• Começa com um estrondo

Pergunte a Ethan: a expansão do Universo está acelerando ou não?

Sim, a energia escura é real. Sim, as galáxias distantes se afastam cada vez mais rápido com o passar do tempo. Mas a taxa de expansão não está acelerando.

Principais conclusões

• Desde que as evidências observacionais da energia escura se tornaram robustas e esmagadoras há cerca de 25 anos, os astrônomos têm falado sobre a expansão acelerada do Universo.
• É verdade, pelo menos em certo sentido: se você colocar o dedo em uma galáxia que não está ligada à nossa, ela se afastará de nós em velocidades cada vez mais rápidas à medida que o tempo avança.
• Mas a própria taxa de expansão, também conhecida como constante de Hubble/parâmetro de Hubble, não está acelerando ou aumentando; está caindo. Veja como limpar o maior equívoco sobre a energia escura.

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Uma das maiores surpresas de toda a história da ciência ocorreu no final do século XX. Nos últimos 70 anos, os astrônomos se esforçaram para medir a taxa de expansão do Universo, na esperança de descobrir o que compunha nosso Universo e determinar seu destino final. De forma bastante inesperada, eles descobriram que o Universo não era feito apenas de matéria e radiação, mas na verdade era dominado por uma forma de energia nova, inesperada e ainda pouco compreendida: a energia escura. Compondo cerca de 70% da densidade total de energia do Universo hoje, rapidamente se tornou sinônimo de uma frase um pouco diferente: a expansão acelerada do Universo.

Mas acontece que a taxa de expansão do Universo, que medimos como a constante de Hubble (ou, com mais precisão, como o parâmetro de Hubble ), não está acelerando ou mesmo aumentando; na verdade está caindo. Qual é o problema? Isso é o que Frank Kaszubowski quer saber, escrevendo para perguntar:

“Em , você apontou que há um equívoco entre os termos “expansão” e “aceleração”. Eu entendi corretamente que a aceleração é apenas aparente?”

O Universo em expansão é um dos conceitos mais desafiadores para entender, mesmo para muitos especialistas em física, astrofísica e Relatividade Geral. Aqui está o que está e o que não está acelerando e o que realmente está acontecendo com a taxa de expansão.

Os destinos esperados do Universo (as três primeiras ilustrações) correspondem a um Universo onde a matéria e a energia combinadas lutam contra a taxa de expansão inicial. Em nosso Universo observado, uma aceleração cósmica é causada por algum tipo de energia escura, até então inexplicável. Se sua taxa de expansão continuar caindo, como nos três primeiros cenários, você poderá eventualmente alcançar qualquer coisa. Mas se o seu Universo contém energia escura, esse não é mais o caso.

A primeira coisa que precisamos entender é o que exatamente somos capazes de medir quando se trata do Universo em expansão. Na verdade, não podemos medir essa propriedade intrínseca do espaço; tudo o que podemos medir são os efeitos que o Universo em expansão tem sobre a luz que recebemos de objetos distantes. A luz que observamos tem uma intensidade específica em um conjunto específico de comprimentos de onda, e nossos observatórios e instrumentos podem ser otimizados para realizar espectroscopia: registrando até pequenas diferenças na quantidade de luz que recebemos em função do comprimento de onda que observamos. Medimos a luz que recebemos e cabe a nós fazê-lo com a maior precisão possível.

Como conhecemos as propriedades dos átomos e íons que compõem os objetos emissores de luz (e, nesse caso, absorvedores de luz), incluindo as transições quânticas específicas que ocorrem dentro desses estados limitados, podemos determinar o quão severamente essa luz observada é “deslocado” do quadro de descanso em que foi emitido. Quando um elétron em um átomo de hidrogênio, por exemplo, cai do primeiro estado excitado para o estado fundamental, ele emite um fóton ultravioleta de precisamente 121,5 nanômetros. Mas para quase todos os objetos que observamos que contêm hidrogênio em um estado excitado, não vemos uma linha de emissão (ou absorção) em 121,5 nanômetros.

A identificação espectroscópica da assinatura de quebra de Lyman, presente e facilmente visível em todas as quatro galáxias ultra-distantes identificadas pelo JWST, confirma seu redshift e distância. Isso torna as três galáxias superiores as galáxias mais distantes e espectroscopicamente confirmadas de todas. A característica de quebra de Lyman, normalmente resultando em um fóton ultravioleta, pode ser vista bem no infravermelho dessas galáxias devido ao desvio para o vermelho da luz durante sua jornada.

