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O universo em expansão: 100 anos depois

A primeira evidência observacional que mostra que o Universo está em expansão tem agora 100 anos: em 2023. Aqui está a história do seu 100º aniversário.

Principais conclusões

• Um dos factos mais surpreendentes sobre o Universo é que não é estático nem eterno: em vez disso, está a expandir-se e tem feito isso desde o seu nascimento, há 13,8 mil milhões de anos.
• Mas nem sempre sabíamos que era esse o caso. 2023 marca o 100º aniversário da primeira evidência observacional que mostrou que o Universo está realmente em expansão.
• Apesar das objeções e da resistência de muitos, incluindo Einstein, as evidências da expansão do Universo são esmagadoras. Aqui está a história de sua descoberta.

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Desde o momento em que, em 1915, Einstein divulgou ao mundo a sua teoria da Relatividade Geral, ele sabia que tinha de enfrentar um problema do tamanho do Universo. Sua nova teoria da gravitação foi incrível em muitos aspectos. Ele reproduziu todos os sucessos de seu antecessor (gravidade newtoniana), desde o laboratório até as escalas do sistema solar. Explicou com sucesso enigmas, como a precessão da órbita de Mercúrio, que a gravidade newtoniana não conseguia. E fez várias novas previsões, como o desvio da luz das estrelas por objetos massivos, que diferiam das antigas teorias de Newton. Ao substituir a lei da força do inverso do quadrado de Newton, que actua instantaneamente entre quaisquer duas massas no Universo, por um espaço-tempo curvo subjacente que afectava e era afectado pelas massas e por todas as formas de energia, Einstein sabia que estava a fomentar uma revolução científica.

Mas o próprio Einstein tinha dúvidas sobre o que publicava. Afinal, ele sabia que o Universo estava cheio de matéria: as estrelas estavam presentes em todos os lugares, em todas as direções, até onde os astrônomos alcançavam. E ele sabia que as posições destas estrelas pareciam estáveis ​​ao longo do tempo, movendo-se lenta e aleatoriamente em relação a nós e uns aos outros. Mas a sua própria teoria da gravitação, se ele elaborasse os detalhes, mostrava que se tivéssemos um conjunto de massas distribuídas aleatoriamente por todo o espaço que ocupava, o espaço-tempo subjacente seria instável. Não importa o que você fizesse, inevitavelmente entraria em colapso.

Originalmente um paradoxo para Einstein, este se tornaria o ponto de partida a partir do qual nasceu o Universo em expansão. Aqui está a história de como, há 100 anos, demos o passo crítico para chegar lá.

Num Universo que não está em expansão, você pode preenchê-lo com matéria estacionária em qualquer configuração que desejar, mas ele sempre entrará em colapso e se transformará em um buraco negro. Tal Universo é instável no contexto da gravidade de Einstein, e deve estar em expansão para ser estável, ou teremos de aceitar o seu destino inevitável.

A grande preocupação de Einstein, embora ele não tenha percebido isso na época, é na verdade uma característica da Relatividade Geral. Se você tiver massas espalhadas por todo o seu espaço-tempo inicialmente estático, essas massas curvarão a estrutura do seu espaço-tempo e farão com que ele evolua de uma maneira específica: entrando em colapso. Este não é o mesmo tipo de colapso gravitacional que ocorreria na gravidade newtoniana, onde as massas simplesmente se atraem e aceleram uma em direção à outra até se encontrarem. Em vez disso, a própria estrutura do espaço-tempo evolui colapsando sobre si mesma, atraindo as várias massas para um ponto central que se torna uma singularidade: onde o espaço e o tempo terminam num estado de densidade infinita.

