• Começa Com Um Estrondo

Nenhuma quantidade de ‘matéria normal’ pode eliminar a necessidade de matéria escura

A formação da estrutura cósmica, tanto em grande quanto em pequena escala, é altamente dependente de como a matéria escura e a matéria normal interagem. Apesar da evidência indireta de matéria escura, adoraríamos poder detectá-la diretamente, algo que só pode acontecer se houver uma seção transversal diferente de zero entre a matéria normal e a matéria escura. As estruturas que surgem, no entanto, incluindo aglomerados de galáxias e filamentos de maior escala, são indiscutíveis. (COLABORAÇÃO ILLUSTRIS / SIMULAÇÃO ILLUSTRIS)

O que quer que esteja à espreita lá fora, não é tudo, ou mesmo a maior parte, matéria normal.

Quando se trata do Universo, é natural se perguntar o que exatamente é que compõe tudo. Enquanto parte dele é matéria como nós – coisas montadas de átomos, que por sua vez são feitos de partículas subatômicas como prótons, nêutrons e elétrons – há evidências esmagadoras de que a maioria do material que existe é fundamentalmente diferente do que é. de que somos feitos. Na verdade, quando somamos cada tipo de quantum fundamental conhecido, tudo o que é feito de partículas do Modelo Padrão, chegamos a um resultado tremendamente curto.

Não só o Universo não é feito do mesmo material que nós, mas também não é feito de nada que já detectamos diretamente. De fato, com um grau incrível de precisão e certeza, sabemos precisamente quanto do Universo, em termos de energia total, é composto de tudo cujas propriedades são definitivamente conhecidas: apenas 5%. O resto do Universo deve ser alguma forma de energia que, até agora, evitou a detecção direta, com 68% sendo energia escura e 27% matéria escura.

Na superfície, parece razoável se perguntar se o que estamos chamando de matéria escura pode não ser real, mas pode ser feito de algum tipo de matéria normal conhecida que simplesmente ainda não foi identificada. Mas uma análise mais profunda revela que isso não é possível, e temos evidências para provar isso. Eis como sabemos que, seja o que for a matéria escura, não é simplesmente a matéria normal que é escura.

Este trecho de uma simulação de formação de estrutura, com a expansão do Universo em escala, representa bilhões de anos de crescimento gravitacional em um Universo rico em matéria escura. Observe que filamentos e aglomerados ricos, que se formam na interseção dos filamentos, surgem principalmente devido à matéria escura; a matéria normal desempenha apenas um papel menor. (RALF KÄHLER E TOM ABEL (KIPAC)/OLIVER HAHN)

Uma das melhores coisas sobre as leis da física é esta: se você pode dar a um físico as condições iniciais com as quais um sistema começa, as leis da física sozinhas permitirão que você preveja que tipo de resultados você vai acabar. com. Se você começar com uma distribuição de massas e a lei da gravidade, a física lhe dirá como essas massas evoluirão e que tipos de estruturas se formarão. Se você começar com uma distribuição de cargas elétricas e as equações de Maxwell, a física lhe dirá que tipo de campos elétricos e magnéticos surgirão, bem como os tipos de correntes carregadas que serão criadas.

E se você começar com um sistema de partículas quânticas quentes e interativas, as leis da física lhe dirão – embora probabilisticamente – que tipos de estados ligados e livres provavelmente existirão e com qual distribuição, após um certo período de tempo. passado. Dado que conhecemos as leis que governam o Universo na forma do Modelo Padrão e da Relatividade Geral, e agora completamos o Modelo Padrão em termos de quanta fundamentais conhecidos, medidos e diretamente detectados (partículas e antipartículas), podemos fazer precisamente isso para o próprio Universo inteiro.

O Universo primitivo estava cheio de matéria e radiação, e era tão quente e denso que os quarks e glúons presentes não se formavam em prótons e nêutrons individuais, mas permaneciam em um plasma de quark-glúon. Essa sopa primordial consistia de partículas, antipartículas e radiação e, embora estivesse em um estado de entropia menor do que o nosso Universo moderno, ainda havia muita entropia. (COLABORAÇÃO RHIC, BROOKHAVEN)

Nos estágios iniciais do Big Bang quente, sabemos que o Universo deve ter sido preenchido com todos os vários tipos de partículas e antipartículas que é possível criar mecanicamente quântica. Sempre que você tem uma colisão suficientemente energética entre duas partículas fundamentais – precisamente o que rotineiramente causamos em colisores de partículas como o Grande Colisor de Hádrons no CERN – há uma probabilidade diferente de zero de que você crie espontaneamente um novo par partícula-antipartícula. Contanto que haja energia livre e disponível suficiente para fazer novas partículas enquanto ainda conserva a energia geral e o momento do sistema, a teoria de Einstein E = mc² permitirá que você crie praticamente qualquer coisa.

