• Começa Com Um Estrondo

Como a física quântica nos permite ver de volta através do espaço e do tempo

Há limites para o quão longe podemos ver: as primeiras galáxias, as primeiras estrelas e até a emissão do brilho remanescente do Big Bang quando os átomos neutros se formam de forma estável. No entanto, se não fosse pela propriedade da mecânica quântica de permitir uma transição de dois fótons entre estados esféricos de energia mais alta e mais baixa, nosso Universo não apenas pareceria muito diferente, mas não seríamos capazes de ver tão longe no tempo. ou pelo espaço. (NASA, ESA, AND AND A. FEILD (STSCI))

Se não fosse por uma regra quântica subatômica, nosso Universo seria muito diferente.

De muitas maneiras, nossas visões do Universo distante são as coisas mais próximas que chegaremos de ter uma máquina do tempo. Embora não possamos viajar no tempo, podemos fazer a próxima melhor coisa: ver o Universo não como é hoje, mas como era há muito tempo. Sempre que a luz é emitida de uma fonte distante – como uma estrela, galáxia ou quasar – ela primeiro precisa atravessar as vastas distâncias cósmicas que separam essa fonte de nós mesmos, o observador, e isso leva tempo.

Mesmo na velocidade da luz, pode levar bilhões ou até mais de dez bilhões de anos para que esses sinais cheguem, o que significa que quanto mais longe vemos um objeto distante, mais perto do Big Bang estamos olhando. A luz mais antiga que podemos ver, no entanto, vem de uma época anterior a qualquer estrela ou galáxia: quando os núcleos atômicos e os elétrons do Universo se combinaram para formar átomos neutros. No entanto, é apenas uma peculiaridade muito específica da física quântica que nos permite ver o Universo como era há muito tempo. Sem ele, os primeiros sinais não existiriam e seríamos incapazes de olhar para trás no espaço e no tempo como podemos hoje. Veja como a física quântica nos permite ver tão longe no espaço e no tempo.

As flutuações quânticas que ocorrem durante a inflação se estendem por todo o Universo e, quando a inflação termina, elas se tornam flutuações de densidade. Isso leva, ao longo do tempo, à estrutura em grande escala do Universo hoje, bem como às flutuações de temperatura observadas na CMB. Novas previsões como essas são essenciais para demonstrar a validade de um mecanismo de ajuste fino proposto. (E. SIEGEL, COM IMAGENS DERIVADAS DA ESA/PLANCK E DA FORÇA-TAREFA INTERAGÊNCIA DO DOE/NASA/NSF NA PESQUISA CMB)

Para entender de onde vem o primeiro sinal observável no Universo, temos que voltar no tempo: até os primeiros instantes do Big Bang. Quando o Universo era quente, denso, quase perfeitamente uniforme e cheio de uma mistura de matéria, antimatéria e radiação, ele estava se expandindo incrivelmente rápido. Nesses primeiros momentos, havia regiões do Universo que eram ligeiramente mais densas que a média e regiões que eram ligeiramente menos densas que a média, mas apenas ~ 1 parte em 30.000.

Se dependesse apenas da gravidade, as regiões superdensas cresceriam, atraindo mais matéria circundante do que as regiões médias ou subdensas, enquanto as regiões subdensas cederiam sua matéria para as regiões vizinhas mais densas. Mas o Universo não é governado apenas pela gravidade; as outras forças da natureza desempenham um papel importante. A radiação, por exemplo – particularmente na forma de fótons – é extremamente energética no início do Universo, e seus efeitos sobre como a matéria evolui são importantes de várias maneiras.

Nos primeiros tempos (esquerda), os fótons se dispersam dos elétrons e têm energia suficiente para levar quaisquer átomos de volta a um estado ionizado. Uma vez que o Universo esfria o suficiente e é desprovido de fótons de alta energia (à direita), eles não podem interagir com os átomos neutros e, em vez disso, simplesmente fluem livremente, pois têm o comprimento de onda errado para excitar esses átomos para um nível de energia mais alto. (E. SIEGEL / ALÉM DA GALÁXIA)

Em primeiro lugar, a matéria (e antimatéria), se estiver eletricamente carregada, dispersará prontamente os fótons. Isso significa que qualquer quantum de radiação, sempre que encontrar uma partícula carregada, irá interagir e trocar energia com ela, com encontros sendo mais prováveis ​​com partículas carregadas de baixa massa (como elétrons) do que com partículas de alta massa (como prótons ou núcleos atômicos). .

