Começa Com Um Estrondo

Não, a controvérsia cósmica sobre o universo em expansão não é um erro de calibração

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))

Algo não está somando, mas não é um erro de calibração.

Já se passaram quase 100 anos desde que descobrimos que o Universo estava se expandindo. Desde então, os cientistas que estudam o Universo em expansão discutem sobre dois detalhes dessa expansão em particular. Em primeiro lugar, há a questão de quão rápido: qual é a taxa de expansão do Universo, como o medimos hoje? E segundo, há a questão de como essa taxa de expansão muda ao longo do tempo, já que a maneira como a expansão muda depende completamente do que está em nosso Universo.

Ao longo do século 20, diferentes grupos, utilizando diferentes instrumentos e/ou técnicas, mediram diferentes taxas, levando a uma série de controvérsias. A situação parecia finalmente ser resolvida graças ao projeto-chave do Hubble: o principal objetivo científico do Telescópio Espacial Hubble. Por fim, tudo apontava para a mesma imagem. Mas hoje, 20 anos depois esse importante papel foi lançado , uma nova tensão emergiu. Dependendo de qual técnica você usa para medir o Universo em expansão, você obtém um dos dois valores e eles não concordam um com o outro. Pior de tudo, você não pode atribuir um erro de calibração, como alguns tentaram fazer recentemente. Aqui está a ciência por trás do que está acontecendo.

As observações originais de 1929 da expansão do Universo pelo Hubble, seguidas por observações subsequentemente mais detalhadas, mas também incertas. O gráfico de Hubble mostra claramente a relação redshift-distância com dados superiores aos seus predecessores e concorrentes; os equivalentes modernos vão muito mais longe. Observe que velocidades peculiares sempre permanecem presentes, mesmo em grandes distâncias, mas que a tendência geral é o que importa. (ROBERT P. KIRSHNER (R), EDWIN HUBBLE (L))

Se você quiser medir o quão rápido o Universo está se expandindo, existem basicamente duas maneiras diferentes de fazê-lo. Você pode:

olhar para um objeto que existe dentro do Universo,
saber algo fundamental sobre ele (como seu brilho intrínseco ou seu tamanho físico),
meça o desvio para o vermelho desse objeto (que informa o quanto sua luz foi deslocada),
meça a coisa observada que você conhece fundamentalmente (ou seja, seu brilho aparente ou tamanho aparente),

e juntar todas essas coisas para inferir a expansão do Universo.

Isso com certeza parece 1 maneira de fazer, certo? Então, por que eu disse que existem basicamente duas maneiras diferentes de fazer isso? Porque você pode escolher algo em que está medindo seu brilho ou pode escolher algo em que está medindo seu tamanho. Se você tivesse uma lâmpada cujo brilho você conhecesse, e então medisse o quão brilhante ela parecia, você seria capaz de me dizer a que distância ela está, porque você sabe como o brilho e a distância estão relacionados. Da mesma forma, se você tivesse uma vara de medição cujo comprimento você conhecesse e medisse o quão grande ela parecia, você seria capaz de me dizer sua distância, porque você sabe – geometricamente – como o tamanho angular e o tamanho físico estão relacionados.

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. À medida que o Universo se expande, objetos distantes parecem mais fracos de uma maneira particular, mas as distâncias entre objetos também evoluem de uma maneira particular. Ambos os métodos, de forma independente, permitem inferir o histórico de expansão do Universo. (NASA/JPL-CALTECH)

Esses dois métodos, respectivamente, são usados para medir o Universo em expansão. A metáfora da lâmpada é conhecida como uma vela padrão, enquanto o método da vara de medição é conhecido como uma régua padrão. Se o espaço fosse estático e imutável, esses dois métodos forneceriam resultados idênticos. Se você tiver uma vela a uma distância de 100 metros e depois medir seu brilho, colocá-la duas vezes mais longe fará com que pareça apenas um quarto do brilho. Da mesma forma, se você colocar uma régua de 30 cm (12) a uma distância de 100 metros e depois dobrar a distância, ela parecerá apenas metade do tamanho.