No início do Universo, sabemos que as coisas ficaram mais quentes e mais densas do que nunca no Grande Colisor de Hádrons, ou em qualquer acelerador ou detector de partículas que já construímos na Terra. Com quantidades incrivelmente grandes de matéria e energia presentes em densidades incrivelmente altas, a energia nos estágios iniciais do Big Bang quente foi distribuída entre todas as espécies conhecidas de partículas e antipartículas em proporções específicas, conforme ditado pelas leis da física. Também pode ter havido outras partículas e antipartículas novas, ainda não descobertas, mas, pelo menos, nos estágios iniciais e mais quentes, todas as partículas conhecidas existiam em grande abundância à medida que o Universo se expandia e esfriava.

Prevê-se que as partículas e antipartículas do Modelo Padrão existem como consequência das leis da física. Embora descrevamos quarks, antiquarks e glúons como tendo cores ou anticolores, isso é apenas uma analogia. A ciência real é ainda mais fascinante. (E. SIEGEL / ALÉM DA GALÁXIA)

Nesses estágios iniciais, cada conjunto de pares partícula-antipartícula tem uma taxa de criação e uma taxa de aniquilação. No estágio inicial e mais quente, eles se equilibram, e esse ponto de equilíbrio determina a abundância de cada espécie de partícula e antipartícula. Você faz pares partícula-antipartícula quando tem colisões com energia suficiente para permitir a criação via E = mc² , e você os destrói quando eles se encontram e os aniquilam.

À medida que o Universo se expande e esfria, no entanto, ele perde energia. Quando a temperatura do Universo cai abaixo de um certo limiar crítico - um limiar definido pela massa de repouso de cada partícula - ocorrem cada vez menos colisões que têm energia suficiente para permitir que a criação seja uma possibilidade. No entanto, não apenas esses pares partícula-antipartícula continuam sendo bastante eficientes em se encontrar e se aniquilar, mas, a menos que a partícula seja fundamentalmente estável, ela também começará a decair. Para cada partícula no Modelo Padrão, elas começam a aniquilar e decair em uma ordem previsível e de maneira previsível e compreensível.

Nas altas temperaturas alcançadas no Universo muito jovem, não apenas partículas e fótons podem ser criados espontaneamente, com energia suficiente, mas também antipartículas e partículas instáveis, resultando em uma sopa primordial de partículas e antipartículas. No entanto, mesmo com essas condições, apenas alguns estados específicos, ou partículas, podem emergir e, quando alguns segundos se passam, o Universo é muito maior do que era nos estágios iniciais. (LABORATÓRIO NACIONAL DE BROOKHAVEN)

Quando o Universo tem alguns picossegundos de idade, os quarks top e antiquarks param de ser criados e decaem rapidamente. A simetria eletrofraca quebra quase ao mesmo tempo, dando origem às leis da física como as experimentamos, não como eram em energias ultra-altas. Alguns picossegundos depois, os bósons de Higgs, assim como o bóson Z e os bósons W carregados, também decaem. Quando começamos a contar o tempo em nanossegundos, quarks bottom e antiquarks, quarks charm e antiquarks, e léptons tau e anti-tau também desaparecem do Universo.

Quando o Universo atinge alguns microssegundos de idade, um novo limite é ultrapassado: as temperaturas e densidades agora caíram o suficiente para que o confinamento ocorra, e o que antes era um plasma de quark-glúon agora se torna cheio de estados ligados. Hádrons, como bárions, anti-bárions e mésons, formam-se em grande número. À medida que as coisas continuam a se expandir e esfriar, partículas contendo quarks e antiquarks estranhos decaem, assim como todos os mésons e múons restantes.

Finalmente, quando o Universo agora tem milissegundos de idade, prótons e nêutrons se aniquilam com antiprótons e antinêutrons. Neste ponto, tudo o que temos certeza de que nos resta são fótons, elétrons, pósitrons, neutrinos e anti-neutrinos, com uma pequena quantidade de prótons e nêutrons restantes – cerca de 1 parte em 1 bilhão – que de alguma forma existia em excesso de sua antimatéria. homólogos.