Em segundo lugar, à medida que a matéria tenta entrar em colapso gravitacional, a densidade de energia dessa região se eleva acima dessa média. Mas a radiação responde a essas densidades de energia mais altas fluindo dessas regiões de alta densidade para as de densidade mais baixa, e isso leva a uma espécie de salto, onde:

• densidades aumentam,
• pressão do fóton aumenta,
• fótons fluem para fora,
• a densidade cai,
• fazendo com que a pressão do fóton caia,
• fazendo com que fótons e matéria fluam de volta,
• aumentando a densidade,

e o ciclo continua. Quando falamos sobre as flutuações que vemos no fundo cósmico de micro-ondas, elas seguem um padrão particular de oscilações que corresponde a esses saltos, ou oscilações acústicas, que ocorrem no plasma do Universo primitivo.

À medida que nossos satélites melhoraram suas capacidades, eles sondaram escalas menores, mais bandas de frequência e diferenças de temperatura menores no fundo cósmico de micro-ondas. As imperfeições da temperatura ajudam a nos ensinar do que o Universo é feito e como ele evoluiu, pintando uma imagem que requer matéria escura para fazer sentido. (NASA/ESA E AS EQUIPES COBE, WMAP E PLANCK; RESULTADOS PLANCK 2018. VI. PARÂMETROS COSMOLÓGICOS; COLABORAÇÃO PLANCK (2018))

Mas há uma terceira coisa acontecendo simultaneamente com tudo isso: o Universo está se expandindo. Quando o Universo se expande, sua densidade diminui, pois o número total de partículas dentro dele permanece o mesmo enquanto o volume aumenta. Uma segunda coisa, no entanto, também acontece: o comprimento de onda de cada fóton – cada quantum de radiação eletromagnética – se estende à medida que o Universo se expande. Como o comprimento de onda de um fóton determina sua energia, com comprimentos de onda mais longos correspondendo a energias mais baixas, o Universo também esfria à medida que se expande.

Um Universo que fica menos denso e esfria de um estado inicialmente quente e denso fará muito mais do que apenas gravitar. Em altas energias, cada colisão entre dois quanta terá a chance de criar espontaneamente pares partícula/antipartícula; contanto que haja energia suficiente disponível em cada colisão para criar partículas massivas (e antipartículas) via Einstein E = mc² , há uma chance de que isso aconteça.

Nos primeiros tempos, isso acontece copiosamente, mas à medida que o Universo se expande e esfria, isso para de acontecer e, em vez disso, quando os pares de partículas/antipartículas se encontram, eles se aniquilam. Quando a energia cai para valores baixos o suficiente, apenas um pequeno excesso de matéria permanecerá.

No início do Universo, o conjunto completo de partículas e suas partículas de antimatéria eram extraordinariamente abundantes, mas à medida que o Universo esfriava, a maioria se aniquilava. Toda a matéria convencional que nos resta hoje é dos quarks e léptons, com números positivos de bárions e léptons, que superavam em número seus antiquarks e antiléptons. (E. SIEGEL / ALÉM DA GALÁXIA)

À medida que o Universo continua a se expandir e esfriar – e à medida que a densidade e a temperatura caem – várias outras transições importantes acontecem. Em ordem:

• quarks e glúons formam estados ligados estáveis: prótons e nêutrons,
• neutrinos, que antes interagiam copiosamente, não colidem mais com outras partículas,
• o último dos pares de antimatéria, elétron e pósitrons, aniquilam-se,
• os fótons esfriam o suficiente para que ocorram as primeiras reações estáveis ​​de fusão nuclear, criando os elementos leves logo após o Big Bang,
• a dança oscilante entre matéria normal, matéria escura e radiação ocorre, levando ao padrão particular de flutuações que mais tarde crescerá na estrutura em grande escala do Universo,
• e, finalmente, átomos neutros podem se formar de forma estável, pois os fótons esfriaram o suficiente para não mais explodir imediatamente os elétrons dos núcleos aos quais se ligariam.

É somente até que esta etapa final seja concluída – uma etapa que leva mais de 100.000 anos – que o Universo se torna transparente para a luz presente nele. O plasma ionizado que existia anteriormente absorve e reemite fótons continuamente, mas uma vez que os átomos neutros se formam, esses fótons simplesmente fluem livremente e desviam para o vermelho com o Universo em expansão, criando o fundo de microondas cósmico que observamos hoje.