Mas no Universo em expansão, essas duas quantidades não evoluem dessa maneira direta. Em vez disso, à medida que um objeto fica mais distante, ele fica mais fraco mais rapidamente do que sua expectativa padrão de dobrar a distância, um quarto do brilho que usamos quando negligenciamos a expansão do Universo. E, por outro lado, quanto mais longe um objeto fica, ele parece cada vez menor, mas apenas até certo ponto, e depois parece ficar maior novamente. As velas padrão e as réguas padrão funcionam, mas funcionam de maneira fundamentalmente diferente uma da outra no Universo em expansão, e essa é uma das muitas, muitas maneiras pelas quais a geometria é um pouco contra-intuitiva na Relatividade Geral.

Medir no tempo e na distância (à esquerda de hoje) pode informar como o Universo irá evoluir e acelerar/desacelerar no futuro. Podemos aprender que a aceleração foi ativada há cerca de 7,8 bilhões de anos com os dados atuais, mas também aprender que os modelos do Universo sem energia escura têm constantes de Hubble muito baixas ou idades muito jovens para corresponder às observações. Se a energia escura evoluir com o tempo, fortalecendo ou enfraquecendo, teremos que revisar nosso quadro atual. (SAUL PERLMUTTER DE BERKELEY)

Então, o que você poderia fazer se tivesse uma vela padrão: um objeto cujo brilho intrínseco você simplesmente conhecesse? Cada um que você encontrasse, você poderia medir o quão brilhante ele parecia. Com base em como as distâncias e brilhos funcionam no Universo em expansão, você pode inferir a que distância ele está. Então, você também pode medir o quanto sua luz foi desviada de seu valor emitido; a física dos átomos, íons e moléculas não muda, então, se você medir os detalhes da luz, poderá saber o quanto a luz mudou antes de atingir seus olhos.

Aí você junta tudo. Você terá muitos pontos de dados diferentes - um para cada objeto a uma distância específica - e isso permite reconstruir como o Universo se expandiu em muitas épocas diferentes ao longo de nossa história cósmica. Parte da luz é esticada por causa da expansão do Universo, e parte é por causa do movimento relativo da fonte emissora para o observador. Somente com um grande número de pontos de dados podemos eliminar esse segundo efeito, permitindo-nos revelar e quantificar o efeito da expansão cósmica.

Um gráfico da taxa de expansão aparente (eixo y) versus distância (eixo x) é consistente com um Universo que se expandiu mais rápido no passado, mas ainda está se expandindo hoje. Esta é uma versão moderna, estendendo-se milhares de vezes além do trabalho original do Hubble. As várias curvas representam Universos feitos de diferentes componentes constituintes. (NED WRIGHT, COM BASE NOS DADOS MAIS RECENTES DE BETOULE ET AL. (2014))

Chamamos esse método genérico de método da escada de distância para medir a expansão do Universo. A ideia é que comecemos por perto e saibamos a distância de uma variedade de objetos. Por exemplo, podemos olhar para algumas das estrelas dentro da nossa Via Láctea e observar como elas mudam de posição ao longo de um ano. À medida que a Terra se move ao redor do Sol e o Sol se move pela galáxia, as estrelas mais próximas parecerão mudar em relação às mais distantes. Através da técnica de paralaxe, podemos medir diretamente as distâncias às estrelas, pelo menos em termos da distância Terra-Sol.

Então, podemos encontrar esses mesmos tipos de estrelas em outras galáxias e, portanto – se soubermos como as estrelas funcionam (e os astrônomos são muito bons nisso) – também podemos medir as distâncias dessas galáxias. Finalmente, podemos medir essa vela padrão nessas galáxias, bem como em outras, e podemos estender nossas medidas de distância, brilho aparente e desvio para o vermelho para galáxias que estão tão distantes quanto podemos ver.

