Começa Com Um Estrondo

Quão rápido o universo está se expandindo? Respostas incompatíveis apontam para uma nova física

O Universo em expansão, cheio de galáxias e a estrutura complexa que observamos hoje, surgiu de um estado menor, mais quente, mais denso e mais uniforme. Levou milhares de cientistas trabalhando por centenas de anos para chegarmos a esta imagem, e ainda assim a falta de consenso sobre qual é a taxa de expansão realmente nos diz que ou algo está terrivelmente errado, temos um erro não identificado em algum lugar, ou há uma nova revolução científica no horizonte. (C. FAUCHER-GIGUÈRE, A. LIDZ, E L. HERNQUIST, SCIENCE 319, 5859 (47))

À medida que mais dados chegam, o quebra-cabeça fica cada vez mais profundo.

Sempre que você se propõe a resolver um problema, há uma série de etapas que você deve seguir para chegar à resposta. Supondo que seus métodos sejam sólidos e você não cometa grandes erros, a resposta que você recebe deve estar correta. Pode ser um pouco maior ou um pouco menor que o valor verdadeiro, pois as incertezas de medição (e outras) são reais e não podem ser eliminadas, mas a resposta obtida deve ser independente do método usado.

Por mais de uma década, um enigma vem se formando no campo da astrofísica: embora existam muitas maneiras diferentes de medir a taxa de expansão do Universo, elas se dividem em duas classes diferentes.

Uma classe depende de um sinal inicial (do Big Bang) que pode ser observado hoje, e essas medições se agrupam em torno de 67 km/s/Mpc.
A outra classe usa objetos astrofísicos para medir a distância e o redshift simultaneamente, construindo um conjunto de evidências para inferir a taxa de expansão, onde essas medidas se agrupam em torno de 74 km/s/Mpc.

Uma série de novos estudos mostram que o mistério agora está se aprofundando ainda mais.

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 (mostrada na parte superior) seja a culpada. Mas agora, não podemos ter certeza. (ADAM RIESS (COMUNICAÇÃO PRIVADA))

Acima, você pode ver uma ilustração de muitas medições - de diferentes métodos, experimentos e conjuntos de dados - da taxa atual em que o Universo está se expandindo. Por um lado, você pode ver os resultados do método de sinal inicial, que inclui a impressão da expansão do Universo no fundo de microondas cósmico (do Planck e WMAP), nos dados de polarização do fundo de microondas cósmico (um conjunto de dados totalmente independente) , e de oscilações acústicas bariônicas que se imprimem no modo como as galáxias se aglomeram em escalas de distância de alguns bilhões de anos-luz.

Por outro lado, você pode ver os resultados do método da escada de distância, que inclui uma infinidade de métodos independentes usando talvez uma dúzia de indicadores de distância diferentes em várias combinações. Como você pode ver claramente, há uma dicotomia severa e não sobreposta entre os resultados para os quais as duas classes diferentes de métodos apontam.

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)

O que fazemos em uma situação como essa? Normalmente, consideramos quatro opções:

Os grupos de valores mais baixos estão errados, estão todos cometendo o mesmo erro e o valor verdadeiro é o maior.
Os grupos de valores mais altos estão errados, estão todos cometendo o mesmo erro, e o valor verdadeiro é o menor.
Ambos os conjuntos de grupos têm alguns pontos válidos, mas subestimaram seus erros, e o verdadeiro valor está entre esses resultados.
Ou ninguém está errado, e o valor da taxa de expansão que você mede está vinculado ao método que você usa porque há alguns novos fenômenos ou física em jogo no Universo que não consideramos adequadamente.

No entanto, com os dados que agora temos em mãos, particularmente com um conjunto de novos papéis que saíram apenas este ano , as evidências apontam fortemente para a quarta opção.

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)

O método de sinal inicial é baseado em uma física muito direta. Em um Universo cheio de matéria normal, matéria escura, radiação e energia escura, que começa quente, denso e em expansão, e é regido pela relatividade, podemos ter certeza de que ocorrem os seguintes estágios:

regiões de maior densidade atrairão mais matéria e energia para elas,
a pressão de radiação aumentará quando isso ocorrer, empurrando essas regiões superdensas de volta para fora,
enquanto a matéria normal (que dispersa a radiação) e a matéria escura (que não) se comportam de maneira diferente,
levando a um cenário em que os bárions (ou seja, a matéria normal) têm uma assinatura ondulatória (ou oscilatória) adicional impressa neles,
levando a uma escala de distância de assinatura - a escala acústica - que aparece na estrutura em grande escala do Universo em todos os momentos.

Podemos ver isso nos mapas da CMB; podemos vê-lo nos mapas de polarização da CMB; podemos vê-lo na estrutura em grande escala do Universo e como as galáxias se aglomeram. À medida que o Universo se expande, este sinal deixará uma marca que depende de como o Universo se expandiu.