Um universo onde elétrons e prótons são livres e colidem com fótons transita para um neutro que é transparente para fótons à medida que o universo se expande e esfria. Mostrado aqui é o plasma ionizado (L) antes que o CMB seja emitido, seguido pela transição para um Universo neutro (R) que é transparente aos fótons. A luz, uma vez que para de se espalhar, simplesmente flui livremente e desvia para o vermelho à medida que o Universo se expande, eventualmente terminando na porção de micro-ondas do espectro. (AMANDA YOHO)

Essa luz, em média, chega até nós de um tempo correspondente a ~380.000 anos após o Big Bang. Isso é incrivelmente curto em comparação com a história do nosso Universo de 13,8 bilhões de anos, mas é muito longo em comparação com as etapas anteriores, que ocorrem na primeira fração de segundo até os primeiros minutos após o Big Bang. Como os fótons superam os átomos em mais de um bilhão para um, mesmo um pequeno número de fótons superenergéticos pode manter todo o Universo ionizado. Somente quando eles esfriam até um limite específico – correspondendo a uma temperatura de cerca de 3.000 K – esses átomos neutros podem finalmente se formar.

Mas há um problema imediato com essa etapa final, se você pensar bem.

Quando os elétrons se ligam aos núcleos atômicos, eles descem em cascata os vários níveis de energia em uma reação em cadeia. Eventualmente, esses elétrons farão sua transição mais energética: para o estado fundamental. A transição mais comum que ocorre é do segundo estado de energia mais baixo (chamado n =2) para o estado mais baixo ( n =1), caso em que emite uma energia, Série Lyman fóton.

As transições de elétrons no átomo de hidrogênio, juntamente com os comprimentos de onda dos fótons resultantes, mostram o efeito da energia de ligação e a relação entre o elétron e o próton na física quântica. A transição mais forte do hidrogênio é Lyman-alpha (n=2 para n=1), mas sua segunda mais forte é visível: Balmer-alpha (n=3 para n=2). (USUÁRIOS DO WIKIMEDIA COMMONS SZDORI E ORANGEDOG)

Por que isso é um problema? Precisávamos que o Universo esfriasse abaixo de ~ 3000 K para que não houvesse fótons energéticos suficientes para reexcitar esses elétrons do estado fundamental de volta a um estado excitado, onde seriam fáceis de ionizar. Então esperamos e esperamos e esperamos e, finalmente, algumas centenas de milhares de anos após o Big Bang, chegamos lá. Nesse momento, os elétrons se ligam aos núcleos, eles descem em cascata seus vários níveis de energia e, finalmente, fazem uma transição para um estado fundamental.

Essa transição energética final causa a emissão de um fóton de alta energia, da série Lyman. Agora, se você começou a formar átomos neutros em todo o Universo, pode calcular a distância que o fóton da série Lyman percorre antes de colidir com um átomo neutro e comparar isso com a quantidade de redshifting que ocorrerá para esse fóton. Se ele se desviar para o vermelho em uma quantidade grande o suficiente, seu comprimento de onda aumentará e os átomos não serão capazes de absorvê-lo. (Lembre-se, os átomos só podem absorver fótons de frequências particulares.)

Quando você faz as contas, no entanto, descobre que a esmagadora maioria dos fótons produzidos por essas transições para o estado fundamental – cerca de 99.999.999 em cada 100.000.000 – simplesmente são reabsorvidos por outro átomo idêntico, que pode facilmente se tornar ionizado.

Quando um elétron transita de um estado de energia mais alta para um estado de energia mais baixa, ele normalmente emite um único fóton de uma energia específica. Esse fóton, no entanto, tem as propriedades certas para ser absorvido por um átomo idêntico naquele estado de energia mais baixa. Se isso ocorresse exclusivamente para um átomo de hidrogênio atingindo o estado fundamental no início do Universo, não seria suficiente para explicar nosso fundo cósmico de micro-ondas. (NICOLLE RAGER FULLER, NSF)

Isso implica em algo bastante perturbador: esperamos todo esse tempo que o Universo se tornasse eletricamente neutro e, quando isso acontecer, calculamos que praticamente todo átomo que o fizer será responsável por reionizar um átomo diferente do mesmo tipo.

