• Começa com um estrondo

Astrônomos detectam o primeiro “salto” em nosso Universo

Uma estrutura esférica com quase mil milhões de anos-luz de largura foi avistada no Universo próximo, datando desde o Big Bang.

Principais conclusões

• Em todo o Universo, regiões que começam com mais matéria do que a média crescem gravitacionalmente em estrelas, galáxias e estruturas ainda maiores, enquanto regiões subdensas abandonam a sua matéria para se tornarem vazios cósmicos.
• Mas impressos nesta estrutura estão sinais de “ressalto” desde o início: onde a matéria gravitacional normal foi empurrada para fora pela pressão da radiação energética.
• Isso deve levar a uma série de estruturas esféricas no Universo: oscilações acústicas bariônicas. Considerado um fenómeno em grande parte estatístico, os astrónomos parecem agora ter detectado de forma robusta um fenómeno individual.

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Se você olhasse para o Universo na maior escala cósmica, descobriria que as galáxias se aglomeram em uma enorme teia de estrutura. Galáxias individuais formam-se ao longo dos fios da teia, com ricos grupos e aglomerados de galáxias formando-se nos nexos onde os fios se encontram. Entre esses fios estão regiões vazias gigantes, com muito menos galáxias do que a média, e alguns vazios que são tão profundos que parecem não abrigar nenhuma galáxia. Esta teia, até onde sabemos, é dominada pelos efeitos gravitacionais da matéria escura, mas é apenas a matéria normal – feita de prótons, nêutrons e elétrons – que acaba formando as estrelas, o gás e a poeira que podemos observar.

No entanto, deveria haver um efeito estrutural extra que não é tão fácil de ver: uma característica de agrupamento conhecida como oscilações acústicas bariônicas. Datado dos primeiros estágios da história cósmica e causado pela matéria normal sendo “rejeitada” para longe de um centro de aglomerado, deixa uma marca que se parece um pouco com uma bolha cósmica: onde é mais provável que as galáxias sejam encontradas a uma distância específica de distância. de outro, em vez de um pouco mais perto ou mais longe. Embora esta característica já tenha sido observada estatisticamente antes, nenhum “salto” ou “bolha” individual foi observado antes.

Em um novo papel , os astrônomos Brent Tully, Cullan Howlett e Daniel Pomarède apresentam evidências da primeira oscilação acústica bariônica individual já descoberta em todo o Universo. Aqui está a ciência por trás disso.

Uma ilustração dos padrões de agrupamento devido às oscilações acústicas bariônicas, 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, bem como pelos efeitos da matéria normal à medida que interage com radiação. À medida que o Universo se expande, esta 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 da CMB, e um Universo composto por ~25% de matéria escura, em oposição a 5% de matéria normal, com uma taxa de expansão de cerca de 67 km/s/Mpc.

A maneira mais simples de fazer uma previsão do que você espera que exista no Universo é saber simultaneamente duas coisas.

1. Primeiro, você deve conhecer as condições iniciais do seu sistema físico: o que há no seu sistema, onde está tudo e quais são suas propriedades.
2. E segundo, você deve conhecer as leis e regras que regem o seu sistema e sua evolução temporal.

Este é o princípio por trás de fazer previsões para qualquer sistema físico que você possa considerar, a partir de algo tão simples como uma massa em queda governada pela fórmula de Newton. F =m a para algo tão complexo como todo o Universo observável.

Portanto, se quisermos responder à questão de que “tipos de estrutura que esperamos que existam no Universo”, tudo o que temos de fazer é especificar essas duas coisas. A primeira é simples: precisamos conhecer as condições iniciais com que o Universo nasceu, incluindo os seus ingredientes, propriedades e distribuição. E a segunda, em princípio, também é simples: usar então as equações que descrevem as leis que regem a física para evoluir o seu sistema no tempo, até chegar aos dias de hoje. Pode parecer uma tarefa difícil, mas a ciência está à altura do desafio.

Este trecho de uma simulação de formação de estrutura de média resolução, com a expansão do Universo ampliada, representa milhares de milhões de anos de crescimento gravitacional num Universo rico em matéria escura. Observe que os filamentos e aglomerados ricos, que se formam na intersecção dos filamentos, surgem principalmente devido à matéria escura; a matéria normal desempenha apenas um papel menor. As sementes da nossa estrutura cósmica estavam lá no início do Big Bang quente, mas foram afetadas por uma grande variedade de física, a fim de levar ao nosso Universo atualmente observado.

O Universo, no início do Big Bang quente, nasceu cheio de matéria, antimatéria, radiação e era quase - mas não exatamente - perfeitamente uniforme por natureza. Este pequeno pedaço de não-uniformidade, as heterogeneidades cosmológicas, são simplesmente imperfeições na uniformidade da densidade do Universo no início.

