• Começa Com Um Estrondo

Pergunte a Ethan: Como o CMB revela a constante de Hubble?

Os pontos quentes e frios dos hemisférios do céu, como aparecem na CMB. Os dados subjacentes a esses mapas codificam uma enorme quantidade de informações sobre o Universo primitivo, incluindo do que é feito e com que rapidez está se expandindo. (E. SIEGEL / DAMIEN GEORGE / HTTP://THECMB.ORG/ / COLABORAÇÃO PLANCK)

Temos duas maneiras de medir a taxa de expansão. Aqui está o mais difícil.

Se você quer entender de onde veio nosso Universo e para onde está indo, você precisa medir como ele está se expandindo. Se tudo está se afastando de todo o resto, podemos extrapolar em qualquer direção para descobrir nosso passado e nosso futuro. Volte para trás e as coisas ficarão mais densas, mais quentes e menos grumosas. Se você conhece a taxa de expansão agora e o que está em seu Universo, você pode voltar até o Big Bang. Da mesma forma, se você conhece a taxa de expansão agora e como ela está mudando ao longo do tempo, pode avançar até a morte térmica do Universo. Mas um dos maiores enigmas da cosmologia é que temos dois métodos completamente diferentes para medir a taxa de expansão do Universo, e eles não concordam. Como podemos obter essas taxas? É isso que Lindsay Forbes (sem parentesco) quer saber, perguntando:

O Fundo Cósmico de Microondas (CMB) é uma parte muito importante do modelo do Big Bang. Como eles calculam H 0 da CMB? Eu recebo o grupo [supernova]. Posso ver como as recentes medições de paralaxe ajudam a apoiar suas observações. Eu simplesmente não consigo entender como o [outro] grupo vai desses pequenos pontos no mapa da CMB para o que vemos agora no céu.

É uma pergunta muito profunda e que merece uma boa resposta. Vamos entrar em detalhes e descobrir.

Uma história visual do Universo em expansão inclui o estado quente e denso conhecido como Big Bang e o crescimento e formação da estrutura subsequente. O conjunto completo de dados, incluindo as observações dos elementos de luz e do fundo cósmico de micro-ondas, deixa apenas o Big Bang como uma explicação válida para tudo o que vemos. À medida que o Universo se expande, ele também esfria, permitindo a formação de íons, átomos neutros e, eventualmente, moléculas, nuvens de gás, estrelas e, finalmente, galáxias. (NASA / CXC / M. WEISS)

Existem todos os tipos de medições que podemos fazer sobre o Universo que revelam suas propriedades. Se quisermos saber com que rapidez o Universo está se expandindo, tudo o que você precisa é da imagem certa em sua cabeça. O Universo começa muito quente, denso e uniforme. À medida que envelhece, ela se expande; à medida que se expande, obtém:

• mais frio (porque a radiação nele é esticada em comprimento de onda, deslocando-a para energias e temperaturas mais baixas),
• menos denso (porque o número de partículas nele permanece constante, mas o volume aumenta),
• e mais volumoso (porque a gravidade puxa mais matéria para as regiões mais densas, enquanto preferencialmente rouba matéria das regiões menos densas).

À medida que todas essas coisas acontecem, a taxa de expansão também muda, diminuindo com o tempo. Existem muitas maneiras diferentes de medir a taxa de expansão do Universo, mas todas se enquadram em duas categorias: o que chamo de método da escada de distância e o que chamo de método da relíquia primitiva.

A construção da escada de distância cósmica envolve ir do nosso Sistema Solar às estrelas, às galáxias próximas e às distantes. Cada passo carrega suas próprias incertezas, mas com muitos métodos independentes, é impossível para qualquer degrau, como paralaxe, cefeidas ou supernovas, causar toda a discrepância que encontramos. (NASA, ESA, A. FEILD (STSCI) E A. RIESS (STSCI/JHU))

O método da escada de distância é mais fácil de entender. Tudo o que você vai fazer é medir objetos que você entende, determinando sua distância de você e quanto a luz deles é deslocada pela expansão do Universo. Faça isso para objetos suficientes em uma variedade de distâncias – incluindo distâncias grandes o suficiente – e você revelará a rapidez com que o Universo está se expandindo, com erros e incertezas muito pequenos.

