• Começa com um estrondo

Confirmando a quinta e última previsão do Big Bang

Antes de formarmos estrelas, átomos, elementos ou até mesmo nos livrarmos de nossa antimatéria, o Big Bang produziu neutrinos. E finalmente os encontramos.

Principais conclusões

• Desde que o Big Bang foi proposto pela primeira vez para explicar o Universo em expansão, os cientistas vêm trabalhando nas consequências físicas que devem surgir de tal cenário.
• Além da formação de uma estrutura em grande escala, da existência de um banho relíquia de radiação e dos elementos leves formados a partir de um período inicial de nucleossíntese, deveria existir outro remanescente: um fundo cósmico de neutrinos.
• Na década de 2010, dois métodos independentes de detecção desse fundo cósmico de neutrinos finalmente tiveram sucesso, confirmando a quinta e última previsão da imagem do Big Bang de nossas origens cósmicas.

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A ideia do Big Bang cativou a imaginação da humanidade desde que foi proposta pela primeira vez. Se o Universo está se expandindo hoje, podemos extrapolar de volta, cada vez mais cedo, para quando era menor, mais jovem, mais denso e mais quente. Você poderia voltar tão longe quanto você pode imaginar: antes dos humanos, antes das estrelas, antes mesmo de existirem átomos neutros. Nos primeiros tempos, você tornaria todas as partículas e antipartículas possíveis, incluindo as fundamentais que não podemos criar em nossas baixas energias hoje.

Com o passar do tempo, o Universo esfriaria, expandiria e gravitaria todos juntos. Primeiro núcleos atômicos se formariam a partir de prótons e nêutrons, depois átomos neutros se formariam, e então a gravitação levaria a estrelas, galáxias e as grandes estruturas da teia cósmica. Essas relíquias remanescentes – os elementos de luz formados no Big Bang, os fótons relíquia do plasma primordial e a estrutura em grande escala do Universo – formariam, juntamente com a expansão cósmica do Universo, os quatro pilares do Big Bang. .

Mas de uma época ainda anterior, uma quinta pedra angular deveria existir também. Haveria um sinal inicial remanescente de quando o Universo tinha apenas um segundo de idade: um banho de neutrinos e antineutrinos. Conhecido como o fundo de neutrinos cósmicos (CNB), foi teorizado há gerações, mas foi descartado como indetectável. Mas não mais. Duas equipes muito inteligentes de cientistas encontraram uma maneira de detectá-lo. Os dados estão disponíveis e os resultados são incontestáveis : o fundo do neutrino cósmico é real e concorda com o Big Bang. Veja como a última grande previsão do Big Bang foi confirmada.

Reator nuclear experimental RA-6 (República Argentina 6), em marcha, mostrando a característica radiação Cherenkov das partículas mais rápidas que a luz na água emitidas. Os neutrinos (ou, mais precisamente, os antineutrinos) formulados pela primeira vez por Pauli em 1930 foram detectados a partir de um reator nuclear semelhante em 1956.

Os neutrinos são algumas das partículas mais surpreendentes e evasivas do Universo. Eles foram previstos em 1930 para explicar os decaimentos radioativos, caso contrário, a energia e o momento não seriam conservados. Alguns átomos radioativos sofrem decaimento beta, onde um nêutron dentro desse núcleo se converte em um próton e um elétron. No entanto, a energia sempre é perdida e o momento é sempre criado se você incluir apenas os prótons e os elétrons; Wolfgang Pauli teorizou que alguma outra partícula também deve ser emitida. Chamando-os de neutrino – que significa “pequeno, neutro” – eles devem carregar energia e momento, mas não podem ter carga e devem ser incrivelmente baixos em massa. Foi só quando desenvolvemos reatores nucleares que fomos capazes de detectar pela primeira vez a presença de neutrinos e antineutrinos, um feito que não foi realizado até 1956.