O recurso existe e, no restante do quadro desses próprios átomos de hidrogênio, a luz é emitida com precisão de 121,5 nanômetros, pois as leis da física não mudam de um lugar para outro ou de um momento para o outro. No entanto, existem vários efeitos que podem alterar as propriedades da luz que observamos dos átomos que inicialmente a emitiram. Eles incluem:

• Efeitos térmicos, pois os átomos em uma temperatura finita estarão se movendo aleatoriamente de forma omnidirecional, fazendo com que a linha de emissão (ou absorção) se alargue, com base na temperatura dos átomos que os compõem.
• Efeitos cinéticos, como a rotação da galáxia hospedeira da qual a luz se origina, que também faz com que o material emissor de luz (ou absorvedor de luz) se mova, mas a partir de um mecanismo físico distinto dos efeitos térmicos.
• Efeitos gravitacionais, como deslocamento para o azul para comprimentos de onda mais curtos quando você cai em um poço de potencial gravitacional (ou seja, quando a luz entra em nosso Grupo Local, galáxia e Sistema Solar) e deslocamento para o vermelho para comprimentos de onda mais longos quando você sai de um.
• Efeitos de velocidade peculiares, que codificam o movimento de objetos individuais em relação ao padrão local de repouso e que devem ser levados em consideração tanto para os locais emissores quanto para os observadores, pois causam um deslocamento Doppler que afeta o comprimento de onda observado da luz.
• E a expansão do Universo, que estende todos os comprimentos de onda da luz para serem cada vez maiores durante todo o tempo em que a luz viaja de seu ponto de origem até seu destino final.

Esta animação simplificada mostra como a luz muda para o vermelho e como as distâncias entre os objetos não vinculados mudam ao longo do tempo no Universo em expansão. Como as distâncias entre os objetos não são constantes com o passar do tempo, o Universo em expansão não possui invariância de translação do tempo, e uma consequência disso é que a energia não é conservada em uma escala cósmica. Objetos cada vez mais distantes tornam-se visíveis à medida que a luz emitida há muito tempo, em trânsito por bilhões de anos, começa a chegar aos nossos olhos pela primeira vez. Isso permanece verdadeiro mesmo em um Universo rico em energia escura.

Para dois objetos próximos um do outro, os quatro primeiros efeitos podem ser grandes em relação ao quinto. No entanto, para objetos suficientemente bem separados, a expansão do Universo torna-se de longe o efeito dominante; quando medimos a luz de um objeto muito distante, o redshift observado (e é sempre um redshift e nunca um blueshift além de uma certa distância) é quase 100% devido aos efeitos da expansão do Universo.

É isso que medimos: o brilho de um objeto distante em função do comprimento de onda, identificamos o comprimento de onda em que ocorrem certas transições atômicas, moleculares e iônicas e usamos isso para inferir um desvio para o vermelho para um objeto distante. Para objetos que estão mais distantes do que algumas centenas de milhões de anos-luz, podemos justificadamente atribuir ~ 100% desse desvio para o vermelho aos efeitos do Universo em expansão.

Cada elemento no Universo tem seu próprio conjunto único de transições atômicas que são permitidas, correspondendo a um conjunto particular de linhas espectrais. Podemos observar essas linhas em outras galáxias além da nossa, mas embora o padrão seja o mesmo, as linhas que observamos são sistematicamente deslocadas em relação às linhas que criamos com átomos na Terra. Quando as distâncias são grandes, é seguro estimar que ~ 100% do desvio para o vermelho se deve à expansão cósmica.

Agora, uma maneira de olhar para o Universo em expansão é considerar que o próprio espaço se expande, e a luz que o atravessa se estende em comprimento de onda devido a essa expansão durante toda a sua jornada. (E, portanto, objetos mais distantes viajam por períodos de tempo mais longos e têm sua luz estendida por quantidades maiores.) Mas outra maneira equivalente de conceber isso é como se o objeto distante estivesse se afastando de nós a uma certa velocidade. É por isso que às vezes você verá astrônomos falando sobre o desvio para o vermelho de uma galáxia distante, e outras vezes você os verá falar sobre a velocidade de recessão de uma galáxia distante. As medidas são as mesmas de qualquer maneira; é apenas uma questão de como você interpreta o resultado.

De qualquer forma, é aqui que surge a conexão entre o que você mede (luz de comprimentos de onda específicos, que revela o quanto ela é desviada para o vermelho em relação ao quadro de repouso emitido) e uma velocidade de recessão inferida. Se esse mesmo objeto distante que você observou inicialmente começar a recuar cada vez mais rápido com o tempo, diríamos que esse objeto está se afastando de nós; se seu desvio para o vermelho cair e ele retroceder mais lentamente ao longo do tempo, diríamos que a recessão do objeto está desacelerando. Durante a maior parte do século 20, um dos principais objetivos da ciência da cosmologia era medir a taxa na qual os objetos aceleram ou desaceleram ao longo do tempo.

