, mas continua sendo um componente importante, em relação à matéria, até que o Universo tenha muitas centenas de milhões de anos, suprimindo assim o crescimento gravitacional da estrutura. A energia escura, nos últimos tempos, torna-se a única entidade que importa. (E. SIEGEL / ALÉM DA GALÁXIA)

Mas existem outras formas de energia que o Universo pode ter além das partículas. Em particular, existem três ideias diferentes há muito tempo que todas têm energia, mas todas têm sua própria evolução.

1. Cordas cósmicas : que são fios de energia longos, finos e unidimensionais que se estendem por todo o Universo.
2. Paredes de domínio : que são folhas longas, finas e bidimensionais de energia que se estendem por todo o Universo.
3. Constante cosmológica : que é uma forma de energia inerente ao próprio tecido do espaço.

À medida que o Universo se expande, as cordas cósmicas ainda podem abranger todo o Universo em uma dimensão, mas ocuparão menos do volume do Universo nas outras duas. Paredes de domínio podem abranger todo o Universo em duas dimensões, mas ainda se diluirão em uma outra dimensão. Mas para uma constante cosmológica, o fato de o espaço estar se expandindo significa apenas que há mais volume e não se dilui. A densidade de energia permanecerá constante.

O sombreamento azul representa as possíveis incertezas em como a densidade de energia escura foi/será diferente no passado e no futuro. Os dados apontam para uma verdadeira constante cosmológica, mas outras possibilidades ainda são permitidas. À medida que a matéria se torna cada vez menos importante, a energia escura se torna o único termo que importa. A taxa de expansão caiu ao longo do tempo, mas agora assíntota para cerca de 55 km/s/Mpc. (HISTÓRIAS QUÂNTICAS)

É aqui que a maioria das pessoas começa a ficar intrigada. O candidato mais simples e amplamente usado para energia escura – e também o mais consistente com o conjunto completo de dados – é que a energia escura é uma constante cosmológica. O fato de vermos o Universo se expandindo significa que deve haver alguma nova forma de energia fazendo com que essas galáxias distantes se afastem de nós cada vez mais rápido com o passar do tempo.

Mas se a energia presente no Universo é o que faz a gravidade funcionar, já que todas as diferentes formas de energia atraem todas as outras formas de energia, então por que as galáxias progressivamente mais distantes parecem acelerar para longe de nós à medida que o Universo envelhece? Isso é uma coisa não intuitiva, afinal! Você pensaria que, se o Universo possuísse uma constante cosmológica, estaria ganhando energia à medida que o Universo se expandisse e gravitaria mais, diminuindo a taxa de expansão. Mas não é isso que acontece de forma alguma.

Os quatro destinos possíveis do nosso Universo no futuro; o último parece ser o Universo em que vivemos, dominado pela energia escura. O que está no Universo, juntamente com as leis da física, determina não apenas como o Universo evolui, mas quantos anos ele tem. Se a energia escura fosse cerca de 100 vezes mais forte na direção positiva ou negativa, nosso Universo como o conhecemos teria sido impossível. (E. SIEGEL / ALÉM DA GALÁXIA)

A grande questão, então, é Por quê . Por que a presença de energia escura – seja na forma de uma constante cosmológica ou algo muito próximo a ela – significa que galáxias distantes estão se afastando de nós em velocidades cada vez mais rápidas à medida que o Universo continua a se expandir?

A resposta, acredite ou não, é porque vivemos em um universo governado pelas leis de Einstein, e temos que seguir o que essas leis nos dizem, mesmo as partes que são contra-intuitivas. Einstein apresentou pela primeira vez sua maior teoria de todas, a Relatividade Geral, em 1915. Imediatamente, as pessoas começaram a descobrir as consequências dessa teoria. Em 1916, Karl Schwarzschild elaborou a solução para um buraco negro não rotativo. Outras soluções logo se seguiram: para um Universo vazio; para ondas gravitacionais; para uma constante cosmológica por si só. Mas o avanço mais importante veio em 1922, quando Alexander Friedmann derivou a(s) solução(ões) geral(is) para um Universo cheio de energia que era tanto isotrópico (o mesmo em todas as direções) quanto homogêneo (o mesmo em todos os locais do espaço).

Uma foto do autor na hiperparede da American Astronomical Society, junto com a primeira equação de Friedmann (na forma moderna) à direita. A energia escura pode ser tratada como uma forma de energia com densidade de energia constante ou como uma constante cosmológica, mas existe no lado direito da equação. (INSTITUTO PERIMETER / HARLEY THRONSON / E. SIEGEL)

As duas equações que ele derivou são, ainda hoje, conhecidas como a equação de Friedmann, e felizmente só precisamos examinar a primeira para saber como o Universo se expande dependendo de quais formas de energia estão nele. O primeiro termo da equação – o mais à esquerda – é a taxa de expansão do Hubble (quadrado): uma medida da rapidez com que o tecido do espaço está se esticando a qualquer momento.