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))

Por outro lado, há um governante específico que também temos no Universo. Não um objeto como um buraco negro, estrela de nêutrons, planeta, estrela normal ou galáxia, veja bem, mas uma distância específica: a escala acústica. Bem no início do Universo, tínhamos núcleos atômicos, elétrons, fótons, neutrinos e matéria escura, entre outros ingredientes.

O material massivo – matéria escura, núcleos atômicos e elétrons – todos gravitam, e as regiões que têm mais quantidades desse material do que outras tentarão atrair mais matéria para elas: a gravidade é atraente. Mas nos primeiros tempos, a radiação, particularmente os fótons, tem muita energia e, à medida que uma região gravitacionalmente superdensa tenta crescer, a radiação flui para fora dela, fazendo com que sua energia caia.

Enquanto isso, a matéria normal colide consigo mesma e com os fótons, enquanto a matéria escura não colide com nada. Em um momento crítico, o Universo esfria o suficiente para que átomos neutros possam se formar sem serem destruídos pelos fótons mais energéticos, e todo esse processo é interrompido. Essa impressão é deixada na face do CMB: o fundo cósmico de micro-ondas, ou a radiação remanescente do próprio Big Bang.

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))

Neste momento, que ocorre cerca de 380.000 anos após o Big Bang quente, há muita matéria que está caindo em regiões superdensas pela primeira vez. Se o Universo permanecesse ionizado, esses fótons continuariam fluindo dessas regiões superdensas, empurrando de volta a matéria e lavando essa estrutura. Mas o fato de se tornar neutro significa que há uma escala de distância preferida no cosmos, o que significa que nos tornamos mais propensos a encontrar uma galáxia a uma distância específica de outra, em vez de um pouco mais perto ou um pouco mais distante.

Hoje, essa distância é de cerca de 500 milhões de anos-luz: é mais provável encontrar uma galáxia a cerca de 500 milhões de anos-luz de outra do que encontrar uma a 400 milhões ou 600 milhões de anos-luz de distância. Mas em épocas anteriores do Universo, quando ainda não havia se expandido até o tamanho atual, todas essas escalas de distância foram comprimidas.

Ao medir o agrupamento de galáxias hoje e a uma variedade de distâncias, bem como medir o espectro de flutuações de temperatura e flutuações de polarização de temperatura na CMB, podemos reconstruir como o Universo se expandiu ao longo de sua história.

Um olhar detalhado sobre o Universo revela que ele é feito de matéria e não de antimatéria, que a matéria escura e a energia escura são necessárias e que não sabemos a origem de nenhum desses mistérios. No entanto, as flutuações na CMB, a formação e as correlações entre a estrutura em grande escala e as observações modernas de lentes gravitacionais apontam para a mesma imagem. (CHRIS BLAKE E SAM MOORFIELD)

É aqui que encontramos o quebra-cabeça cósmico de hoje. Embora tenha havido disputas sobre a constante de Hubble no passado, a comunidade nunca teve uma imagem mais consensual do que agora. O Hubble Key Project - um resultado de escala de distância/vela padrão - nos ensinou que o Universo estava se expandindo a uma taxa específica: 72 km/s/Mpc, com uma incerteza de cerca de 10%. Isso significa que, para cada Megaparsec (3,26 milhões de anos-luz) que um objeto está de nós, ele parecerá retroceder 72 km/s, o que aparece como parte de seu desvio para o vermelho medido. Quanto mais longe olhamos, maior o efeito do Universo em expansão.

Nos últimos 20 anos, fizemos vários avanços importantes: mais estatísticas, maior precisão, equipamentos aprimorados, melhor compreensão da sistemática, etc. O valor da escala de distância/vela padrão mudou ligeiramente: para 74 km/s/Mpc , mas as incertezas são muito menores: até cerca de 2%.

