• Começa Com Um Estrondo

Pergunte a Ethan: O que poderia resolver a controvérsia cósmica sobre o universo em expansão?

Velas padrão (L) e réguas padrão (R) são duas técnicas diferentes que os astrônomos usam para medir a expansão do espaço em vários tempos/distâncias no passado. Com base em como quantidades como luminosidade ou tamanho angular mudam com a distância, podemos inferir o histórico de expansão do Universo. Usar o método da vela faz parte da escada de distância, produzindo 73 km/s/Mpc. O uso da régua faz parte do método de sinal inicial, produzindo 67 km/s/Mpc. (NASA/JPL-CALTECH)

Duas técnicas independentes dão respostas precisas, mas incompatíveis. Veja como resolvê-lo.

Se você não sabia nada sobre o Universo além de nossa própria galáxia, existem dois caminhos diferentes que você pode seguir para descobrir como ele está mudando. Você pode medir a luz de objetos bem compreendidos em uma ampla variedade de distâncias e deduzir como o tecido do nosso Universo muda à medida que a luz viaja pelo espaço antes de chegar aos nossos olhos. Alternativamente, você pode identificar um sinal antigo dos estágios iniciais do Universo e medir suas propriedades para aprender sobre como o espaço-tempo muda ao longo do tempo. Esses dois métodos são robustos, precisos e conflitantes um com o outro . Luc Bourhis quer saber qual pode ser a resolução, perguntando:

Como você apontou em várias de suas colunas, a escada cósmica [distância] e o estudo da CMBR fornecem valores incompatíveis para a constante de Hubble. Quais são as melhores explicações que os cosmólogos encontraram para reconciliá-los?

Vamos começar explorando o problema e depois vendo como podemos resolvê-lo.

Observados pela primeira vez por Vesto Slipher em 1917, alguns dos objetos que observamos mostram as assinaturas espectrais de absorção ou emissão de átomos, íons ou moléculas particulares, mas com um deslocamento sistemático para o extremo vermelho ou azul do espectro de luz. Quando combinados com as medições de distância do Hubble, esses dados deram origem à ideia inicial do Universo em expansão. (VESTO SLIPHER, (1917): PROC. AMER. PHIL. SOC., 56, 403)

A história do Universo em expansão remonta a quase 100 anos, quando Edwin Hubble descobriu pela primeira vez estrelas individuais de um tipo específico - estrelas variáveis ​​Cefeidas - dentro das nebulosas espirais vistas em todo o céu noturno. De uma só vez, isso demonstrou que essas nebulosas eram galáxias individuais, nos permitiu calcular a distância até elas e, adicionando uma evidência adicional, revelou que o Universo estava se expandindo.

Essa evidência adicional foi descoberta uma década antes por Vesto Slipher, que notou que as linhas espectrais dessas mesmas nebulosas espirais estavam severamente desviadas para o vermelho em média. Ou eles estavam todos se afastando de nós, ou o espaço entre nós e eles estava se expandindo, exatamente como a teoria do espaço-tempo de Einstein previu. À medida que mais e melhores dados chegavam, a conclusão se tornava avassaladora: o Universo estava se expandindo.

A construção da escada de distância cósmica envolve ir do nosso Sistema Solar às estrelas, às galáxias próximas e às distantes. Cada ‘passo’ traz consigo suas próprias incertezas. Embora a taxa de expansão inferida possa ser enviesada para valores mais altos ou mais baixos se vivêssemos em uma região subdensa ou superdensa, a quantidade necessária para explicar esse enigma é descartada observacionalmente. Existem métodos independentes suficientes para construir a escada de distância cósmica que não podemos mais culpar razoavelmente um 'degrau' na escada como a causa de nossa incompatibilidade entre diferentes métodos. (NASA, ESA, A. FEILD (STSCI) E A. RIESS (STSCI/JHU))

Uma vez que aceitamos que o Universo estava se expandindo, ficou claro que o Universo era menor, mais quente e mais denso no passado. A luz, de onde quer que seja emitida, deve viajar pelo Universo em expansão para chegar aos nossos olhos. Quando medimos a luz que recebemos de um objeto bem compreendido, determinando a distância dos objetos que observamos, também podemos medir o quanto essa luz se desviou para o vermelho.

Essa relação distância-redshift nos permite construir o histórico de expansão do Universo, bem como medir sua taxa de expansão atual. Assim nasceu o método da escada de distância. Atualmente, há talvez uma dúzia de objetos diferentes que entendemos bem o suficiente para usar como indicadores de distância – ou velas padrão – para nos ensinar como o Universo se expandiu ao longo de sua história. Todos os diferentes métodos concordam, e produzir um valor de 73 km/s/Mpc , com uma incerteza de apenas 2-3%.