• Eles aparecem igualmente em todas as escalas: escalas cósmicas pequenas, médias e grandes.
• Eles seguem o que chamamos de distribuição “normal”, onde a força da não uniformidade segue uma curva de Bell: metade acima da média e metade abaixo da média, com 68% dentro de 1 desvio padrão da média, 95% dentro 2 desvios padrão da média, 99,7% dentro de 3 desvios padrão da média, etc.
• Eles têm uma amplitude de cerca de 1 parte em 30.000, o que significa que 32% de todas as regiões estão pelo menos 1 parte em 30.000 longe do valor médio (metade acima e metade abaixo), 5% estão pelo menos 2 -partes em 30.000 longe da média, 0,3% estão pelo menos 3 partes em 30.000 longe da média, etc.
• E as imperfeições que existem em todas estas escalas diferentes são sobrepostas umas sobre as outras, com imperfeições de escala média sobre imperfeições de grande escala e com imperfeições de escala menor sobre todas elas.

Fisicamente, caracterizamo-lo como um espectro quase perfeitamente invariante à escala, e diz-nos como era a densidade no Universo logo no início do Big Bang quente.

As flutuações quânticas que ocorrem durante a inflação estendem-se de facto por todo o Universo e, mais tarde, as flutuações de menor escala são sobrepostas às mais antigas e de maior escala. Essas flutuações de campo causam imperfeições de densidade no Universo primordial, que então levam às flutuações de temperatura que medimos na radiação cósmica de fundo, depois de todas as interações entre matéria escura, matéria normal e radiação ocorrerem antes da formação do primeiro estável, neutro átomos.

Mas então o Universo evolui: expande, esfria e gravita. Partículas instáveis ​​decaem em partículas mais leves e estáveis. Matéria e antimatéria se aniquilam, deixando apenas um pouquinho de excesso de matéria em meio a um mar de radiação: fótons, neutrinos e antineutrinos. A matéria escura também está presente, com cinco vezes a abundância geral da matéria normal. Depois de alguns minutos, prótons e nêutrons começam a se fundir, criando os núcleos atômicos leves: formados antes que qualquer estrela pudesse fazê-lo. Mas serão necessários impressionantes 380 mil anos, em média, antes que o Universo esfrie o suficiente para permitir a formação de átomos neutros.

Este é o momento chave durante o qual precisamos de compreender como as sementes da estrutura cósmica evoluem. Se você tiver uma visão muito ampla das coisas, dirá: “Ela simplesmente gravita, e mesmo que a radiação empurre as estruturas que tentam entrar em colapso gravitacional, essas estruturas ainda crescerão lenta e gradualmente, mesmo que a radiação saia delas. .” Isto é verdade e é conhecido como o Efeito açougueiro : a maneira pela qual as primeiras sementes de estrutura crescem gravitacionalmente no Universo inicial pós-Big Bang.

Mas há mais nesta história, e veremos isso se olharmos para o Universo com um pouco mais de detalhe.

As regiões excessivamente densas do Universo primitivo crescem cada vez mais ao longo do tempo, mas são limitadas no seu crescimento tanto pelos pequenos tamanhos iniciais das sobredensidades como também pela presença de radiação que ainda é energética, o que impede a estrutura de crescer mais rapidamente. São necessárias dezenas a centenas de milhões de anos para formar as primeiras estrelas; No entanto, aglomerados de matéria existem muito antes disso e têm suas propriedades específicas impressas durante os primeiros 380.000 anos de história cósmica.

Em vez de dizer que existe “matéria e radiação no Universo”, vamos agora dar um passo adiante e dizer que existe “matéria normal, feita de elétrons e núcleos, mais matéria escura, mais radiação”. Por outras palavras, temos agora três componentes no nosso Universo: matéria normal, matéria escura e radiação, em vez de apenas agrupar a matéria normal e escura na categoria de “matéria”. Agora, algo um pouco diferente ocorre.

Quando você tem uma região superdensa, toda a matéria e energia são atraídas gravitacionalmente em direção a ela e ela começa a crescer gravitacionalmente. Quando isso acontece, a radiação começa a fluir para fora desta região superdensa, suprimindo um pouco o seu crescimento. À medida que a radiação flui para fora, no entanto, ela age de maneira diferente na matéria normal e na matéria escura.

• Como a radiação colide e se espalha pelas partículas carregadas, ela pode empurrar a matéria normal para fora; a matéria normal tentou entrar em colapso gravitacional, mas a radiação emitida para fora empurra essa matéria normal de volta, fazendo-a “saltar” ou “oscilar”, em vez de apenas entrar em colapso.
• No entanto, como a radiação não colide nem se espalha pela matéria escura, ela não recebe o mesmo impulso para fora. A radiação ainda pode fluir para fora, mas além da gravitacional, não há efeito sobre a matéria escura.