Neste ponto, existem muitas maneiras diferentes de fazer isso. Você pode medir estrelas individuais diretamente, determinando sua distância simplesmente medindo-as ao longo do ano. À medida que a Terra se move ao redor do Sol, essa pequena mudança na distância é suficiente para revelar o quanto as estrelas mudam, da mesma forma que seu polegar muda em relação ao fundo se você fechar um olho e depois trocar de olho.

Uma vez que você saiba a que distância esses tipos de estrelas estão – Cefeidas, RR Lyrae, certos tipos de estrelas gigantes, etc. – você pode procurá-los em galáxias distantes. Porque você sabe como essas estrelas funcionam, você pode determinar suas distâncias e, portanto, as distâncias para essas galáxias.

Então, você pode medir as propriedades dessas galáxias ou objetos dentro dessas galáxias: propriedades de rotação, dispersões de velocidade, flutuações de brilho da superfície, eventos individuais como supernovas do tipo Ia, etc. ser capaz de construir uma escada de distância cósmica, determinando como o Universo se expandiu entre o momento em que a luz foi emitida de seus objetos distantes e quando chegou aos seus olhos.

Um olhar detalhado sobre o Universo revela que ele é feito de matéria e não de antimatéria, que a matéria escura e a energia escura são necessárias e que não sabemos a origem de nenhum desses mistérios. No entanto, as flutuações na CMB, a formação e as correlações entre a estrutura em grande escala e as observações modernas de lentes gravitacionais apontam para a mesma imagem. (CHRIS BLAKE E SAM MOORFIELD)

Os primeiros métodos de relíquia, como um grupo, são mais complicados em detalhes, mas não necessariamente mais complicados como conceito. Em vez de começar aqui na Terra e trabalhar para sair, cada vez mais fundo no Universo distante, começamos no Big Bang e calculamos alguma impressão inicial em algum momento estupendamente precoce. Em seguida, medimos um sinal observável hoje que é afetado de uma maneira específica por essa impressão inicial.

O que mudou? O Universo se expandiu desde o Big Bang até os dias atuais. Quando medimos essa impressão hoje, podemos aprender como o Universo se expandiu desde o momento em que a relíquia primitiva foi impressa até agora, quando a medimos. Os dois métodos de relíquias primitivos mais famosos vêm da mesma fonte: aquelas regiões inicialmente superdensas e subdensas que forneceram as sementes para o crescimento da estrutura em grande escala no Universo. Eles aparecem no aglomerado de galáxias em grande escala que vemos no Universo tardio, e também aparecem no brilho remanescente do Big Bang: o Fundo Cósmico de Microondas, ou CMB.

As flutuações quânticas que ocorrem durante a inflação se estendem por todo o Universo e, quando a inflação termina, elas se tornam flutuações de densidade. Isso leva, ao longo do tempo, à estrutura em grande escala do Universo hoje, bem como às flutuações de temperatura observadas na CMB. Novas previsões como essas são essenciais para determinar a origem e a história inicial do nosso Universo. (E. SIEGEL, COM IMAGENS DERIVADAS DA ESA/PLANCK E DA FORÇA-TAREFA INTERAGÊNCIA DO DOE/NASA/NSF NA PESQUISA CMB)

O que você esperaria – na verdade, o que quase todos os astrofísicos e cosmólogos esperavam – era que não importa como saíssemos para medir a taxa de expansão do Universo, obteríamos exatamente a mesma resposta. No final dos anos 1990/início dos anos 2000, pensamos que finalmente tínhamos resolvido. O chamado Projeto Chave do Telescópio Espacial Hubble, nomeado porque seu objetivo era medir a constante de Hubble, retornou seus principais resultados: o Universo estava se expandindo a 72 km/s/Mpc, com uma incerteza de cerca de 10%. Mas desde o lançamento de 2001, esses vários métodos reduziram ainda mais essas incertezas.

É por isso que há tanta controvérsia na cosmologia hoje, a propósito: porque dentro da classe da escada de distância, todas as medidas parecem convergir para um valor que é 73–74 km/s/Mpc, mas dentro da classe relíquia inicial, todas as as medições parecem convergir para um valor de 67–68 km/s/Mpc. As incertezas sobre esses valores são de cerca de 1 a 2% cada, mas diferem em cerca de 9% uma da outra. A menos que algo esteja fundamentalmente errado com uma dessas classes de medição ou haja algum tipo de física que não estejamos levando em conta, esse mistério não vai a lugar nenhum tão cedo.