O padrão de picos acústicos observados no CMB do satélite Planck efetivamente exclui um Universo que não contém matéria escura e também restringe muitos outros parâmetros cosmológicos. Chegamos a um Universo que é 68% de energia escura, 27% de matéria escura e apenas 5% de matéria normal desta e de outras linhas de evidência, com uma taxa de expansão de 67 km/s/Mpc. (P.A.R. ADE ET AL. E A COLABORAÇÃO PLANCK (2015))

Por outro lado, se voltarmos aos estágios iniciais do Big Bang, sabemos que o Universo continha não apenas matéria normal e radiação, mas também uma quantidade substancial de matéria escura. Enquanto a matéria normal e a radiação interagem entre si por meio de colisões e interações de espalhamento com muita frequência, a matéria escura se comporta de maneira diferente, pois sua seção transversal é efetivamente zero.

Isso leva a uma consequência fascinante: a matéria normal tenta colapsar gravitacionalmente, mas os fótons a empurram de volta, enquanto a matéria escura não tem capacidade de ser empurrada por essa pressão de radiação. O resultado é uma série de picos e vales na estrutura em grande escala que surge em escalas cósmicas a partir dessas oscilações – conhecidas como oscilações acústicas bariônicas (BAO) – mas a matéria escura é distribuída suavemente sobre ela.

A estrutura em grande escala do Universo muda com o tempo, à medida que pequenas imperfeições crescem para formar as primeiras estrelas e galáxias, depois se fundem para formar as grandes e modernas galáxias que vemos hoje. Olhar para grandes distâncias revela um Universo mais jovem, semelhante a como nossa região local era no passado. As flutuações de temperatura no CMB, bem como as propriedades de agrupamento das galáxias ao longo do tempo, fornecem um método único de medir o histórico de expansão do Universo. (CHRIS BLAKE E SAM MOORFIELD)

Essas flutuações aparecem em uma variedade de escalas angulares no fundo cósmico de micro-ondas (CMB), e também deixam uma marca no agrupamento de galáxias que ocorre mais tarde. Esses sinais de relíquia, originários dos primeiros tempos, nos permitem reconstruir a rapidez com que o Universo está se expandindo, entre outras propriedades. Tanto do CMB quanto do BAO, obtemos um valor muito diferente: 67 km/s/Mpc, com uma incerteza de apenas 1%.

Devido ao fato de que existem muitos parâmetros que não conhecemos intrinsecamente sobre o Universo - como a idade do Universo, a densidade de matéria normal, a densidade de matéria escura ou a densidade de energia escura - nós temos que permitir que todos variem juntos ao construir nossos modelos de melhor ajuste do Universo . Quando o fazemos, surgem várias imagens possíveis, mas uma coisa permanece inequivocamente verdadeira: a escada de distância e os primeiros métodos de relíquia são mutuamente incompatíveis .

Tensões de medição modernas da escada de distância (vermelho) com dados de sinal 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 (exemplos mostrados no topo) seja a culpada. Mas agora, não podemos ter certeza. (ADAM RIESS (COMUNICAÇÃO PRIVADA))

O possibilidades de por que essas discrepâncias estão ocorrendo são triplos:

1. O grupo das primeiras relíquias está enganado. Há um erro fundamental em sua abordagem a esse problema, e está enviesando seus resultados para valores irrealisticamente baixos.
2. O grupo da escada de distância está errado. Há algum tipo de erro sistemático em sua abordagem, enviesando seus resultados para valores incorretos e altos.
3. Ambos os grupos estão corretos, e há algum tipo de nova física em jogo responsável pelos dois grupos obterem resultados diferentes.

tem inúmeras razões muito boas indicando que os resultados de ambos os grupos devem ser acreditados . Se for esse o caso, deve haver algum tipo de nova física envolvida para explicar o que estamos vendo. Nem tudo pode fazer isso: viver em um vazio cósmico local é desfavorecido , assim como adicionar alguns pontos percentuais de curvatura espacial. Em vez disso, aqui estão as cinco melhores explicações que os cosmólogos estão considerando agora.