Mas os neutrinos são reais e são partículas fundamentais, assim como os elétrons ou os quarks. Eles vêm em três gerações: neutrino do elétron, neutrino do múon e neutrino do tau, assim como todos os outros férmions do Modelo Padrão. Eles interagem apenas através das forças fracas e gravitacionais, de modo que não absorvem nem emitem luz. Mas em altas energias, como aquelas alcançadas nos primeiros estágios do Big Bang quente, as interações fracas eram muito mais fortes. Sob essas condições, o Universo primitivo criou espontaneamente enormes quantidades de neutrinos e de antimatéria, os antineutrinos.

Sempre que duas partículas colidem em energias suficientemente altas, elas têm a oportunidade de produzir pares adicionais de partículas-antipartículas, ou novas partículas, conforme as leis da física quântica permitem. O E = mc² de Einstein é indiscriminado dessa maneira. No início do Universo, um enorme número de neutrinos e antineutrinos são produzidos dessa maneira na primeira fração de segundo do Universo, mas eles não decaem nem são eficientes em aniquilar.

Sempre que as partículas se chocam, elas podem criar espontaneamente novos pares de partículas/antipartículas, desde que haja energia suficiente presente. Quando retrocedemos o relógio do Universo para tempos extremamente antigos, temos energia suficiente para criar todas as partículas e antipartículas que conhecemos: todos os quarks, léptons e bósons que podem existir. Quando o Universo esfria, partículas e antipartículas se aniquilam, partículas instáveis ​​decaem e energia suficiente deixa de existir para criar novas partículas.

Nos estágios iniciais, todas as partículas e antipartículas do Modelo Padrão existem, mas depois as mais pesadas se aniquilam e decaem. No momento em que é 1 segundo após o início do Big Bang quente, apenas elétrons e pósitrons ainda são criados espontaneamente a partir de colisões energéticas; neutrinos e antineutrinos deixam de participar de interações por volta dessa época.

Um pouco mais tarde, o excesso de elétrons e pósitrons se aniquilam, deixando-nos com uma pequena quantidade restante de prótons, nêutrons e elétrons, juntamente com um grande número de neutrinos e antineutrinos e um número ainda maior de fótons. Como as aniquilações elétron-pósitron criam fótons, os fótons devem ser um pouco mais energéticos do que os neutrinos e antineutrinos: os neutrinos médios devem ter precisamente (4/11) ^⅓ a energia do fóton médio: cerca de 71,4% da energia dos fótons em micro-ondas cósmicas de fundo. Os neutrinos e antineutrinos, que param de interagir com o plasma primordial quando o Universo tem apenas um segundo, devem permanecer até os dias atuais.

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. A previsão de um fundo de neutrinos cósmicos foi uma das últimas grandes previsões não confirmadas do Big Bang.

À medida que o Universo evolui de seu estado inicialmente quente e denso, todos os tipos de coisas fascinantes acontecem. A simetria eletrofraca quebra, dando às partículas uma massa de repouso. As partículas mais pesadas aniquilam e decaem, incluindo os quarks top, bottom e charm, bem como os léptons tau e os bósons W-e-Z. Em seguida, os quarks se combinam para formar prótons e nêutrons, e o excesso de antiprótons e antinêutrons é aniquilado. Depois que os neutrinos congelam, os elétrons e pósitrons se aniquilam, aquecendo ainda mais os fótons.

Os prótons e nêutrons restantes se fundem nos primeiros núcleos atômicos e, depois, os fótons restantes colidem com todas as partículas carregadas por centenas de milhares de anos, particularmente os elétrons presentes no plasma do Universo primitivo. Esses fótons empurram a matéria normal e exercem pressão, criando imperfeições na densidade do Universo em combinação com a gravitação. Somente depois que os átomos neutros se formam, os fótons podem fluir livremente pelo espaço sem inibições. Essa radiação restante ainda existe hoje como o fundo cósmico de microondas (CMB).