Esta ilustração mostra o espectro da galáxia mais distante identificada na primeira imagem de campo profundo do JWST, juntamente com as linhas espectrais que correspondem a vários elementos e íons. O espectro mostra o poder da espectroscopia para revelar uma distância incontestável e redshift para este objeto, e essas técnicas estão sendo usadas para identificar as galáxias mais distantes detectáveis ​​pelo JWST.

Do ponto de vista prático, essa medição é praticamente impossível. Os humanos existem há apenas um curto período de tempo em escala cósmica, e faz pouco mais de um século que tivemos a capacidade de medir coisas como redshift com qualquer tipo de exatidão ou precisão. Para medir como o desvio para o vermelho (ou velocidade de recessão) de um objeto muda com o tempo, você precisa medi-lo realisticamente em vários pontos no tempo, separados por centenas de milhões de anos ou mais. Dada a longevidade de nossa espécie, isso simplesmente não é possível.

Mas há uma maneira muito inteligente de contornar isso. Existem algumas coisas que sabemos com um grau muito forte de confiança.

• Sabemos que a Relatividade Geral funciona extremamente bem conforme as regras gravitacionais de nosso Universo.
• Sabemos que o Universo, na maior das escalas cósmicas, é o mesmo em todos os locais e em todas as direções.
• Sabemos que o Universo está em expansão.
• E sabemos que a luz sempre viaja na mesma velocidade – a velocidade da luz no vácuo – desde o momento em que é emitida até o momento em que é recebida e absorvida.

Armados apenas com essas peças de conhecimento, podemos “compensar” o fato de que só podemos ver um único instantâneo de nossa história cósmica.

Quanto mais longe uma galáxia está, mais rápido ela se afasta de nós e mais sua luz parece desviada para o vermelho. Uma galáxia que se move com o Universo em expansão estará hoje ainda a um número maior de anos-luz de distância do que o número de anos (multiplicado pela velocidade da luz) que levou para a luz emitida por ela chegar até nós. Em um Universo com energia escura, à medida que o objeto se afasta ao longo do tempo, ele parece se afastar de nós em velocidades cada vez maiores.

Em vez de medir como o desvio para o vermelho de um único objeto (ou velocidade de recessão) evolui ao longo do tempo e usar essas medições para determinar se esses objetos estão acelerando ou desacelerando em seu movimento para longe de nós, há um truque que podemos aproveitar. Se pudermos reunir objetos suficientes em uma variedade de distâncias no Universo em expansão, podemos usar o fato de que toda a luz está chegando agora, mas a luz de cada objeto individual está viajando pelo Universo em expansão por diferentes períodos de tempo. Com objetos suficientes em distâncias suficientemente diferentes, podemos reconstruir tanto do que o Universo é feito e - porque sabemos a física de como a densidade de energia se relaciona com a taxa de expansão (a taxa de expansão é sempre proporcional à raiz quadrada da energia total densidade) — como se expandiu ao longo de toda a sua história cósmica.

Fizemos isso de maneira primorosa e determinamos que o Universo hoje é feito de:

• cerca de 0,01% de radiação, que se dilui na quarta potência do tamanho/escala do Universo visível,
• cerca de 4,99% de matéria normal (atômica + baseada em neutrinos), que se dilui na terceira potência do tamanho/escala do Universo,
• cerca de 27% de matéria escura, que também se dilui na terceira potência do tamanho/escala do Universo,
• e cerca de 68% de energia escura, que não se dilui, mas mantém uma densidade de energia constante.

Qualquer que seja a taxa de expansão hoje, combinada com quaisquer formas de matéria e energia existentes em seu Universo, determinará como o desvio para o vermelho e a distância estão relacionados para objetos extragalácticos em nosso Universo. Os objetos mais distantes já observados estão nos enviando luz que viajou por mais de 13,5 bilhões de anos e agora está localizada a mais de 32 bilhões de anos-luz de distância. Ao medir o desvio para o vermelho e inferir a distância para uma variedade de objetos em todo o Universo, podemos encontrar uma história de expansão única que nos permite reconstruir exatamente o que compõe nosso Universo e em que quantidades específicas.

Com o tempo, o Universo se expande: uma região do espaço que ocupa um determinado volume hoje, amanhã se expandirá para ocupar um volume maior. A matéria e a radiação dentro dele têm um número constante de partículas, mas à medida que o volume aumenta, a densidade diminui. A energia escura é diferente; tem uma densidade de energia constante, portanto, mesmo quando o volume aumenta e o Universo se expande, sua densidade não diminui.

Como a taxa de expansão é sempre proporcional à raiz quadrada da densidade total de energia (de todos os diferentes componentes, combinados), um Universo feito apenas de radiação, matéria normal e matéria escura acabará por ver sua taxa de expansão cair para zero e que corresponde a uma galáxia distante, ao longo do tempo, afastando-se de nós cada vez mais devagar, e também veríamos seu desvio para o vermelho diminuindo com o tempo.