Enquanto isso, as medições do CMB, a polarização do CMB e o agrupamento em grande escala do Universo chegaram e nos deram um valor de régua padrão diferente: 67 km/s/Mpc, com uma incerteza de apenas 1%. Esses valores são consistentes consigo mesmos, mas inconsistentes entre si, e ninguém sabe por quê.

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 ET AL., (2020))

Infelizmente, a coisa mais improdutiva que podemos fazer é uma das coisas mais comuns que os cientistas têm feito uns aos outros: acusar o outro campo de cometer um erro não identificado.

Ah, se a escala acústica estiver errada em apenas ~ 30 milhões de anos-luz, a discrepância desaparece. Mas os dados fixam a escala acústica em cerca de dez vezes essa precisão.

Ah, muitos valores são consistentes com o CMB. Mas não com as precisões que temos; se você forçar a taxa de expansão mais alta, os ajustes aos dados piorarão substancialmente.

Oh, bem, talvez haja um problema com a escada de distância. Talvez as medidas de Gaia melhorem nossas paralaxes. Ou talvez as Cefeidas estejam calibradas incorretamente. Ou – se você tem um novo favorito – talvez tenhamos uma estimativa errada da magnitude absoluta das supernovas.

O problema com esses argumentos é que mesmo que um deles estivesse correto, eles não eliminariam essa tensão. Existem tantas linhas de evidência independentes – além das Cefeidas, além das supernovas, etc. . Existem realmente dois conjuntos diferentes de respostas que obtemos dependendo de como medimos o Universo em expansão, e mesmo que houvesse uma falha séria nos dados, em algum lugar, a conclusão não mudaria.

A diferença entre o melhor ajuste ao ACT (pequena escala) mais os dados de fundo de micro-ondas cósmicas do WMAP (grande escala) e o melhor ajuste a um conjunto de parâmetros que forçam a constante de Hubble a um valor mais alto. Observe que o último ajuste tem resíduos ligeiramente piores, principalmente em escalas menores, onde os dados são melhores. Ambos os ajustes produzem idades quase idênticas para o Universo, no entanto: esse é um parâmetro que não muda. (ATO DE COLABORAÇÃO, DIVULGAÇÃO DE DADOS 4)

Durante anos, as pessoas tentaram abrir todos os buracos possíveis nos dados da supernova para tentar chegar a uma conclusão diferente de um Universo rico em energia escura cuja expansão estava acelerando. No final, havia muitos outros dados; em 2004 ou 2005, mesmo se você ignorasse todos os dados da supernova juntos, a evidência da energia escura era esmagadora. Hoje, é a mesma história: mesmo que você (injustificadamente, lembre-se) ignorou todos os dados da supernova, há muitas evidências que apoiam essa visão dual, mas mutuamente inconsistente, do Universo.

Temos a relação Tully-Fisher: de galáxias espirais em rotação. Temos Faber-Jackson e relações planas fundamentais: de galáxias elípticas fervilhantes. Temos flutuações de brilho de superfície e lentes gravitacionais. Todos eles produzem os mesmos resultados que as equipes de supernovas – um Universo em expansão mais rápida – exceto com um pouco menos de precisão. Mais importante ainda, ainda há essa tensão não resolvida com todos os primeiros métodos de relíquia (ou régua padrão), que nos dão um Universo de expansão mais lenta.

O problema ainda não foi resolvido, com muitas das soluções propostas já descartadas por vários motivos. Com mais e melhores dados do que nunca, está ficando claro que esse não é um problema que desaparecerá mesmo que um grande erro seja identificado de repente. Temos duas maneiras fundamentalmente diferentes de medir a expansão do Universo, e elas discordam uma da outra. Talvez a opção mais assustadora seja esta: todos estão certos, e o Universo está nos surpreendendo mais uma vez.

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 .