Os neutrinos e antineutrinos, por outro lado, nunca tiveram essas interações. Eles não colidiram com partículas carregadas. Eles simplesmente fluíram livremente pelo Universo quase à velocidade da luz e depois desaceleraram à medida que o Universo se expandia. Devido às suas massas minúsculas, mas diferentes de zero, eles ainda devem existir hoje, eventualmente caindo em galáxias e aglomerados de galáxias em tempos tardios.

Com o tempo, as interações gravitacionais transformarão um universo uniforme e de igual densidade em um com grandes concentrações de matéria e enormes vazios separando-os. Neutrinos e antineutrinos se comportam como radiação nos primeiros tempos do Universo, mas nos últimos tempos, cairão nos poços gravitacionais de galáxias e aglomerados de galáxias, à medida que perdem velocidade devido à expansão do espaço.

Este fundo de neutrinos cósmicos (CNB) foi teorizado para existir praticamente desde que o Big Bang existe, mas nunca foi detectado diretamente. Como os neutrinos têm uma seção transversal tão pequena com outras partículas, geralmente precisamos que eles estejam em energias muito altas para vê-los. A energia transmitida a cada neutrino e antineutrino remanescente do Big Bang corresponde a apenas 168 microelétron-volts (μeV) hoje, enquanto os neutrinos que podemos medir têm muitos bilhões de vezes mais energia: no megaelétron-volt ( MeV) ou superior. Nenhum experimento proposto é teoricamente capaz de vê-los a menos que alguma física nova e exótica esteja em jogo .

Mas existem duas maneiras que eles devem afetar outros fenômenos dentro do Universo que são observáveis, permitindo-nos vê-los indiretamente: de seus efeitos na CMB e na estrutura em grande escala do Universo. As sementes para o CMB e a estrutura em grande escala que vemos hoje foram plantadas no início, quando os neutrinos eram mais energéticos e representavam uma fração significativa da densidade geral de energia cósmica. De fato, quando os átomos neutros foram formados e a luz do CMB foi emitida pela primeira vez, os neutrinos e antineutrinos representavam 10% da energia total do Universo!

O conteúdo de matéria e energia no Universo no momento atual (esquerda) e em momentos anteriores (direita). Observe como a matéria escura e a energia escura dominam hoje, mas essa matéria normal ainda está por aí. Nos primeiros tempos, a matéria normal e a matéria escura ainda eram importantes, mas a energia escura era insignificante, enquanto os fótons e neutrinos eram importantes.

Como os neutrinos (e antineutrinos) se movem perto da velocidade da luz no início, quando sua energia cinética é grande em comparação com sua energia de massa de repouso, eles se comportam como radiação em tempos muito iniciais. Assim como os fótons, eles suavizam as sementes da estrutura em larga escala ao sair dessas regiões inicialmente superdensas.

Você pode imaginar o universo jovem como sendo preenchido com pequenos aglomerados de matéria: regiões superdensas onde há apenas um pouco mais de massa do que a média nelas. Se não fosse pela radiação, esses aglomerados começariam a crescer, livres, sob a influência da gravidade. Uma região superdensa atrairia cada vez mais massa e continuaria a crescer e crescer de forma descontrolada, fugindo e devorando toda a matéria ao seu alcance.

Mas a radiação também tem energia e sempre se move pelo espaço vazio na velocidade da luz. À medida que seus aglomerados de massa crescem, a radiação que está neles flui preferencialmente para fora deles, interrompendo seu crescimento e fazendo com que eles encolham novamente. Assim como um efeito “rebote”, esse fenômeno explica por que há um padrão particular de picos e vales tanto na CMB quanto na estrutura em grande escala do Universo; são oscilações induzidas por radiação.