Para evitar que isso acontecesse, Einstein recorreu ao único lugar em que conseguiu pensar: a constante cosmológica. O único termo que você pode adicionar às equações de campo de Einstein, na Relatividade Geral, sem destruir os sucessos da teoria, é um termo constante que afeta a métrica subjacente: ou seja, a estrutura do próprio espaço-tempo. Esse termo, conhecido como constante cosmológica, poderia neutralizar o colapso gravitacional que ocorreria num Universo rico em matéria, permitindo que o espaço-tempo permanecesse estático e estável. Foi uma solução feia, sem qualquer motivação física subjacente, mas Einstein reconheceu que um Universo em colapso iria contradizer as observações já existentes, e por isso aplicou-a para tornar a sua teoria consistente com o Universo tal como o conhecia.

Um mural das equações de campo de Einstein, com uma ilustração da curvatura da luz ao redor do sol eclipsado, as observações que validaram pela primeira vez a Relatividade Geral em 1919. O tensor de Einstein é mostrado decomposto, à esquerda, no tensor de Ricci e escalar de Ricci, com o termo constante cosmológica adicionado depois disso. Novos testes de novas teorias, particularmente contra as diferentes previsões da teoria predominante anteriormente, são ferramentas essenciais para testar cientificamente uma ideia.

Outros teóricos, no entanto, foram menos indulgentes. Muitos apontaram que, se a constante cosmológica não fosse sintonizada com precisão de uma maneira que neutralizasse exatamente a taxa na qual a gravitação atrairia o espaço-tempo para si, as coisas entrariam em colapso ou se separariam. Que se houvesse alguma imperfeição gravitacional inicial – se as massas não estivessem perfeitamente distribuídas uniformemente no início – essas imperfeições levariam à mesma consequência: as coisas desmoronando ou se separando.

Em 1917, Willem de Sitter considerou o comportamento de um Universo com apenas uma constante cosmológica (e sem matéria) e descobriu que ele não apenas se expandia, mas se expandia implacavelmente: a uma taxa exponencial. Se você pegar dois pontos separados por uma certa distância, depois de um tempo finito, essa distância dobrará e, depois que a mesma quantidade de tempo passar novamente, a distância entre esses pontos dobrará novamente, e assim por diante. .

Na frente teórica, um grande avanço viria em 1922: quando Alexander Friedmann calculou o comportamento de um Universo que tinha, em média, quantidades iguais de energia distribuída uniformemente por ele.

Uma foto de Ethan Siegel na hiperparede da American Astronomical Society em 2017, junto com a primeira equação de Friedmann à direita. A primeira equação de Friedmann detalha a taxa de expansão do Hubble ao quadrado no lado esquerdo, que governa a evolução do espaço-tempo. O lado direito inclui todas as diferentes formas de matéria e energia, juntamente com a curvatura espacial (no termo final), que determina como o Universo evoluirá no futuro. Esta tem sido considerada a equação mais importante em toda a cosmologia e foi derivada por Friedmann em sua forma essencialmente moderna em 1922.

O que Friedmann descobriu – independentemente de essa energia ser uma constante cosmológica, matéria, radiação ou qualquer outro tipo de energia – é que um universo “estático” era uma condição inerentemente instável. Se o seu Universo fosse igualmente preenchido em todos os lugares com qualquer forma de energia, ele deveria se expandir ou se contrair, sem exceções.

Mas como essas previsões teóricas se alinharam com o que os astrônomos estavam observando quando se tratava do Universo real?

As estrelas não pareciam ter uma pista, pois pareciam distribuídas uniformemente, com apenas pequenos movimentos em relação a nós mesmos e uns aos outros. Mas entre as estrelas havia nebulosas: objetos difusos, fracos e extensos no céu. Algumas dessas nebulosas, após uma inspeção mais próxima, eram coleções de estrelas, como aglomerados estelares abertos ou aglomerados estelares globulares. Outras eram estrelas individuais em processo de morte ou evolução: as nebulosas planetárias. Mas uma classe desses objetos fracos e difusos – as nebulosas espirais e elípticas – se destacou por ser diferente do resto. Enquanto esses outros objetos se moviam apenas algumas dezenas de quilômetros por segundo em relação ao nosso próprio Sistema Solar, as nebulosas espirais e elípticas pareciam estar se movendo muito, muito mais rápido.