Antes do Planck, o melhor ajuste aos dados indicava um parâmetro de Hubble de aproximadamente 71 km/s/Mpc, mas um valor de aproximadamente 69 ou mais agora seria muito grande para a densidade de matéria escura (eixo x) que temos visto por outros meios e o índice espectral escalar (lado direito do eixo y) que precisamos para a estrutura em grande escala do Universo fazer sentido. Um valor mais alto da constante de Hubble de 73 km/s/Mpc ainda é permitido, mas somente se o índice espectral escalar for alto, a densidade de matéria escura for baixa e a densidade de energia escura for alta. (P.A.R. ADE ET AL. E A COLABORAÇÃO PLANCK (2015))

Existem várias degenerações com esse método, o que (em linguagem física) significa que você pode ajustar um parâmetro cosmológico às custas de alguns dos outros, mas todos estão relacionados. Acima, você pode ver algumas das degenerações nas flutuações do CMB (do Planck), que mostram o melhor ajuste à taxa de expansão do Hubble de 67 km/s/Mpc.

Também mostra que existem outros parâmetros, como o índice espectral escalar e a densidade geral da matéria, que mudariam se você alterasse o valor da taxa de expansão. Um valor tão alto quanto 73 ou 74 é inconsistente com a densidade de matéria medida (de ~32%) e as restrições no índice espectral escalar (que também vêm do CMB ou de oscilações acústicas bariônicas, de ~0,97), e isso é em vários métodos e conjuntos de dados independentes. Se o valor desses métodos não for confiável, é porque fizemos uma suposição profundamente errada sobre o funcionamento do Universo.

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)

Claro, você pode imaginar que há um problema com o outro método: o método de sinal tardio. Esse método funciona medindo a luz de um objeto cujas propriedades intrínsecas podem ser inferidas a partir de observações e, em seguida, comparando as propriedades observadas com as propriedades intrínsecas, podemos aprender como o Universo se expandiu desde que a luz foi emitida.

Existem muitas maneiras diferentes de fazer essa medição; alguns envolvem simplesmente visualizar uma fonte de luz distante e medir como a luz evoluiu à medida que viaja da fonte até nossos olhos, enquanto outros envolvem a construção do que é conhecido como uma escada de distância cósmica. Ao medir objetos próximos (como estrelas individuais) diretamente e, em seguida, encontrar galáxias com esses mesmos tipos de estrelas, bem como outras propriedades (como flutuações de brilho da superfície, propriedades rotacionais ou supernovas), podemos estender nossa escala de distância até os confins mais distantes de o Universo, onde quer que nossas observações possam chegar.

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 supernova, causar toda a discrepância que encontramos. 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))

A melhor restrição usando esse método aproveita as medições de paralaxe de Cefeidas em nossa galáxia, depois adiciona medições de Cefeidas em galáxias que também abrigam supernovas do tipo Ia e, em seguida, usa supernovas o mais distante possível. No entanto, muitos outros métodos usando uma ampla variedade de indicadores de distância (outros tipos de estrelas, outras propriedades das galáxias, outros eventos cataclísmicos, etc.) fornecem respostas semelhantes.

Você pode pensar que pode haver algum tipo de falha com os primeiros degraus da escada de distância – como medir as distâncias das estrelas em nossa galáxia – que pode afetar todas as tentativas de utilizar esse método, mas existem caminhos independentes que não dependem de qualquer degrau em particular (ou técnica de medição). Lentes gravitacionais distantes fornecer estimativas da taxa de expansão por conta própria , e eles concordam com os outros sinais tardios, em oposição às primeiras relíquias.

Um quasar de lente dupla, como o mostrado aqui, é causado por uma lente gravitacional. Se o tempo de atraso das múltiplas imagens puder ser entendido, pode ser possível reconstruir uma taxa de expansão para o Universo à distância do quasar em questão. Os primeiros resultados agora mostram um total de quatro sistemas quasares com lentes, fornecendo uma estimativa para a taxa de expansão consistente com o grupo da escada de distância. (NASA HUBBLE SPACE TELESCOPE, TOMMASO TREU/UCLA E BIRRER ET AL.)

Com os dois conjuntos de grupos - os que medem 67 km/s/Mpc e os que medem 73 km/s/Mpc - você pode se perguntar se a resposta verdadeira pode estar no meio. Afinal, esta não é a primeira vez que os astrônomos discutem o valor da taxa de expansão do Universo: ao longo da década de 1980, um grupo defendeu um valor de 50-55 km/s/Mpc, enquanto o outro defendia 90-100 km. /s/Mpc. Se você sugerisse um valor para qualquer grupo que estivesse em algum lugar no meio, você seria ridicularizado na sala.

Este foi o objetivo científico primário original do Telescópio Espacial Hubble, e a razão pela qual foi nomeado Hubble: porque seu principal projeto era medir a taxa de expansão do Universo, conhecida como constante de Hubble. (Apesar de deve ser o parâmetro Hubble , pois não é uma constante.) O que originalmente era uma enorme controvérsia foi atribuído a suposições incorretas de calibração, e os resultados do projeto-chave HST, que a taxa de expansão era de 72 ± 7 km/s/Mpc, pareciam finalmente resolveria o problema.