O brilho remanescente do Big Bang, o CMB, não é uniforme, mas tem pequenas imperfeições e flutuações de temperatura na escala de algumas centenas de microkelvin. Embora isso desempenhe um grande papel nos últimos tempos, após o crescimento gravitacional, é importante lembrar que o Universo inicial e o Universo em grande escala hoje são apenas não uniformes em um nível inferior a 0,01%. O Planck detectou e mediu essas flutuações com maior precisão do que nunca e pode até revelar os efeitos dos neutrinos cósmicos neste sinal, observando as mudanças impressas nos locais de picos e vales.

As posições e níveis desses picos e vales nos dão informações importantes sobre o conteúdo de matéria, conteúdo de radiação, densidade de matéria escura e curvatura espacial do Universo, incluindo a densidade de energia escura. Se os neutrinos não estivessem presentes, o conteúdo de radiação seria descrito apenas pelos fótons; se os neutrinos estivessem presentes, no entanto, o conteúdo de radiação precisaria ser descrito por fótons e neutrinos combinados. Em outras palavras, esses neutrinos, se o fundo de neutrinos cósmicos (CNB) for real, criarão impressões na CMB, e essas impressões persistirão até os dias atuais, onde devem aparecer na estrutura em grande escala do Universo. também.

Os efeitos no CMB serão sutis, mas mensuráveis. O padrão de picos e vales será esticado e movido para escalas maiores — embora extremamente levemente — pela presença de neutrinos. Em termos do que pode ser observado, os picos e vales terão suas fases deslocadas em uma quantidade mensurável que depende tanto do número de neutrinos que existem quanto da temperatura (ou energia) desses neutrinos nos primeiros tempos. Essa mudança de fase, se detectável, forneceria não apenas fortes evidências da existência do fundo de neutrinos cósmicos, mas nos permitiria medir sua temperatura, colocando o Big Bang à prova de uma maneira totalmente nova.

Uma ilustração de padrões de agrupamento devido a oscilações acústicas bariônicas, onde a probabilidade de encontrar uma galáxia a uma certa distância de qualquer outra galáxia é governada pela relação entre matéria escura, matéria normal e todos os tipos de radiação, incluindo neutrinos. 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 outros parâmetros cosmológicos ao longo do tempo. A estrutura em grande escala e os dados do Planck devem concordar.

Enquanto isso, as consequências a jusante da existência do fundo de neutrinos cósmicos aparecerão imprimindo seus efeitos na estrutura atual em grande escala do Universo. Essa impressão também será sutil, mas com precisão suficiente em como medimos as várias correlações entre galáxias em distâncias cósmicas, também deve ser mensurável teoricamente. Se você colocar o dedo em qualquer galáxia do Universo, descobrirá que existem algumas escalas de distância onde é mais (ou menos) provável que outras haja outra galáxia a essa distância específica, dependendo da composição do Universo e do histórico de expansão .

Embora o efeito seja pequeno, haverá uma mudança nessa escala de distância e na forma particular da curva de correlação devido aos neutrinos, que fluem para distâncias um pouco maiores, à frente do resto da matéria. Essas mudanças dependem de quantos neutrinos existem, qual é sua energia e como eles se comportam no início do Universo. O fundo de neutrinos cósmicos pode não ser diretamente detectável hoje, mas seus efeitos indiretos em dois observáveis ​​– o CMB e a estrutura em grande escala do Universo – devem permanecer detectáveis, mesmo 13,8 bilhões de anos após o Big Bang quente.

Existem picos e vales que aparecem, em função da escala angular (eixo x), em vários espectros de temperatura e polarização no fundo cósmico de micro-ondas. Este gráfico em particular, mostrado aqui, é extremamente sensível ao número de neutrinos presentes no Universo primitivo e corresponde à imagem padrão do Big Bang de três espécies de neutrinos leves.