Você pode pensar que isso significa que só precisamos esperar uma quantidade suficiente de tempo, e então o suficiente dessas transições ocorrerão com um tempo suficientemente longo entre o momento em que esses fótons são emitidos e ele encontra outro átomo. Isso é verdade, mas o tempo que levaria para o Universo se tornar eletricamente neutro não seria ~ 380.000 anos se fosse assim. Em vez disso, levaria cerca de 790.000 anos para que essa transição ocorresse, onde o Universo teria caído para cerca de 1900 K de temperatura.

Em outras palavras, a maneira mais simples de tentar formar átomos neutros – a maneira como acontece naturalmente quando os íons em nosso Universo se recombinam hoje – não pode ser o principal mecanismo de como ocorreu no início do Universo.

O nível de energia mais baixo (1S) do hidrogênio, no canto superior esquerdo, tem uma densa nuvem de probabilidade de elétrons. Níveis de energia mais altos têm nuvens semelhantes, mas com configurações muito mais complicadas. Para o primeiro estado excitado, existem duas configurações independentes: o estado 2S e o estado 2P, que possuem diferentes níveis de energia devido a um efeito muito sutil. (VISUALIZANDO TODAS AS COISAS CIÊNCIA / FLICKR)

Então, como isso acontece? Você tem que lembrar que o estado de energia mais baixa para um elétron em um átomo, o n =1 estado, é sempre esférico. Você pode encaixar até dois elétrons nesse estado e, portanto, o hidrogênio - o elemento mais comum no Universo - sempre tem um elétron no n = 1 estado quando chegar lá.

No entanto, o n =2 estado pode acomodar até oito elétrons: há dois slots em um estado esférico (o s -orbital) e dois slots em cada um dos x , e , e com direções (o p -orbitais).

O problema é que as transições de um s -orbital para outro são proibidos, mecanicamente quântica. Não há como emitir um fóton de um s -orbital e ter seu elétron acabar em uma energia mais baixa s -orbital, então a transição sobre a qual falamos anteriormente, onde você emite um fóton da série Lyman, só pode ocorrer a partir do 2 p estado para o 1 s Estado.

Mas há um processo especial e raro que pode ocorrer: uma transição de dois fótons do 2 s estado (ou o 3 s , ou 4 s , ou mesmo os 3 d orbital) até o solo (1 s ) Estado. Ocorre apenas cerca de 0,000001% da frequência das transições da série Lyman, mas cada ocorrência nos dá um novo átomo de hidrogênio neutro. Essa peculiaridade da mecânica quântica é o principal método de criação de átomos de hidrogênio neutros no Universo.

Quando você faz a transição de um orbital s para um orbital s de energia mais baixa, em raras ocasiões você pode fazê-lo através da emissão de dois fótons de energia igual. Essa transição de dois fótons ocorre mesmo entre o estado 2s (primeiro excitado) e o estado 1s (terra), cerca de uma vez em cada 100 milhões de transições, e é o mecanismo primário pelo qual o Universo se torna neutro. (R. ROY ET AL., OPTICS EXPRESS 25(7):7960 · ABRIL DE 2017)

Se não fosse por essa rara transição, de orbitais esféricos de energia mais alta para orbitais esféricos de energia mais baixa, nosso Universo seria incrivelmente diferente em detalhes. Teríamos diferentes números e magnitudes de picos acústicos no fundo cósmico de micro-ondas e, portanto, um conjunto diferente de flutuações de sementes para o nosso Universo construir sua estrutura em grande escala. A história da ionização do nosso Universo seria diferente; levaria mais tempo para as primeiras estrelas se formarem; e a luz do brilho remanescente do Big Bang só nos levaria de volta a 790.000 anos após o Big Bang, em vez dos 380.000 anos que temos hoje.

Em um sentido muito real, há uma infinidade de maneiras pelas quais nossa visão do Universo distante – até os confins do espaço profundo, onde detectamos os primeiros sinais surgindo após o Big Bang – seria fundamentalmente menos poderoso se não fosse por este. transição mecânica quântica. Se quisermos entender como o Universo veio a ser como é hoje, mesmo em escalas cósmicas, é notável como os resultados são sutilmente dependentes das regras subatômicas da física quântica. Sem ela, as vistas que vemos olhando para trás no espaço e no tempo seriam muito menos ricas e espetaculares.

Começa com um estrondo é escrito por Ethan Siegel , Ph.D., autor de Além da Galáxia , e Treknology: A ciência de Star Trek de Tricorders a Warp Drive .

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