O Big Bang produz matéria, antimatéria e radiação, com um pouco mais de matéria sendo criada em algum momento, levando ao nosso Universo hoje. Como essa assimetria surgiu, ou surgiu de onde não havia assimetria para começar, ainda é uma questão em aberto, mas o fato de termos sobrado de matéria, incluindo prótons, nêutrons e elétrons, indica que ela, em algum momento, ocorreu . (E. SIEGEL / ALÉM DA GALÁXIA)

Sim, pode ter havido matéria escura e energia escura presentes também, mesmo nesses estágios iniciais. Pode ter havido partículas fundamentais adicionais presentes; pode ter havido novos campos ou interações ou acoplamentos ou simetrias; pode ter havido uma série de coisas extras que foram abundantes no início, e que permaneceram por um tempo substancial, talvez até persistindo até hoje. O que é maravilhoso sobre esse aspecto do Big Bang quente é que ele não apenas se adapta a esses cenários, mas que a física que ocorre para esse componente da história é praticamente inalterada, independentemente do que mais possa existir.

Antes que o Universo atinja a idade de 1 segundo após o Big Bang, os prótons e nêutrons que permanecem são livres para interagir com todas as partículas restantes e mais numerosas. À medida que o fazem, quatro interações tornam-se importantes para examinar em detalhes.

1. próton + antineutrino → nêutron + pósitron,
2. próton + elétron → nêutron + neutrino,
3. nêutron + neutrino → próton + elétron,
4. nêutron + pósitron → próton + antineutrino.

Quando o Universo permanece muito quente, essas interações ocorrem em taxas iguais, e o Universo é dividido 50/50 entre prótons e nêutrons. Mas à medida que o Universo se expande e esfria, as coisas começam a mudar.

Sob normal. condições de baixa energia, um nêutron livre decairá em um próton por uma interação fraca, onde o tempo flui na direção ascendente, como mostrado aqui. Em energias altas o suficiente, há uma chance dessa reação ocorrer ao contrário: onde um próton e um pósitron ou um neutrino podem interagir para produzir um nêutron, o que permite a interconversão próton-nêutron no Universo primitivo. À medida que esfria para energias mais baixas, os nêutrons se tornam prótons mais facilmente do que os prótons se tornam nêutrons. (JOEL HOLDSWORTH)

Você tem que lembrar que os nêutrons são um pouquinho mais pesados ​​que os prótons: 0,14% mais massivos. Se você quiser colidir um próton com um antineutrino ou um elétron para criar um nêutron (além de outras coisas), sua colisão precisa ter uma certa quantidade extra de energia para tornar isso possível. À medida que o Universo começa a esfriar, essa quantidade crítica de energia fica cada vez mais difícil de encontrar. Como resultado, torna-se mais fácil para os nêutrons se combinarem com neutrinos ou pósitrons para se converterem em prótons do que prótons se combinarem com elétrons ou antineutrinos para produzir nêutrons. O equilíbrio começa a se afastar da igualdade próton-nêutron para favorecer os prótons.

Cerca de 1 segundo após o Big Bang, neutrinos e anti-neutrinos congelam, pois a interação fraca – que governa as interações de neutrinos com todas as formas de matéria – torna-se insignificante nessas baixas energias e temperaturas. Prótons e nêutrons continuam a se interconverter, mas com menos eficiência, e logo depois, não mais de 3 segundos após o Big Bang, torna-se muito frio para criar espontaneamente pares elétron-pósitrons. Após um breve período de aniquilação massiva, criando ainda mais fótons, o excesso de elétrons se aniquila com os pósitrons.

O caminho que prótons e nêutrons percorrem no Universo primitivo para formar os elementos e isótopos mais leves: deutério, hélio-3 e hélio-4. A razão nucleon-fóton determina quantos de cada elemento e isótopo existiam após o Big Bang, com cerca de 25% de hélio. Mais de 13,8 bilhões de anos de formação estelar, a porcentagem de hélio aumentou para ~ 28%. (E. SIEGEL / ALÉM DA GALÁXIA)

Neste ponto, o que resta é um Universo que é preenchido com dois fundos de radiação: um fundo de fótons, que eventualmente se torna o fundo de micro-ondas cósmico, e um fundo de neutrinos/antineutrinos, que ainda persiste, mas só foi detectado indiretamente e tem uma temperatura isso é 71,4% do fundo do fóton. Intercalados com isso estão um pequeno número de prótons e nêutrons, com alguns elétrons também: igual em número ao número de prótons, para manter o Universo eletricamente neutro. Neste ponto, cerca de 3 segundos após o início do Big Bang quente, a matéria normal no Universo é de cerca de 72% de prótons e 28% de nêutrons.

