Começa Com Um Estrondo

Evidências do Universo Antes do Big Bang?

Crédito da imagem: a colaboração BICEP2, via http://www.cfa.harvard.edu/news/2014-05.

Como uma assinatura observacional da Cosmic Inflation poderia anunciar a revolução científica do século

Apesar do nome, a teoria do big bang não é realmente uma teoria de um bang. É realmente apenas uma teoria das consequências de um estrondo . -Alan Guth

Quando você pensa no início do Universo, muito provavelmente pensa em um estado quente, denso, cheio de matéria e radiação que está se expandindo e esfriando a uma taxa incrivelmente rápida. (Correto, a propósito.) Mas o que você não pode fazer é extrapolar de volta para um arbitrariamente estado quente e denso. Você pode pensar que pode voltar a uma singularidade de temperatura infinita e densidade infinita, onde toda a energia do Universo foi comprimida em um único ponto, mas isso simplesmente não é verdade.

Crédito da imagem: wiseGEEK, 2003 — 2014Conjecture Corporation, via http://www.wisegeek.com/what-is-cosmology.htm# ; original de Shutterstock / DesignUA.

Veja, uma das coisas notáveis sobre o Universo é que a radiação desta época ainda está por aí. Enquanto saltava entre partículas carregadas quando o Universo era jovem, quente e ionizado, isso durou apenas os primeiros 380.000 anos. Quando o Universo se tornou eletricamente neutro (como quando a matéria no Universo se formou em átomos neutros pela primeira vez), essa radiação remanescente do Big Bang simplesmente acelerou em linha reta, sem impedimentos por essa matéria neutra.

Crédito da imagem: 2005 Lawrence Berkeley National Laboratory Physics Division.

À medida que o Universo se expandiu – porque a energia da radiação é definida pelo seu comprimento de onda – o comprimento de onda dessa radiação foi esticado pela expansão do espaço, e assim sua energia caiu um pouco. Mas isso é extremamente útil, porque nos dá algo para procurar hoje.

Crédito da imagem: Addison Wesley.

E se podemos vê-lo e medi-lo, pode nos fornecer uma janela para o universo muito jovem! Bem, na década de 1960, Arno Penzias e Robert Wilson encontrado esse brilho remanescente do Big Bang - radiação uniforme em todas as direções apenas alguns graus acima do zero absoluto - e foi rapidamente reconhecido como o tão desejado Fundo de Microondas Cósmica!

Crédito da imagem: Revista Life, de Penzias e Wilson em frente à Antena Horn, onde fizeram sua descoberta.

Agora, nos 50 anos que se seguiram, fizemos um tremendo progresso. Conseguimos não apenas medir o espectro de energia dessa radiação, mas também as pequenas e intrínsecas flutuações de temperatura, incluindo em que escalas ocorrem, como estão correlacionadas e como isso se relaciona com o universo.

Crédito da imagem: ESA e a Colaboração Planck.

Crédito da imagem: Planck Colaboração: P. A. R. Ade et al., 2013, A&A Preprint.

Em particular, pudemos aprender sobre como era o universo quando tinha 380.000 anos , do que é feito e como a matéria interveniente afetou essa radiação durante sua jornada de 13,8 bilhões de anos até nossos olhos.

Mas há outra coisa que também pode nos ensinar informações sobre essas coisas; você vê, não é apenas a energia e a temperatura da luz nessas escalas, também podemos ver como essa luz é polarizado . Deixe-me explicar.

Crédito da imagem: usuário do Wikimedia Commons SuperManu .

A luz, em seu nível mais básico, é uma onda eletromagnética. Isso significa que é composto por campos elétricos e magnéticos oscilantes perpendiculares entre si, tem um comprimento de onda específico (definido por sua energia) e se propaga na velocidade da luz.

Quando a luz se propaga por partículas carregadas, quando reflete em uma superfície ou quando interage com outros fenômenos eletromagnéticos no geral , os campos elétricos e magnéticos respondem ao seu ambiente.

Crédito das imagens: 1998-2013 por Michael W. Davidson e The Florida State University. (EU); Steve Dutch de https://www.uwgb.edu/dutchs/Petrology/genlight.htm (R).

Espera-se que toda a luz produzida inicialmente seja não polarizado , mas uma série de coisas pode fazer com que essa luz se torne polarizada de várias maneiras. Em outras palavras, essa luz que normalmente tem aleatoriamente campos elétricos e magnéticos orientados podem experimentar interações que fazem com que tenha uma orientação preferencial, e essa orientação pode nos dizer algumas coisas muito informativas sobre todas as coisas com as quais interagiu ao longo de sua história.