Todos os outros termos na equação representam uma combinação de:

• todo o assunto,
• toda a radiação,
• todos os neutrinos,
• toda a energia escura (que é o último termo se for uma constante cosmológica),
• e todas as formas de energia que você pode imaginar,

seguido pelo penúltimo termo - a quantidade de curvatura espacial - que é determinado pelo quão bem equilibradas ou desequilibradas todas as formas de energia estão com a taxa de expansão.

Como a densidade de energia muda ao longo do tempo em um universo dominado por matéria (topo), radiação (meio) e uma constante cosmológica (abaixo). Observe que a energia escura não muda de densidade à medida que o Universo se expande, e é por isso que ela passa a dominar o Universo nos últimos tempos. (E. SIEGEL)

O que esta equação nos ensina é que, como a densidade de energia escura permanece constante, a taxa de expansão nunca cairá abaixo de uma certa quantidade se a energia escura for real. O termo de densidade de energia escura é uma constante, então quando o Universo se expande o suficiente para que a densidade de todo o resto se torne insignificante, a taxa de expansão também se tornará uma constante. Para o nosso Universo, isso significa que a taxa de expansão nunca cairá abaixo de cerca de 55 km/s/Mpc: cerca de 80% do seu valor presente.

Se a energia escura não gravitasse, não poderia contribuir para a densidade de energia do Universo ou para a expansão do Universo. A primeira equação de Friedmann nos mostra como o Universo se expande e como essa expansão muda com o tempo, mas não explica o porquê. Mas a segunda equação de Friedmann – que usamos muito menos comumente – sim: é o análogo da Relatividade Geral da de Newton. F = m para , e tem uma diferença fundamental de como normalmente pensamos as coisas.

Se a expansão do Universo acelera ou desacelera depende não apenas da densidade de energia do Universo (ρ), mas também da pressão (p) dos vários componentes da energia. Para algo como energia escura, onde a pressão é grande e negativa, o Universo acelera, em vez de desacelerar, ao longo do tempo. (NASA & ESA / E. SIEGEL)

A maior diferença que você notará imediatamente é que a maneira como a taxa de expansão muda com o tempo, que é codificada (de maneira complexa) na segunda equação de Friedmann, depende não apenas da densidade de energia, mas da pressão de qualquer coisa que você tenha. em seu Universo. Para a matéria, a pressão é insignificante desde que esteja se movendo lentamente em comparação com a velocidade da luz. Para a radiação, a pressão é positiva, o que significa que a taxa de expansão diminui mais rapidamente do que para a matéria sozinha.

Mas para a energia escura, a pressão não é apenas negativa, é três vezes mais poderosamente negativa do que a pressão de radiação é positiva. Para a energia escura, a pressão é na verdade igual ao negativo da densidade de energia, de modo que a segunda derivada do fator de escala (que determina aceleração versus desaceleração) muda de sinal de um universo dominado por matéria ou radiação. Em vez de desacelerar, o Universo acelera quando a energia escura domina.

Há um grande conjunto de evidências científicas que apóiam a imagem do Universo em expansão e do Big Bang, completo com energia escura. A expansão acelerada tardia não conserva estritamente energia, mas o raciocínio por trás disso também é fascinante. (NASA/GSFC)

Isso leva a um resultado ainda mais contraintuitivo: à medida que o Universo continua a se expandir, a energia escura significa que a quantidade total de energia contida em nosso volume observável sempre aumenta. No entanto, ao fazer isso, o Universo não desacelera, mas acelera. As leis mais sagradas de toda a física — a conservação da energia — só se aplicam a partículas interagindo em um espaço-tempo estático. Quando seu Universo se expande (ou se contrai), energia não é mais conservada .

Há uma quantidade de energia intrínseca ao próprio tecido do espaço, mas os efeitos da densidade de energia são superados pelos efeitos da pressão negativa que surge. A expansão do Universo não diminui devido à presença de energia escura, mas galáxias distantes vão se afastar cada vez mais rápido devido aos seus efeitos cumulativos. Para qualquer coisa além do nosso Grupo Local, seu destino já está selado: ele se afastará cada vez mais rápido, até que não possamos mais acessá-lo em nosso Universo em aceleração.

Envie suas perguntas Ask Ethan para beginwithabang no gmail ponto com !

Começa com um estrondo é agora na Forbes , e republicado no Medium com um atraso de 7 dias. Ethan é autor de dois livros, Além da Galáxia , e Treknology: A ciência de Star Trek de Tricorders a Warp Drive .

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