Mas em um Universo que também possui energia escura – nosso Universo – mesmo que as densidades de radiação, matéria normal e matéria escura caiam para zero, a densidade de energia escura sempre manterá o mesmo valor constante. Como a raiz quadrada de uma constante ainda é uma constante, isso significa que a taxa de expansão não cairá para zero, mas apenas cairá para algum valor finito, positivo e maior que zero.

Enquanto a matéria (normal e escura) e a radiação se tornam menos densas à medida que o Universo se expande devido ao seu volume crescente, a energia escura, muito parecida com a energia do campo durante a inflação, é uma forma de energia inerente ao próprio espaço. À medida que um novo espaço é criado no Universo em expansão, a densidade de energia escura permanece constante. Observe como, nos pequenos gráficos à direita, as densidades de radiação e matéria diminuem com o tempo, mas a densidade da energia escura permanece constante.

Hoje, medimos a taxa de expansão como algo aproximado de 70 km/s/Mpc, o que significa que para cada megaparsec (Mpc, ou cerca de 3,26 milhões de anos-luz) de distância, um objeto nessa distância recua a 70 km/s. Em um Universo sem energia escura, essa taxa de expansão algum dia cairá para 0 km/s/Mpc, e se você medir qualquer objeto individual ao longo do tempo, sua velocidade de recessão pareceria diminuir. Mas em nosso Universo com energia escura, a taxa de expansão cairá apenas para um mínimo entre 45 e 50 km/s/Mpc.

Em outras palavras, a taxa de expansão do Universo, mesmo em um Universo com energia escura, sempre diminui com o tempo. A taxa de expansão não está acelerando; na verdade está diminuindo. O que é diferente é que não encolhe e se aproxima de zero; ele encolhe e se aproxima de um valor mínimo finito, positivo e diferente de zero.

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Imagine o que acontece em um Universo onde só resta energia escura e a taxa de expansão é de 50 km/s/Mpc. Um objeto que começa a 10 Mpc de distância começará a recuar a 500 km/s, o que o empurra para distâncias maiores. Quando estiver a 20 Mpc de distância, ele retrocederá a 1.000 km/s; quando está a 100 Mpc de distância, recua a 5.000 km/s; quando está a 6.000 Mpc de distância, recua a 300.000 km/s (aproximadamente a velocidade da luz); quando está a 1.000.000 Mpc de distância, ele recua a 50.000.000 km/s.

O conteúdo de matéria e energia no Universo no momento presente (à esquerda) e em épocas anteriores (à direita). Observe como a matéria escura e a energia escura dominam hoje, mas essa matéria normal ainda está por aí. Nos primeiros tempos, a matéria normal e a matéria escura ainda eram importantes, mas a energia escura era insignificante, enquanto os fótons e os neutrinos também eram bastante importantes. A taxa de expansão é determinada pelo valor real da densidade, não pela distribuição do gráfico de pizza.

Há muito tempo, quando toda a matéria e radiação estavam concentradas em um volume muito menor de espaço, a densidade de energia escura era extremamente pequena comparada às densidades de matéria e radiação. Como resultado, nos primeiros bilhões de anos da história cósmica, objetos distantes desaceleraram em sua recessão em relação a nós (e seu desvio para o vermelho diminuiu) com o passar do tempo. Mas quando as densidades de matéria e radiação caíram abaixo de um certo limite, e a densidade de energia escura tornou-se uma fração significativa o suficiente da densidade total de energia, esses mesmos objetos mais uma vez aceleraram em sua recessão de nós e seu desvio para o vermelho aumentou.

Mesmo que a taxa de expansão - também conhecida como constante/parâmetro de Hubble - ainda diminua, nos últimos 6 bilhões de anos tem diminuído a uma taxa lenta o suficiente para que, à medida que o volume do Universo cresce, esses mesmos objetos distantes agora pareçam recuar. longe de nós cada vez mais rápido; eles agora estão se afastando de nós de forma acelerada.

O Universo está se expandindo, a taxa de expansão está caindo, mas não está caindo a zero; está no processo de assintotização para um valor final que é apenas cerca de 30% menor do que seu valor atual hoje. No entanto, cada objeto individual que está se afastando de nós se afastará em velocidades cada vez mais rápidas com o passar do tempo. É importante ressaltar que isso implica que a velocidade de recessão de cada galáxia está acelerando, mas a própria taxa de expansão não; está diminuindo. É um equívoco difícil de superar, mas espero que agora - armado com uma explicação detalhada em inglês simples - você entenda que os objetos dentro do Universo estão acelerando, mas a taxa de expansão do Universo não!

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