Agora, esses prótons e nêutrons adorariam se fundir, mas ainda não podem. Assim que o fazem, formando um núcleo de deutério, um fóton – que, lembre-se, supera o número de prótons e nêutrons em algo em torno de um bilhão para um – entra e o atinge. Em apenas ~ 3 segundos após o Big Bang quente, esses fótons são tão energéticos que imediatamente explodem esses núcleos. Você tem que esperar que o Universo se expanda e esfrie o suficiente antes de poder passar por esse gargalo de deutério e formar os núcleos leves, um jogo de espera que leva um pouco menos de 4 minutos, no total.

As abundâncias previstas de hélio-4, deutério, hélio-3 e lítio-7 conforme previsto pela Nucleossíntese do Big Bang, com observações mostradas nos círculos vermelhos. Isso corresponde a um Universo onde ~4-5% da densidade crítica está na forma de matéria normal. Com outros ~ 25-28% na forma de matéria escura, apenas cerca de 15% da matéria total no Universo pode ser normal, com 85% na forma de matéria escura. (EQUIPE DE CIÊNCIAS DA NASA / WMAP)

Durante esse tempo, uma fração dos nêutrons livres decai, mudando o equilíbrio de 72/28 em favor dos prótons para uma diferença ainda mais significativa: 75/25. Você acaba criando os elementos mais leves e seus isótopos: hidrogênio, deutério, hélio-3, hélio-4 e lítio-7. Hoje, podemos não apenas calcular quais devem ser as abundâncias – o que depende apenas de um parâmetro, a razão bárion-fóton – mas também medi-las. (Os bárions, hoje, são o número total de prótons e nêutrons, combinados.) Nosso Universo, que termina com ~25% de hélio-4, ~0,01% de deutério, ~0,01% de hélio-3 e ~0,0000001% de lítio-7 , antes de qualquer estrela ser formada, mostra um acordo espetacular entre teoria e observação.

Mas esta é a resposta! Lembre-se, queríamos saber a resposta para a questão de quanta matéria normal, total, existe no Universo? Podemos medir primorosamente a densidade dos fótons que sobraram do Big Bang quente: há 411 deles por centímetro cúbico de espaço. Se conhecermos a razão bárion-fóton, que podemos concluir precisamente dessa linha de pensamento, saberemos quanta matéria normal existe, total, no Universo. É exatamente por isso que sabemos, se pudéssemos medir, localizar e somar todas as formas de matéria normal no Universo:

• estrelas,
• gás,
• pó,
• plasmas,
• buracos negros,
• planetas,
• anãs marrons,
• e qualquer outra coisa que você possa imaginar,

soma-se a um número específico: 5% da quantidade total de energia que deve estar presente.

Ao examinar estrelas, poeira e gás em galáxias e aglomerados, os cientistas encontraram apenas 18% da matéria normal. Mas ao pesquisar o espaço intergaláctico, inclusive ao longo de filamentos e vazios cósmicos, os cientistas encontraram não apenas gás, mas plasmas ionizados de todas as temperaturas, que nos levam a 100% do esperado. Não há mais; e, portanto, a matéria escura ainda é absolutamente necessária. (ESA)

A ciência da física nuclear, as abundâncias medidas dos elementos leves imediatamente após o Big Bang e as propriedades do Universo primitivo se combinam para nos ensinar precisamente quanta matéria normal existe no Universo em geral. Sim, não encontramos tudo; sim, a maior parte não está na forma de estrelas; sim, grande parte dele não emite ou absorve luz em quantidades substanciais e, portanto, é escuro. Mas não importa o quanto encontremos, e não importa onde o encontremos, isso não afetará a quantidade de matéria escura de que precisamos.

Do conjunto completo de observações cósmicas que temos, 32% do Universo, no total, precisa ser alguma forma de matéria com uma massa de repouso diferente de zero. Apenas 5%, no total, pode ser matéria normal; as restrições são muito apertadas. Cerca de 0,1% pode estar na forma de neutrinos e antineutrinos; cerca de ~0,01% pode estar na forma de fótons. E é isso. O que quer que esteja lá fora – matéria escura e energia escura no mínimo – tem que ser algo diferente das formas de energia conhecidas e já descobertas que existem no Universo. Podemos ainda não saber o que é a matéria escura, mas de uma coisa podemos ter certeza: não é apenas uma forma escura da matéria normal.

Mesmo sem todas as outras linhas de evidência à nossa disposição, a Nucleossíntese do Big Bang por si só é suficiente para nos dizer que a matéria normal, por si só, não pode nos dar o Universo como o observamos.

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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