As flutuações da CMB baseiam-se em flutuações primordiais produzidas pela inflação. Em particular, a “parte plana” em grandes escalas (à esquerda) não tem explicação sem inflação. A linha plana representa as sementes a partir das quais o padrão de pico e vale emergirá ao longo dos primeiros 380.000 anos do Universo, e é apenas alguns por cento mais baixa no lado direito (pequena escala) do que no lado esquerdo (grande escala). lado. O padrão “ondulado” é o que fica impresso na CMB depois que a matéria e a radiação gravitam e interagem, com interações específicas entre a matéria normal e a radiação (mas não entre a matéria escura e a radiação) impulsionando as oscilações acústicas observadas nos picos e vales.

Pense no que isso significa. Se a matéria do Universo fosse composta por 100% de matéria normal e 0% de matéria escura, veríamos estes enormes efeitos oscilatórios e saltitantes. Na verdade, este seria um dos efeitos dominantes sobre como a matéria gravitava, se aglomerava e se aglomerava: impulsionado por este fenômeno conhecido como oscilações acústicas bárion . Se a matéria do Universo fosse composta por 0% de matéria normal e 100% de matéria escura, estes efeitos oscilatórios e saltitantes não estariam presentes de todo; as coisas cresceriam gravitacionalmente sem qualquer acoplamento entre a radiação e a matéria normal.

Um dos testes mais fortes para “quanta matéria normal vs. quanta matéria escura” está presente no Universo é, então, observar a radiação precisamente 380.000 anos após o Big Bang: no banho de radiação restante conhecido como fundo cósmico de micro-ondas.

Em escalas cósmicas muito pequenas, a matéria normal terá oscilado muitas vezes e essas flutuações de densidade serão amortecidas. Em escalas maiores, há menos oscilações e você verá “picos” e “vales” onde há interferência construtiva e destrutiva, respectivamente. E em uma escala cósmica muito específica – chamada de “escala acústica” pelos astrofísicos – você está vendo a matéria normal onde ela atinge o pico: onde ela gravita e cai, mas onde os átomos neutros se formaram exatamente no momento em que a radiação teria de outra forma começou a empurrá-lo de volta para fora.

Embora possamos medir as variações de temperatura em todo o céu, em todas as escalas angulares, são os picos e vales nas flutuações de temperatura que nos ensinam sobre a proporção entre a matéria normal e a matéria escura, bem como o comprimento/tamanho da escala acústica. , onde a matéria normal (mas não a matéria escura) é “devolvida” para fora das interações com a radiação.

Este padrão, de “picos e vales” no brilho remanescente do Big Bang, ensina-nos uma enorme quantidade de informação sobre o Universo que habitamos. Ensina-nos que tanto a matéria normal como a matéria escura devem estar presentes, e devem estar presentes numa proporção de cerca de 1:5, respectivamente. Também nos permite ler, medindo a escala em que ocorre o “pico” máximo de flutuações, onde deveria ocorrer o “salto” de maior magnitude: em escalas angulares que ocupam cerca de um grau no céu. Ou, pelo menos, isso ocupou cerca de “um grau” no céu, para qualquer escala de comprimento que corresponda a quando o Universo tinha apenas 380.000 anos de idade.

Essa escala – a escala acústica – fica então congelada na memória do Universo assim que os átomos neutros se formam, porque não há mais interação entre a radiação restante do Big Bang e a matéria normal. (A matéria normal é transparente a esta radiação infravermelha, agora de comprimento de onda longo, quando o Universo tem 380.000 anos de idade.)

No entanto, essas impressões superdensas e subdensas continuarão a evoluir. Eles se expandem, em escala e tamanho, à medida que o Universo se expande. Enquanto as regiões superdensas continuarão a crescer gravitacionalmente e eventualmente formarão estrelas, galáxias e estruturas ainda maiores, as regiões subdensas entregarão a sua matéria aos seus arredores mais densos, levando à criação de vazios cósmicos.

Podemos olhar arbitrariamente para trás no Universo se os nossos telescópios o permitirem, e o agrupamento de galáxias deverá revelar uma escala de distância específica – a escala acústica – que deverá evoluir com o tempo de uma forma particular, tal como os “picos e vales” acústicos em a radiação cósmica de fundo também revela esta escala. A evolução desta escala, ao longo do tempo, é uma relíquia inicial que revela uma baixa taxa de expansão de ~67 km/s/Mpc.

Em outras palavras, este sinal de oscilações acústicas bariônicas não deveria ser impresso apenas na radiação cósmica de fundo (o que realmente acontece), mas também na estrutura em grande escala do Universo. Estas oscilações existem em todas as escalas, mas a oscilação de maior magnitude e mais forte deveria ocorrer numa escala que hoje, 13,8 mil milhões de anos após o Big Bang, atingiu aproximadamente 500 milhões de anos-luz de diâmetro.