Somente dividindo a luz de um objeto distante em seus comprimentos de onda componentes e identificando a assinatura de transições eletrônicas atômicas ou iônicas que podem ser ligadas a um desvio para o vermelho e, portanto, ao Universo em expansão, é possível um desvio para o vermelho confiável (e, portanto, distância) ser chegado. Isso foi parte da principal evidência descoberta apoiando o Universo em expansão.

Um conjunto importante de observações veio de Vesto Slipher, que foi um pioneiro em alavancar a técnica astronômica da espectroscopia. Todos os objetos que emitem luz o fazem em uma variedade de comprimentos de onda: a luz total que eles emitem é a soma da luz de todos os comprimentos de onda/cores diferentes somados. O que a espectroscopia envolve é pegar essa luz pancromática e dividi-la em todos os comprimentos de onda separados que a compõem: para qualquer objeto individual no qual estamos interessados.

Slipher, na década de 1910, começou a obter o espectro de uma ampla variedade de objetos, incluindo muitas das nebulosas espirais e elípticas encontradas no céu. O que ele descobriu foi chocante para muitos.

• Essas espirais e elípticas, em vez de se moverem a algumas dezenas de quilômetros por segundo, moviam-se a centenas ou mesmo milhares de quilômetros por segundo.
• Embora alguns deles tenham sido desviados para o azul, indicando um movimento em nossa direção, a maioria deles foi desviada para o vermelho, indicando um movimento para longe de nós.
• E quanto menor parecia a nebulosa espiral ou elíptica, maior a magnitude de seu movimento e mais provável que fosse desviada para o vermelho em vez de desviada para o azul.

Foi uma evidência sugestiva – mas não uma prova conclusiva – de que essas espirais e elípticas eram objetos muito além e fora de nossa própria galáxia, a Via Láctea. Se sim, talvez isso significasse que o Universo não era estático, afinal.

O telescópio Hooker: o maior e mais poderoso telescópio do mundo de 1917 a 1949. Este telescópio tinha 100 polegadas (2,54 metros) de diâmetro, tornando-o maior do que o espelho primário do Telescópio Espacial Hubble hoje. Ele manteve a coroa de maior telescópio do mundo até que o telescópio Hale, com o dobro do diâmetro deste, foi finalmente concluído em 1949, 21 anos após o início do trabalho. Este foi o único telescópio, mais do que qualquer outro, que foi a chave para desvendar o Universo em expansão.

A primeira peça-chave de evidência que levaria a noção do Universo em expansão de uma curiosidade teórica com evidências observacionais especulativas para a descrição principal do Universo que habitamos chegou de surpresa em 1923: um ano após a teoria de Friedmann tour de force e apenas alguns anos depois das principais observações espectroscópicas de Slipher.

Essa evidência viria de Edwin Hubble e do telescópio mais poderoso da época: o telescópio Hooker de 100 polegadas . Com um telescópio novo e maior do que nunca à sua disposição, o Hubble poderia alcançar maior resolução e coletar mais luz do que nunca, tornando possível extrair detalhes mais fracos e distantes sobre objetos do que nunca.

Um dos primeiros projetos do Hubble foi categorizar as novas: surtos luminosos que ocorrem no topo dos cadáveres de estrelas mortas e antigas. Quando matéria suficiente se acumula nesses restos estelares, ocorre uma breve explosão de fusão nuclear, causando um rápido brilho e um desbotamento mais gradual a partir de então. O Hubble estava procurando por novas na maior nebulosa espiral mais próxima de nós: Andrômeda. Em 1923, ao longo de algumas noites, Hubble encontrou o que parecia ser uma nova em Andrômeda em um local, depois encontrou um segundo e depois um terceiro. E então, o inimaginável aconteceu.