Tensões de medição modernas da escada de distância (vermelho) com dados de relíquia iniciais do CMB e BAO (azul) mostrados para contraste. É plausível que o método de sinal inicial esteja correto e haja uma falha fundamental com a escada de distância; é plausível que haja um erro de pequena escala influenciando o método de sinal inicial e a escada de distância esteja correta, ou que ambos os grupos estejam certos e alguma forma de nova física (com algumas possibilidades mostradas no topo) seja a culpada. Mas agora, não podemos ter certeza. (A. RIESS ET AL. (2019))

Se quisermos entender de onde vem esse valor CMB, você precisa entender o que é o CMB e o que ele está nos dizendo. O Universo primitivo era quente e denso: tão quente e tão denso que, em algum momento, há muito tempo, não era possível formar átomos neutros. Sempre que um próton ou qualquer núcleo atômico encontrasse um elétron, o elétron tentaria se ligar a ele, descendo em cascata pelos vários níveis de energia e emitindo fótons.

Mas se o seu universo estiver muito quente, haverá fótons com energia suficiente para expulsar esses elétrons novamente. É apenas quando o Universo teve tempo suficiente para se expandir e esfriar, e todos os fótons nele esfriaram (em média) abaixo de uma certa temperatura, que você pode formar esses átomos neutros. Nesse ponto, quando os átomos neutros se formam, esses fótons param de saltar dos elétrons livres - porque não há mais elétrons livres; todos eles foram ligados em átomos neutros – e essa luz simplesmente faz o que faz: viaja em linha reta na velocidade da luz até atingir algo.

O plasma ionizado (L) antes do CMB ser emitido, seguido pela transição para um Universo neutro (R) transparente aos fótons. Essa luz então flui livremente para nossos olhos, enquanto é deslocada para comprimentos de onda cada vez mais longos devido à expansão do Universo. Finalmente, chega aos nossos detectores durante o presente, 13,8 bilhões de anos depois. (AMANDA YOHO)

Claro, a maior parte dessa luz não atingiu nada, porque o espaço está quase vazio. Quando olhamos para o céu hoje, vemos essa luz restante, embora não a vejamos exatamente como era quando foi liberada por esses átomos neutros. Em vez disso, vemos como é hoje, depois de viajar pelo Universo em expansão por cerca de 13,8 bilhões de anos. A temperatura era de cerca de 3.000 K quando o Universo se tornou neutro; esfriou para 2,7255 K hoje. Em vez de atingir o pico na parte visível do espectro ou mesmo na parte infravermelha, a luz mudou tão severamente que agora aparece na porção de microondas do espectro.

Esses 2,7255 K são iguais em todos os lugares: em todas as direções que olhamos. Pelo menos, é aproximadamente o mesmo em todos os lugares. Estamos nos movendo pelo Universo em relação a esse fundo de luz, fazendo com que a direção em que estamos nos movendo pareça mais quente e a direção da qual estamos nos afastando pareça mais fria. Quando subtraímos esse efeito, descobrimos que abaixo do nível de 0,003% – diferenças de temperatura de apenas dezenas ou centenas de micrograus – há flutuações de temperatura: lugares que são ligeiramente mais quentes ou mais frios que a média.

À medida que nossos satélites melhoraram suas capacidades, eles sondaram escalas menores, mais bandas de frequência e diferenças de temperatura menores no fundo cósmico de micro-ondas. As imperfeições da temperatura ajudam a nos ensinar do que o Universo é feito e como ele evoluiu, pintando uma imagem que requer matéria escura para fazer sentido. (NASA/ESA E AS EQUIPES COBE, WMAP E PLANCK; RESULTADOS PLANCK 2018. VI. PARÂMETROS COSMOLÓGICOS; COLABORAÇÃO PLANCK (2018))

Este é o cerne da grande questão: como obtemos a taxa de expansão a partir dessas medições de temperatura e flutuações de temperatura?

Honestamente, é uma das maiores conquistas para a cosmologia teórica e observacional combinada. Se você começar com um universo com um conjunto conhecido de ingredientes nos primeiros tempos – no início do Big Bang quente – e você conhece as equações que governam seu universo, você pode calcular como seu universo evoluirá desde esse estágio inicial até 380.000 anos se passaram: o tempo que o Universo esfriou a 3.000 K e vai liberar o CMB.