Um dos lugares onde isso aparecerá, em pesquisas estruturais em grande escala do Universo, é algo que os astrofísicos chamam de “ função de correlação de dois pontos .” Antes de levantar as mãos e dizer: “Como vou entender algo tão complicado?” deixe-me explicar em termos simples para você.

Imagine que você tem uma galáxia cuja localização mediu no espaço. A função de correlação de dois pontos pergunta simplesmente: “Qual a probabilidade de eu encontrar outra galáxia a uma certa distância desta galáxia em particular?” (Pelo menos, em comparação com a aleatoriedade completa.) Se não houvesse nenhuma oscilação acústica bárion, a resposta pareceria uma função suave: haveria uma probabilidade decrescente lenta, mas constante, de encontrar outra galáxia naquela distância precisa quanto mais longe você foi embora. Mas se essas oscilações acústicas bariônicas estiverem presentes, significa que existe uma escala de distância específica - a versão moderna da antiga “escala acústica” impressa na radiação cósmica de fundo - que de repente será mais provável encontrar outra galáxia, enquanto distâncias um pouco maiores e menores mostrarão que é menos provável que você encontre tal galáxia.

A estrutura Ho'oleilana, candidata a uma oscilação acústica bariônica individual, pode ser identificada visualmente pelo olho humano como uma característica circular com cerca de 500 milhões de anos-luz de diâmetro. O círculo vermelho, mostrado em animação, torna ainda mais clara a presença dessa oscilação acústica.

Estatisticamente, isto foi confirmado de forma muito robusta nos dados. Conseguimos até usar levantamentos estruturais em grande escala que vão para o Universo distante para medir como a escala acústica mudou com o tempo; melhorar esta medição é um dos principais objetivos científicos que cada um dos Observatórios Euclides, Romano e Rubin tem para si. A escala acústica atua como um tipo muito especial de régua cósmica, permitindo-nos saber como esta escala acústica se expandiu ao longo do tempo cósmico.

Viaje pelo Universo com o astrofísico Ethan Siegel. Os assinantes receberão a newsletter todos os sábados. Todos a bordo!

Mas neste novo documento tour-de-force , Tully e seus colaboradores encontram pela primeira vez evidências de uma oscilação acústica bárion individual: localizada a cerca de 820 milhões de anos-luz de distância e abrangendo, como seria de esperar, 500 milhões de anos-luz de tamanho. Com certeza, se você colocar o dedo em qualquer galáxia e perguntar: “qual a probabilidade de eu, em comparação com o acaso aleatório, encontrar outra galáxia a uma certa distância desta”, você descobrirá que há um pico acústico claro nos dados para este pequeno volume de espaço: onde é mais provável encontrar uma galáxia a 500 milhões de anos-luz de distância do que a 400 ou 600 milhões de anos-luz de distância de outra. Os dados são tão fortes que já ultrapassaram o que é considerado o “padrão ouro” de significância estatística 5 sigma apenas nesta primeira análise.

Quando as galáxias dentro da estrutura chamada Ho`oleilana são analisadas estatisticamente, fica muito claro que há fortes evidências de agrupamento acima da pura aleatoriedade em escalas de 155 Mpc ou mais: cerca de 500 milhões de anos-luz. Isto corresponde à escala acústica esperada, tornando esta a primeira evidência de uma oscilação acústica bariônica individual no Universo.

A oscilação acústica individual contém aglomerados e vazios dentro dela, mas é realmente a estrutura geral e as propriedades que importam, não a subestrutura dentro dela. Os autores deram a essa oscilação o nome de “Ho’oleilana”, nome que aparece no canto de criação havaiano: Kumulipo , contando a origem da estrutura do Universo. Muitas estruturas familiares tanto para astrônomos profissionais quanto para entusiastas da astronomia estão presentes nele, incluindo:

• o vazio de Bootes,
• a Grande Muralha de Coma,
• a borda do aglomerado de galáxias Coma,
• e a Grande Muralha de galáxias de Sloan.

Embora o fenômeno das oscilações acústicas bariônicas seja bem conhecido e até bem medido há algumas décadas, era muito inesperado que a tecnologia de pesquisa atual fosse realmente capaz de revelar uma oscilação acústica bariônica única e individual. É ainda mais surpreendente para muitos que a característica acústica em si seja discernível a partir de uma simples inspeção visual; você pode ver isso praticamente por si mesmo nos dados brutos! Embora isto precise de ser mais examinado para garantir que não nos estamos a enganar com este objectivo, esta é uma tremenda vitória para o modelo de consenso da cosmologia. Sem a matéria escura, a matéria normal e um Universo em expansão contendo todas elas, estas características simplesmente não poderiam estar presentes. Quando se trata de uma ciência observacional como a astronomia, ver realmente é acreditar.

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