Talvez a chapa fotográfica mais famosa de toda a história, esta imagem de outubro de 1923 apresenta a grande nebulosa (agora galáxia) em Andrômeda junto com as três novas que o Hubble observou dentro delas. Quando um quarto evento de brilho aconteceu no mesmo local do primeiro, o Hubble reconheceu que não era uma nova, mas uma estrela variável Cefeida. O “VAR!” escrito em caneta vermelha era Hubble tendo uma realização espetacular.

Você adivinhou: 'O que, ele encontrou uma quarta nova?'

Nesse caso, é um bom palpite; na verdade, é o mesmo palpite que Hubble teve sobre o que esperava encontrar. Mas aquela quarta nova – ou melhor, o quarto grande evento de brilho – que ele viu, de alguma forma, ocorreu exatamente na mesma posição que a primeira nova. Mesmo em 1923, Hubble sabia que isso era impossível; as novas devem levar séculos ou até milênios para acumular matéria suficiente para explodir como elas. Embora nos tempos modernos tenhamos observado algumas novas recorrentes com intervalos de tempo de décadas ou mesmo apenas alguns anos, quase todas elas são únicas e feitas em escalas de tempo humanas, e nenhuma se repete em escalas de tempo inferiores a um ano.

Mas o que o Hubble descobriu foi que esse ponto de luz em Andrômeda não apenas brilhou uma segunda vez, mas o fez repetidamente, com uma periodicidade regular. Já sabíamos sobre estrelas como esta há muito tempo: desde o final de 1800 e o trabalho de Henrietta Leavitt. Essas estrelas são conhecidas como variáveis ​​Cepheid, e elas caem de um brilho máximo para um brilho mínimo e depois sobem novamente de volta ao pico, tudo com um período regular. Essas estrelas azuis brilhantes estão variando porque suas camadas externas estão pulsando, expandindo e contraindo regularmente, e mudando de temperatura e brilho quando o fazem. A cada poucos dias, uma estrela variável Cefeida vai do brilho máximo ao brilho mínimo e vice-versa, regularmente, de maneira previsível. O que Hubble inicialmente identificou como uma nova era, na verdade, uma estrela variável.

A descoberta de Hubble de uma variável Cefeida na galáxia de Andrômeda, M31, abriu o Universo para nós, dando-nos a evidência observacional de que precisávamos para galáxias além da Via Láctea e levando-nos, em pouco tempo, à descoberta do Universo em expansão.

Mas o trabalho de Leavitt foi além de descrever o comportamento de uma cefeida; também sugeria uma relação notável. Leavitt notou que o brilho máximo de uma Cefeida estava correlacionado com a rapidez com que variava: do brilho máximo ao brilho mínimo e vice-versa. Se você medisse o período de uma Cefeida, poderia saber imediatamente – de todas as outras Cefeidas que foram medidas – quão intrinsecamente brilhante ela era.

Essa foi toda a ajuda que Hubble precisava para dar o próximo salto gigantesco para a astronomia: usar o brilho observado desta Cefeida em Andrômeda, junto com o método de Leavitt para inferir o brilho intrínseco da estrela, para determinar a que distância a estrela deveria estar. Se você sabe que está olhando para uma lâmpada de 100 watts e mede um certo brilho para ela, pode inferir a que distância ela está do brilho que você observa. Usando o mesmo método, o Hubble determinou a distância desta estrela (e, portanto, de Andrômeda) e determinou que ela estava em algum lugar perto de 1 milhão de anos-luz de distância de nós: muito além de qualquer uma das estrelas conhecidas na Via Láctea. (Métodos modernos colocam a distância de Andrômeda em cerca de 2,5 milhões de anos-luz.)