Cada conjunto diferente de ingredientes que você colocar terá seu próprio CMB exclusivo que produz. Se você calcular como um universo se comporta apenas com matéria normal e radiação, você obtém apenas cerca de metade das características de movimento que você obteria em um universo com matéria escura também. Se você adicionar muita matéria normal, os picos ficam muito altos. Se você adicionar curvatura espacial, as escalas de tamanho das flutuações mudam, ficando menores ou maiores (em média), dependendo se a curvatura é positiva ou negativa. E assim por diante.

Quatro cosmologias diferentes levam aos mesmos padrões de flutuação no CMB, mas uma verificação cruzada independente pode medir com precisão um desses parâmetros de forma independente, quebrando a degeneração. Ao medir um único parâmetro de forma independente (como H0), podemos restringir melhor o que o Universo em que vivemos tem para suas propriedades de composição fundamentais. No entanto, mesmo com alguma margem de manobra significativa restante, a idade do Universo não está em dúvida. (MELCHIORRI, A. & GRIFFITHS, L.M., 2001, NEWAR, 45, 321)

O que é fascinante em fazer essa análise é que existem certos parâmetros que você pode variar juntos - um pouco mais de matéria escura e normal, um pouco mais de energia escura, muito mais curvatura, uma taxa de expansão mais lenta etc. os mesmos padrões de flutuações. Na física, chamamos isso de degeneração, como quando você tira a raiz quadrada de quatro, obtém várias respostas possíveis: +2 e -2.

Bem, o espectro de temperatura do CMB é inerentemente degenerado: existem várias cosmologias possíveis que podem reproduzir os padrões que vemos. Mas também existem outros componentes no CMB, além do espectro de temperatura. Há polarização. Há um espectro cruzado de polarização de temperatura. Existem diferentes conjuntos iniciais de flutuações com os quais o Universo poderia começar em diferentes modelos de inflação. Quando olhamos todo dos dados juntos, há apenas um pequeno subconjunto de modelos que podem sobreviver e reproduzir com sucesso o CMB que vemos. Mesmo que seja detalhado, incluí o que eu chamaria de gráfico do dinheiro abaixo.

Este gráfico mostra quais valores da constante de Hubble (esquerda, eixo y) melhor se ajustam aos dados da radiação cósmica de fundo de ACT, ACT + WMAP e Planck. Observe que uma constante de Hubble mais alta é admissível, mas apenas à custa de ter um Universo com mais energia escura e menos matéria escura, como mostram os pontos de dados codificados por cores para a densidade da matéria. Isso é amplamente inconsistente com os dados da escada de distância, conforme rotulado pelo resultado SH0ES. (LIBERAÇÃO DE DADOS DE COLABORAÇÃO 4)

Como você pode ver, a gama de cosmologias possíveis que podem funcionar para se adequar ao CMB é bastante estreita. O valor de melhor ajuste chega a 67–68 km/s/Mpc para a taxa de expansão, correspondendo a um Universo com cerca de 32% de matéria (5% de matéria normal e 27% de matéria escura) e 68% de energia escura. Se você tentar diminuir a taxa de expansão, precisará de mais matéria normal e escura, menos energia escura e uma pequena quantidade de curvatura espacial positiva. Da mesma forma, se você tentar aumentar a taxa de expansão, precisará de menos matéria total e mais energia escura, e possivelmente um pouco de curvatura espacial negativa. Há muito pouca margem de manobra real, especialmente quando você começa a considerar outras restrições independentes.

A abundância dos elementos leves, por exemplo, nos diz precisamente quanta matéria normal existe. As medições de aglomerados de galáxias e estrutura em grande escala nos dizem quanta matéria total, normal e escura combinada, existe. E todas as diferentes restrições, juntas, nos dizem a idade do Universo: 13,8 bilhões de anos, com uma incerteza de apenas ~ 1%. O CMB não é apenas um conjunto de dados, mas muitos, e todos apontam para a mesma imagem. É tudo auto-consistente, mas não pinta a mesma imagem que a escada de distância cósmica. Até descobrirmos o porquê, isso continuará sendo um dos maiores enigmas da cosmologia moderna.

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Começa com um estrondo é escrito por Ethan Siegel , Ph.D., autor de Além da Galáxia , e Treknology: A ciência de Star Trek de Tricorders a Warp Drive .

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