Medir no tempo e na distância (à esquerda de hoje) pode informar como o Universo irá evoluir e acelerar/desacelerar no futuro. Podemos aprender que a aceleração foi ativada há cerca de 7,8 bilhões de anos com os dados atuais, mas também aprender que os modelos do Universo sem energia escura têm constantes de Hubble muito baixas ou idades muito jovens para corresponder às observações. Se a energia escura evoluir com o tempo, fortalecendo ou enfraquecendo, teremos que revisar nosso quadro atual. (SAUL PERLMUTTER DE BERKELEY)

1.) A energia escura fica mais poderosamente negativa ao longo do tempo . Até os limites de nossas melhores observações, a energia escura parece ser consistente com uma constante cosmológica: uma forma de energia inerente ao próprio espaço. À medida que o Universo se expande, mais espaço é criado e, como a densidade de energia escura permanece constante, a quantidade total de energia escura contida em nosso Universo aumenta junto com o volume do Universo.

Mas isso não é obrigatório. A energia escura pode se fortalecer ou enfraquecer com o tempo. Se for realmente uma constante cosmológica, há uma relação absoluta entre sua densidade de energia (ρ) e a pressão negativa (p) que ela exerce sobre o Universo: p = -ρ. Mas há alguma margem de manobra, observacionalmente: a pressão pode estar em qualquer lugar de -0,92ρ a cerca de -1,18ρ. Se a pressão ficar mais negativa ao longo do tempo , isso poderia render um valor menor com o método das relíquias iniciais e um valor maior com o método da escada de distância. O WFIRST deve medir essa relação entre ρ e p até cerca de 1%, o que deve restringir, descartar ou descobrir a verdade dessa possibilidade.

O Universo primitivo estava cheio de matéria e radiação, e era tão quente e denso que impedia que todas as partículas compostas se formassem de forma estável na primeira fração de segundo. À medida que o Universo esfria, a antimatéria se aniquila e as partículas compostas têm a chance de se formar e sobreviver. Geralmente, espera-se que os neutrinos parem de interagir quando o Universo tiver cerca de 1 segundo, mas se houver mais interações do que percebemos, isso pode ter enormes implicações para a taxa de expansão do Universo. (COLABORAÇÃO RHIC, BROOKHAVEN)

2.) Manter os neutrinos fortemente acoplados à matéria e à radiação por mais tempo do que o esperado . Convencionalmente, os neutrinos interagem com as outras formas de matéria e radiação no Universo apenas até que o Universo esfrie a uma temperatura de cerca de 10 bilhões de K. Em temperaturas mais baixas do que isso, sua seção transversal de interação é muito baixa para ser importante. Espera-se que isso ocorra apenas um segundo após o início do Big Bang.

Mas se os neutrinos permanecerem fortemente acoplados à matéria e à radiação por mais tempo - por milhares de anos no Universo primitivo, em vez de apenas ~ 1 segundo - isso poderia acomodar um Universo com uma taxa de expansão mais rápida do que as primeiras equipes de relíquias normalmente consideram. Isso pode surgir se houver uma autointeração adicional entre os neutrinos do que pensamos atualmente, o que é convincente, considerando que o Modelo Padrão sozinho não pode explicar o conjunto completo de observações de neutrinos. Estudos adicionais de neutrinos em energias relativamente baixas e intermediárias podem investigar esse cenário.

Uma ilustração dos padrões de agrupamento devido às oscilações acústicas de Baryon, onde a probabilidade de encontrar uma galáxia a uma certa distância de qualquer outra galáxia é governada pela relação entre a matéria escura e a matéria normal. À medida que o Universo se expande, essa distância característica também se expande, permitindo-nos medir a constante de Hubble, a densidade da matéria escura e até o índice espectral escalar. Os resultados concordam com os dados do CMB, e um Universo composto de 27% de matéria escura, em oposição a 5% de matéria normal. Alterar a distância do horizonte sonoro pode alterar a taxa de expansão que esses dados implicam. (ZÓSIA ROSTOMIA)

3.) O tamanho do horizonte sonoro cósmico é diferente do que a equipe das primeiras relíquias concluiu . Quando falamos de fótons, matéria normal e matéria escura, há uma escala de distância característica definida por suas interações, o tamanho/idade do Universo e a taxa na qual os sinais podem viajar pelo Universo primitivo. Esses picos e vales acústicos que vemos nos dados CMB e BAO, por exemplo, são manifestações desse horizonte sonoro.

Mas e se tivermos calculado mal ou determinado incorretamente o tamanho desse horizonte ? Se você calibrar o horizonte sonoro com métodos de escada de distância, como supernovas do tipo Ia, obterá um horizonte sonoro significativamente maior do que o obtido se calibrar o horizonte sonoro tradicionalmente: com dados CMB. Se o horizonte sonoro realmente evolui desde o início do Universo até os dias atuais, isso poderia explicar totalmente a discrepância. Felizmente, pesquisas CMB de última geração, como o SPT-3G proposto , deve ser capaz de testar se tais mudanças ocorreram no passado do nosso Universo.