Assim, o Hubble demonstrou que essas espirais e elípticas estavam localizadas fora da Via Láctea e até mediu a distância até a primeira. Usando esse mesmo método, ele percebeu que poderia medir a distância de qualquer galáxia no Universo onde seu telescópio fosse poderoso o suficiente para resolver as variáveis ​​individuais das Cefeidas internas.

Quando a luz é emitida de uma fonte, ela tem um comprimento de onda específico. Quanto mais tempo ela deve viajar através do Universo em expansão antes de ser absorvida por um observador, maior a quantidade que o comprimento de onda dessa luz será desviado para o vermelho, ou esticado para valores mais longos, em comparação com o comprimento de onda que tinha quando foi emitida.

Se você estava vivo nessa época e estava acompanhando essa saga de perto, incluindo:

• o desenvolvimento teórico de que um universo estático e estacionário não poderia ser estável,
• O trabalho de Friedmann indicando que um universo cheio de “coisas” deve estar se expandindo ou se contraindo,
• O trabalho de Slipher indicando que espirais e elípticas se moviam em grandes velocidades, com as espirais e elípticas mais fracas e potencialmente mais distantes mostrando as maiores velocidades de recessão,
• e o trabalho de Hubble, medindo estrelas individuais dentro de uma espiral ou elíptica para determinar sua distância,

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você poderia ter sido um dos primeiros a juntar essas peças e concluir: “o Universo está se expandindo”.

Hubble imediatamente começou a medir as Cefeidas encontradas dentro de cada vez mais dessas espirais e elípticas, obtendo medições de distância como resultado. Como era de se esperar, quanto mais longe uma espiral ou elíptica estivesse, maior a probabilidade de descobrir que ela foi desviada para o vermelho a uma velocidade significativa. Esse desvio para o vermelho não seria devido apenas a um simples movimento para longe de nós, mas sim - como ilustrado acima - porque a luz que esse objeto emitia estava sendo esticada pelo Universo em expansão durante sua jornada: desde a emissão na fonte até sua absorção final por astrônomos e telescópios aqui na Terra.

O gráfico original de Edwin Hubble de distâncias galácticas versus desvio para o vermelho (esquerda), estabelecendo o Universo em expansão, versus uma contraparte mais moderna de aproximadamente 70 anos depois (direita). De acordo com a observação e a teoria, o Universo está se expandindo e a inclinação da linha que relaciona a distância à velocidade de recessão é uma constante.

Nos anos seguintes, os dados que emergiram do telescópio Hooker tornaram-se melhores e mais abrangentes. Em 1927, Georges Lemaître tornou-se o primeiro a juntar todas essas peças em uma obra publicada, concluindo que o Universo estava se expandindo. Em 1928, Howard Robertson independentemente chegou à mesma conclusão, e Hubble apresentou evidências para a relação redshift-distância - a principal observação por trás da expansão do Universo - em 1929. Ao longo da década de 1930, com dados cada vez melhores, mais e mais cientistas abandonaram a ideia de um Universo estático, com Einstein eventualmente voltando e condenando a inserção de sua constante cosmológica de volta à formulação inicial da Relatividade Geral como seu “maior erro”.

Embora o Universo em expansão tenha sido confirmado e validado por muitas linhas de evidência, a última peça chave do puzzle que nos permitiu descobri-lo estava firmemente instalada em 1923: há 100 anos, a partir deste ano (2023). A estrutura subjacente do Universo, o espaço-tempo, não é uma entidade estática, mas evolui ao longo do tempo, arrastando consigo matéria e radiação e esticando o comprimento de onda da radiação que o atravessa para distâncias cada vez maiores. Quanto mais longe uma galáxia estiver de nós, maior será em magnitude o desvio para o vermelho observado. Já entendemos isso há um século inteiro, e todos os nossos outros sucessos cósmicos, desde o Big Bang até nosso atual paradigma ΛCDM , não teria sido possível sem esta peça-chave de evidência inicial.

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