Resultados gráficos do Projeto Chave do Telescópio Espacial Hubble (Freedman et al. 2001). Este foi o gráfico que resolveu a questão da taxa de expansão do Universo: não era 50 ou 100, mas ~72, com um erro de cerca de 10%. (FIGURA 10 DE FREEDMAN E MADORE, ANNU. REV. ASTRON. ASTROPHYS. 2010. 48: 673–710)

Com essa dicotomia recente, no entanto, os dois conjuntos diferentes de grupos trabalharam muito para reduzir todas as possíveis fontes de incerteza. Verificações cruzadas entre diferentes equipes de sinais/relíquias antecipadas; seus resultados realmente não podem ser massageados para obter um valor superior a 68 ou 69 km/s/Mpc sem criar sérios problemas. As grandes colaborações que trabalham em missões da CMB ou pesquisas de estrutura em larga escala examinaram o que fizeram extensivamente, e ninguém encontrou um possível culpado.

Por outro lado, a escala de distância/sinal de última hora foi assumida por uma ampla variedade de equipes e colaborações menores, e elas se conheceram há apenas alguns meses em um workshop. Quando todos apresentaram seus trabalhos mais atualizados, você viu algo que, se você fosse um astrônomo, deveria alarmá-lo em termos de importância.

Uma série de diferentes grupos que buscam medir a taxa de expansão do Universo, juntamente com seus resultados codificados por cores. Observe como há uma grande discrepância entre os resultados iniciais (dois principais) e tardios (outros), com as barras de erro sendo muito maiores em cada uma das opções de atraso. (L. VERDE, T. TREU E A. G. RIESS (2019), ARXIV: 1907.10625)

De todas as diferentes maneiras de medir a constante de Hubble através dos sinais de última hora disponíveis, apenas uma técnica - aquele rotulado CCHP (que usa estrelas na ponta do ramo gigante vermelho em vez de estrelas variáveis Cefeidas) — fornece um valor que arrasta a média para baixo em qualquer lugar próximo ao método de sinal inicial. Se esses erros fossem realmente distribuídos aleatoriamente, que é como as incertezas normalmente funcionam, você esperaria tantos valores usando esse método que foram enviesados para baixo quanto valores que foram enviesados para alto.

Alguns cientistas proeminentes, em um novo artigo extremamente interessante (mas amplamente esquecido) , examinou as premissas que foram feitas nesse trabalho, e encontrou uma série de lugares onde melhorias poderiam ser feitas. Após a reanálise, que envolveu a escolha de um conjunto de dados superior, melhores transformações de filtro e correções aprimoradas do solo para o Hubble, descobriu-se que isso levou a uma taxa de expansão ~ 4% maior do que a análise CCHP.

Os ciclos de vida das estrelas podem ser entendidos no contexto do diagrama de cor/magnitude mostrado aqui. À medida que a população de estrelas envelhece, elas “desligam” o diagrama, permitindo-nos datar a idade do aglomerado em questão. Os aglomerados de estrelas globulares mais antigos têm uma idade de pelo menos 13,2 bilhões de anos, enquanto as estrelas que estão no canto superior direito da curva de desligamento estão na ponta do ramo das gigantes vermelhas, onde a fusão do hélio se inflama. (RICHARD POWELL SOB C.C.-BY-S.A.-2.5 (L); R. J. HALL SOB C.C.-BY-S.A.-1.0 (R))

Em outras palavras, cada método de escada de distância de última hora dá um resultado que é sistematicamente maior que o valor médio, enquanto cada método de sinal/relíquia inicial dá um resultado que é sistemática e substancialmente menor. Os dois conjuntos de grupos, quando você os compara e os compara, diferem um do outro em 9% em uma significância estatística que agora é de 4,5 sigma. Quando o padrão-ouro de 5 sigma for alcançado, este será oficialmente um resultado robusto que não poderá mais ser ignorado.

Se a resposta estivesse realmente no meio, esperaríamos que pelo menos alguns dos métodos de escada de distância estivessem mais próximos dos primeiros métodos de relíquia; nenhum é. Se ninguém está enganado, então temos que começar a olhar para a nova física ou astrofísica como a explicação .

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))

Poderia haver um problema com nossa densidade local em relação à densidade cósmica geral? A energia escura pode mudar ao longo do tempo? Os neutrinos poderiam ter um acoplamento adicional que não conhecemos? A escala acústica cósmica poderia ser diferente do que os dados da CMB indicam? A menos que alguma nova e inesperada fonte de erro seja descoberta, essas serão as perguntas que impulsionam nossa compreensão da expansão do Universo. É hora de olhar além do mundano e considerar seriamente as possibilidades mais fantásticas. Finalmente, os dados são fortes o suficiente para nos obrigar.

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 .