Se não houvesse oscilações devido à interação da matéria com a radiação no Universo, não haveria oscilações dependentes da escala vistas no agrupamento de galáxias. As próprias oscilações, mostradas com a parte não oscilante subtraída (abaixo), dependem do impacto dos neutrinos cósmicos teorizados como presentes no Big Bang. A cosmologia padrão do Big Bang corresponde a β=1. Observe que, se houver uma interação matéria escura/neutrino presente, a taxa de expansão percebida pode ser alterada. (D. BAUMANN ET AL. (2019), FÍSICA DA NATUREZA)

4.) Matéria escura e neutrinos podem interagir uns com os outros . A matéria escura, de acordo com todas as indicações que temos, apenas interage gravitacionalmente: não colide, não se aniquila ou experimenta forças exercidas por quaisquer outras formas de matéria ou radiação. Mas, na verdade, só temos limites nas interações possíveis; não os descartamos completamente.

E se a matéria escura e os neutrinos interagirem e se espalharem um do outro ? Se a matéria escura for muito massiva, uma interação entre uma coisa muito pesada (como uma partícula de matéria escura) e uma partícula muito leve (como um neutrino) pode fazer com que as partículas de luz acelerem, ganhando energia cinética. Isso funcionaria como um tipo de injeção de energia no Universo. Dependendo de quando e como isso ocorre, pode causar uma discrepância entre as medições iniciais e tardias da taxa de expansão, talvez até o suficiente para explicar totalmente as diferentes medições dependentes da técnica.

Uma linha do tempo ilustrada da história do Universo. Se o valor da energia escura é pequeno o suficiente para admitir a formação das primeiras estrelas, então um Universo contendo os ingredientes certos para a vida é praticamente inevitável. No entanto, se a energia escura vem e vai em ondas, com uma quantidade inicial de energia escura decaindo antes da emissão do CMB, isso poderia resolver esse enigma do Universo em expansão. (OBSERVATÓRIO EUROPEU DO SUL (ESO))

5.) Alguma quantidade significativa de energia escura existia não apenas nos tempos tardios (modernos), mas também nos primeiros . Se a energia escura aparece no início do Universo (no nível de alguns por cento), mas depois decai antes das medições CMB, isso poderia explicar totalmente a tensão entre os dois métodos de medir a taxa de expansão do Universo . Mais uma vez, futuras medições melhoradas da CMB e da estrutura em grande escala do Universo podem ajudar a fornecer indicações se este cenário descreve o nosso Universo.

Claro, esta não é uma lista exaustiva; sempre se pode escolher qualquer número de classes de nova física , desde complementos inflacionários até a modificação da teoria da Relatividade Geral de Einstein, para potencialmente explicar essa controvérsia. Mas na ausência de evidências observacionais convincentes para um cenário específico, temos que olhar para as ideias que poderiam ser testadas de forma viável no futuro próximo.

A área de visualização do Hubble (canto superior esquerdo) em comparação com a área que o WFIRST poderá visualizar, na mesma profundidade, no mesmo período de tempo. A visão de campo amplo do WFIRST nos permitirá capturar um número maior de supernovas distantes do que nunca, e nos permitirá realizar levantamentos profundos e amplos de galáxias em escalas cósmicas nunca antes sondadas. Isso trará uma revolução na ciência, independentemente do que encontrar, e fornecerá as melhores restrições sobre como a energia escura evolui ao longo do tempo cósmico. Se a energia escura variar em mais de 1% do valor previsto, o WFIRST a encontrará. (NASA / GODDARD / WFIRST)

O problema imediato com a maioria das soluções que você pode inventar para esse quebra-cabeça é que os dados de cada uma das duas técnicas principais – a técnica da escada de distância e a técnica das primeiras relíquias – já descartam quase todas elas. Se os cinco cenários para a nova física que você acabou de ler parecem um exemplo de teorização desesperada, há uma boa razão para isso: a menos que uma das duas técnicas tenha uma falha fundamental até então desconhecida, algum tipo de nova física deve estar em jogo.

Com base nas observações aprimoradas que estão chegando, bem como nos novos instrumentos científicos que estão sendo projetados e construídos atualmente, podemos esperar que a tensão nessas duas medições atinja o nível de significância padrão-ouro de 5 sigma dentro de uma década. Todos continuaremos procurando erros e incertezas, mas é hora de considerar seriamente o fantástico: talvez isso seja realmente um presságio de que há mais no Universo do que percebemos atualmente.

Começa com um estrondo é agora na Forbes , e republicado no Medium graças aos nossos apoiadores do Patreon . 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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