Em 2015, usando os novos dados do satélite Planck da ESA, um quarteto de cientistas publicou a primeira detecção da impressão do fundo de neutrinos cósmicos na luz relíquia do Big Bang: o CMB. Os dados eram consistentes com a existência de três e apenas três espécies de neutrinos de luz, consistentes com as espécies de elétron, múon e tau que detectamos diretamente por meio de experimentos de física de partículas. Ao analisar os dados de polarização do satélite Planck, conforme relatado na reunião de janeiro de 2016 da American Astronomical Society, a equipe também foi capaz de determinar a energia presente no neutrino médio presente no fundo cósmico de neutrinos: 169 μeV, com um incerteza de apenas ±2 μeV. Isso estava de acordo com o que foi previsto.

Mas e o segundo efeito: a impressão esperada do fundo de neutrinos cósmicos na estrutura em grande escala do Universo? Embora levasse mais quatro anos para provocar o efeito das pesquisas de galáxias em grande escala que cobriam visões de campo amplo e galáxias para redshifts e distâncias extremamente grandes, eventualmente os cientistas que trabalhavam com dados do Sloan Digital Sky Survey foram capazes de fazer essa medição crítica. Em 2019, uma equipe liderada por Daniel Baumann finalmente nos levou até lá.

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.

Aproveitando esses dados de estrutura em larga escala, agora medimos as mudanças de fase nos dados de correlação de galáxias bem o suficiente para anunciar de forma robusta que a presença de neutrinos cósmicos foi detectada. Embora os resultados não se prestem a uma apresentação visual impressionante, o que você precisa saber é que existem dois parâmetros que variam para ver quão bons são seus resultados: α e β. Para as previsões do Big Bang do fundo de neutrinos cósmicos, α e β devem ser iguais a 1, exatamente. Como você pode ver, abaixo, essa expectativa é extremamente bem corroborada pelos dados que temos.

Especificamente, a restrição em α é muito boa, confirmando nossas expectativas para apenas alguns por cento. Por outro lado, a restrição em β não é tão boa, pois mesmo dobrar os dados do CMB nos deixa com restrições de que β pode variar de cerca de 0,3 a cerca de 3,8. No entanto, é bom o suficiente para descartar β = 0, que é o que veríamos se o fundo de neutrinos cósmicos não existisse.

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

Mesmo com nossos primeiros resultados positivos, podemos estabelecer que, pela primeira vez, o fundo de neutrinos cósmicos foi detectado na estrutura em grande escala do Universo. Um sinal robusto, criado apenas 1 segundo após o Big Bang, foi definitivamente visto e medido, agora por dois métodos diferentes e independentes.

Quando a informação extraída do agrupamento de galáxias é aplicada e analisada, podemos colocar boas restrições em dois parâmetros que detalham os efeitos dos neutrinos no sinal de oscilação acústica do bariônico. O Big Bang prevê que α e β devem ser iguais a 1. Nenhum neutrino corresponderia a β=0, o que é descartado.

Essas primeiras detecções do fundo cósmico de neutrinos não são o fim, mas apenas o começo, do que um dia se tornará outro exemplo de ciência de precisão. Embora existam planos para melhorar o que se sabe do CMB no que diz respeito à medição da presença de neutrinos, a estrutura em grande escala do Universo está realmente apenas começando. O Sloan Digital Sky Survey está prestes a ser substituído por telescópios mais novos e mais poderosos na próxima década – incluindo o Euclid da ESA, o Telescópio Romano Nancy da NASA e o Observatório Vera Rubin da NSF – revelando detalhes sobre o Universo que permanecem obscuros para nós hoje.

Finalmente, a quinta e última grande pedra angular do Big Bang foi confirmada. O Universo em expansão, a abundância dos elementos de luz, o brilho remanescente da radiação na forma de micro-ondas cósmica de fundo, a teia cósmica e a estrutura em grande escala do Universo, e o fundo relíquia de neutrinos cósmicos foram todos detectados. medido e encontrado consistente com as previsões do Big Bang. Mais importante ainda, nenhuma outra alternativa pode reproduzir esses sucessos, enquanto as evidências do Big Bang só ficam mais fortes. Quase 100 anos após a primeira hipótese do Big Bang, é cientificamente melhor apoiado do que nunca.

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