Esse fenômeno de polarização da Microondas Cósmica foi detectado pela primeira vez na década passada pelo satélite WMAP, e espera-se que o Planck faça um trabalho ainda melhor à medida que o tempo avança. (É, no entanto, muito difícil fazer esse tipo de ciência corretamente, e isso deve ser notado.) A polarização que faz com que a luz tenha uma aparência radial é o que chamamos de polarização do modo E (para o campo elétrico) e a polarização que faz com que ela tenha uma aparência é a polarização do modo B (para campo magnético).

Crédito das imagens: Camponês e Zaldarriaga (L), Wayne Hu (R), via http://cosmology.berkeley.edu/~yuki/CMBpol/CMBpol.htm .

Maioria do efeito observado é devido aos bilhões de anos-luz de matéria pela qual a luz passou; as coisas que chamamos de foregrounds em geral. Tem que viajar todo o caminho , e em todas as direções, desde a era da radiação para chegar aos nossos olhos hoje.

Crédito da imagem: NASA, via http://heasarc.nasa.gov/docs/cosmic/gifs/ .

Mas há um pouco, um muito pequena quantidade de polarização, que deveria vir de Ainda mais cedo . Veja bem, antes do Big Bang – antes que o Universo pudesse ser descrito como um estado quente, denso, cheio de matéria e radiação – o Universo estava simplesmente se expandindo exponencialmente rapidamente; um período de inflação cósmica. Durante este tempo, o Universo foi dominado pela energia intrínseca ao próprio espaço vazio, uma quantidade de energia muito maior do que qualquer coisa no Universo hoje.

Crédito da imagem: Cosmic Inflation por Don Dixon.

Durante esse período, as flutuações quânticas – flutuações que acontecem inerentemente ao espaço – se estendem pelo Universo e fornecem as flutuações iniciais de densidade que dão origem ao nosso Universo hoje.

Mas é apenas em regiões onde a inflação termina e onde essa energia inerente ao próprio espaço é convertida em matéria e radiação que o Big Bang realmente acontece.

Imagem gerada por mim.

Nessas regiões – regiões onde a inflação termina – temos um Universo, e um que é muito maior do que apenas a parte observável para nós. Esse é o ideia de um multiverso , e por que achamos que quase certamente vivemos em um.

Crédito da imagem: Max Tegmark / Scientific American, por Alfred T. Kamajian.

Mas e a inflação em si? Há algo que possamos aprender sobre isso?

Você pode pensar que as flutuações quânticas – e as flutuações de densidade que elas semearam – são nossa única pista. Na verdade, até ontem, isso é o que eu teria dito a você. Mas, em teoria, a inflação também produz ondas gravitacionais, que até agora não conseguimos detectar. LISA, a antena espacial do interferômetro a laser (que agora é adiada para a década de 2030 devido a cortes no orçamento), teria sido nossa melhor esperança para detecção direta.

Crédito da imagem: NASA/JPL-Caltech.

Mas mesmo sem LISA, as ondas gravitacionais ainda podem ser detectáveis indiretamente . Você vê, mesmo que as ondas gravitacionais e a luz se movam na mesma velocidade, a luz diminui a velocidade quando viaja através de um meio. Este fenômeno ocorre mesmo no meio incrivelmente esparso da matéria no espaço intergaláctico e interestelar! E como as ondas gravitacionais não - eles são afetados apenas pela curvatura do espaço-tempo - eles podem ultrapassar as ondas de luz, e causam sua própria polarização!

Crédito da imagem: Mark Kamionkowski.

Na verdade, são essas deformações especiais do espaço-tempo, em escalas específicas, que vão esticar os comprimentos de onda da luz de uma maneira muito particular à medida que viajam do Big Bang até nossos olhos.

Crédito da imagem: NASA, ESA e A. Felid (STScI).

Em particular, o sinal revelador de ondas gravitacionais aparecerá como polarização em modo B e deixará uma assinatura específica em escalas um pouco maiores.

Embora Planck devesse ver e confirmar isso, eles foram derrotados na descoberta por uma equipe que trabalha no Pólo Sul: a colaboração BICEP2!

Crédito da imagem: a colaboração BICEP2, via http://www.cfa.harvard.edu/news/2014-05 .

Em escalas entre cerca de um e cinco graus, a polarização do modo B é muito fortemente evidente , e foi relatado para ser descoberto, embora com significância de 2,7σ. ( Nota atualizada : isso é significância de 5,2σ nessas escalas específicas, mas eles precisam convencer a todos que esse nível de detecção não é devido a uma combinação de primeiros planos e sistemática.) 2,7σ significa que há apenas cerca de 2% de chance de que isso seja um detecção de acaso que desaparecerá à medida que mais dados forem obtidos! (Aquilo é um grande chance no mundo científico, então não assine e entregue isso ainda!)

Crédito da imagem: The BICEP2 Collaboration, 2014, via http://bicepkeck.org/#figures .

Isto é um grande negócio se aguentar, porque isso é exatamente a coisa que gostaríamos de medir não apenas para descobrir se a inflação aconteceu (é quase certo que aconteceu), mas para descobrir qual é o modelo de inflação que descreve o nosso Universo?

Planck, quando divulgou seus primeiros resultados no ano passado, não detecte qualquer coisa até onde essas relíquias de ondas gravitacionais vão!

Crédito da imagem: Planck Colaboração: P. A. R. Ade et al., 2013, A&A preprint; anotações por mim.

Agora, existem alguns tipos gerais diferentes de inflação que poderiam ter ocorrido: em particular, se isso r -valor nos gráficos acima acabam sendo zero , isso favoreceria o modelo de campo pequeno, mas se for algo enorme (como 0,2, como sugerido por este resultado), isso seria uma evidência para o modelo de campo grande.

Crédito da imagem: Will Kinney / Ned Wright, via http://ned.ipac.caltech.edu/level5/Sept02/Kinney/Kinney4_8.html .

Agora, isso é um slam-dunk? Não. Precisamos de estatísticas muito melhores para anunciar isso como uma descoberta; nós simplesmente não podemos tomar esses resultados para dizer que sim, existem ondas gravitacionais primordiais que sobraram da inflação, porque precisamos de melhores evidências. Um resultado de 2,7σ é bom, mas em nosso robusto mundo da física, precisamos de um confirmado 5σ resultado para ter certeza. A lata de lixo da história da física está repleta de descobertas 3σ que simplesmente desapareceram com mais e melhores dados.

Sabemos que ocorreu inflação; as sementes da estrutura do Universo – do jeito que parece hoje, do jeito que parecia 13,8 bilhões de anos atrás e em todos os lugares – já nos disseram isso. Mas há uma possibilidade, e o muito primeiro dicas observacionais, que pode haver ondas gravitacionais sobrando também. Se acontecer que os vemos, devemos ser capazes de confirmar isso nos próximos anos. Mas se essa observação regride à média (e se torna insignificante) à medida que acumulamos mais dados, isso não significa que a inflação está errada, apenas que ela não é um dos modelos que produzem as maiores assinaturas de modo B.

Crédito da imagem: Hu & Dodelson 2002 .

Ainda não é uma descoberta, mas é uma dica de que podemos ter tropeçado em algo incrível: a primeira dica de exatamente como nosso universo nasceu . Se estiver certo, será a descoberta do século! Mas se acabar com dados melhores – e pode muito bem acontecer – isso não significa que a inflação está errada; significa simplesmente que as ondas gravitacionais da inflação são menores do que os modelos mais otimistas previam.

Seja real ou não, estamos prestes a aprender um pouco mais sobre como todo o nosso Universo veio a ser.

Atualizar: Alguns de vocês ponderaram e disseram que o artigo relata mais de 5σ de significância. Em particular, eles estão olhando explicitamente para esta região de escalas angulares, onde de fato veem um sinal com significância de 5,2σ.

Crédito da imagem: Colaboração BICEP2 — P. A. R. Ade et al, 2014.

Mas a lente é potencialmente responsável? Esse é o único componente que só pode ser descartado – supondo que eu esteja lendo o artigo corretamente – em apenas 2,7σ.

Veja por si mesmo .

Crédito da imagem: Colaboração BICEP2 — P. A. R. Ade et al, 2014.

Seu resultado é só tão significativo quanto a fonte de incerteza mais provável, e se r ainda pode ser zero, é muito importante descartar isso. O papel posso descartaram, mas não me foi apresentado claramente se for esse o caso. Ainda assim, estou curioso para ver como vai ser daqui para frente! Se eles puderem descartar a lente da mesma maneira que descartaram as emissões síncrotron, o limite de 5σ terá sido atendido e então estamos falando de prêmios Nobel!

Para Guth, e para Linde, cuja reação você pode ver, abaixo: