Pergunte a Ethan: Como a energia escura acelera o Universo?
Todas as formas de energia afetam o Universo em expansão. Mas se a matéria e a radiação retardam a expansão, como a energia escura a acelera?- Em nosso Universo, há apenas um fator que determina a taxa de expansão cósmica: a soma total de todas as diferentes formas de energia contidas nele.
- E ainda, talvez de forma intrigante, observaríamos galáxias distantes se afastando cada vez mais lentamente da Via Láctea nos primeiros ~ 7,8 bilhões de anos, mas acelerando nos últimos ~ 6 bilhões.
- Às vezes nos referimos a este último estágio como dominação da energia escura ou a expansão acelerada do Universo. Mas se a energia escura é apenas energia, como ela acelera o Universo?
É muito fácil aceitar o que sabemos – ou pensamos que sabemos – sem examiná-lo muito criticamente. Mas quando se trata dos grandes mistérios de nossa realidade cósmica, esse exame crítico e minucioso é exatamente o que é necessário para nos ajudar a entender verdadeira e profundamente o que está em jogo. À primeira vista, o Universo em expansão pode parecer uma coisa fácil de aceitar: algum tipo de expansão inicial rápida começou nosso Universo, enquanto os efeitos gravitacionais de toda a matéria e energia dentro dele trabalham para reunir as coisas. Se a gravitação vencesse, terminaríamos em um Big Crunch; se a expansão vencesse, terminaríamos em um Big Freeze.
Somente, quando examinamos nosso Universo com detalhes suficientes, descobrimos que não apenas a expansão vai vencer, mas que objetos distantes estão realmente acelerando à medida que se afastam de nós. De alguma forma, eles estão se afastando cada vez mais rápido com o passar do tempo. Como podemos entender isso? Isso é o que Apoiador do Patreon Bob Schier quer saber, perguntando:
“Como a energia escura produz aceleração crescente... afastando-se de si mesma? É uma espécie de 'gravidade negativa' na qual a matéria repele a matéria de maneira semelhante à que cargas iguais se repelem? Ou estende o ‘tecido do espaço-tempo’ ou simplesmente do espaço?”
Existem muitas maneiras de conceituar o Universo em expansão e a energia escura, mas “repulsão” não é uma delas. Vamos começar do começo: com o conceito de expansão cósmica.
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. Observe que os objetos começam mais próximos do que a quantidade de tempo que a luz leva para viajar entre eles, a luz se desvia para o vermelho devido à expansão do espaço e as duas galáxias acabam muito mais distantes do que o caminho da luz percorrida pelo fóton trocado. entre eles.Quando Einstein apresentou pela primeira vez sua nova teoria da gravitação para substituir a gravidade newtoniana, sua teoria da relatividade geral, era uma maneira radical de ver o universo. Em vez de ver o espaço e o tempo como entidades independentes e absolutas – onde o espaço é uma grade tridimensional estática e o tempo é simplesmente uma linha inexorável e em movimento para a frente – três grandes avanços surgiram, de mãos dadas, no início do século XX. século.
- Primeiro, havia a noção que surgiu com a Relatividade Restrita em 1905: que nem o espaço nem o tempo eram absolutos, mas apenas experimentados em relação ao observador. Sempre que dois observadores estavam em locais diferentes ou tinham movimentos diferentes no espaço, eles experimentavam o espaço e o tempo de maneira diferente um do outro.
- Em segundo lugar, havia uma maneira de “tecer” espaço e tempo juntos: descoberta pelo ex-professor de Einstein, Hermann Minkowski, em 1908. Esse tecido, o espaço-tempo, substituiria as noções independentes de espaço e tempo, individualmente.
- E terceiro, havia a noção de que a gravitação também poderia ser incluída na imagem do espaço-tempo, onde matéria e energia curvavam o tecido do espaço-tempo, e esse espaço-tempo curvo dizia à matéria e à energia como se mover.
Uma visão animada de como o espaço-tempo responde à medida que uma massa se move ajuda a mostrar exatamente como, qualitativamente, não é apenas uma folha de tecido, mas todo o espaço em si que se curva pela presença e propriedades da matéria e energia dentro do Universo. . Observe que o espaço-tempo só pode ser descrito se incluirmos não apenas a posição do objeto massivo, mas onde essa massa está localizada ao longo do tempo. Tanto a localização instantânea quanto a história passada de onde esse objeto estava localizado determinam as forças experimentadas pelos objetos que se movem pelo Universo, tornando o conjunto de equações diferenciais da Relatividade Geral ainda mais complicado do que o de Newton.Mas aqui estava o problema: se a matéria e a energia curvassem o tecido do espaço-tempo, isso implicaria que o tecido não seria estático, mas mudaria com o tempo. A maioria de nós pensa na curvatura como tendo três possibilidades, onde você pode ser curvado positivamente, como uma esfera, ou pode ser curvado negativamente, como uma lasca de Pringles ou a sela de um cavalo, ou pode ter curvatura zero, sendo plano como um folha de papel. Esses três exemplos são todos verdadeiros: a curvatura pode significar qualquer uma dessas três coisas.
Mas a curvatura também pode levar a algo totalmente diferente: expansão ou contração.
Um dos primeiros experimentos mentais de Einstein no contexto da Relatividade Geral foi imaginar o que aconteceria se tivéssemos um Universo — ou seja, um espaço-tempo — uniformemente preenchido com o que ele considerava poeira: partículas massivas, uniformemente distribuídas, em repouso com respeito um ao outro e ao pano de fundo do espaço-tempo. Quando você calcula o que acontece no contexto da Relatividade Geral, descobre que o espaço se curva de tal forma que essas partículas de poeira se aproximam cada vez mais, com a distância entre elas diminuindo, até que todas se encontrem em um único ponto. Parecia inevitável que o que você obteria fosse a solução que Karl Schwarzschild derivou apenas alguns meses depois que a Relatividade Geral foi apresentada em sua forma final: um buraco negro.
Se você começar com uma configuração fixa e estacionária de massa, e não houver forças ou efeitos não gravitacionais presentes (ou todos forem insignificantes em comparação com a gravidade), essa massa sempre inevitavelmente entrará em colapso em um buraco negro. É uma das principais razões pelas quais um Universo estático e não em expansão é inconsistente com a Relatividade Geral de Einstein.Einstein foi além disso e percebeu que não importava qual era a extensão da distribuição de matéria, nem a geometria importava. Se a matéria estava distribuída em uma esfera, um cubo, uma pirâmide, uma estrutura semelhante a uma batata ou qualquer forma geométrica, não importava: você ainda colapsaria em um buraco negro.
Mas não foi simplesmente porque o espaço-tempo se curvou de tal maneira que fez com que a matéria se movesse pelo espaço e acelerasse em um único ponto; por mais intuitiva que seja essa explicação, ela não descreve com precisão o que está acontecendo.
Em vez disso, o que está acontecendo é que o espaço-tempo se curva de tal maneira que o próprio tecido realmente “flui” para dentro de si mesmo, de modo que todo o tecido – ou, pelo menos, o tecido dentro dessa região do espaço – se contrai. É como se houvesse uma “passagem rolante” invisível e omnidirecional que arrasta essas partículas para dentro. Mesmo que o espaço fosse absolutamente infinito e infinitamente preenchido com essa poeira em todos os lugares, todo o tecido do espaço-tempo seria puxado para dentro, como se estivesse se contraindo. Se essa situação encapsulasse todo o Universo, terminaria em uma singularidade: um “ponto” onde todo o espaço-tempo atingisse uma densidade arbitrária e infinita. Se esse cenário se aplicasse apenas a uma região finita do Universo, você obteria um buraco negro, onde essa analogia de “passarela rolante” continuaria a atrair não apenas matéria, mas espaço-tempo.
Dentro e fora do horizonte de eventos de um buraco negro de Schwarzschild, o espaço flui como uma passarela rolante ou uma cachoeira, dependendo de como você deseja visualizá-lo. No horizonte de eventos, mesmo que você corresse (ou nadasse) na velocidade da luz, não haveria como superar o fluxo do espaço-tempo, que o arrasta para a singularidade no centro. Fora do horizonte de eventos, no entanto, outras forças (como o eletromagnetismo) podem frequentemente superar a força da gravidade, fazendo com que até a matéria em queda escape.Foi ainda nos primórdios da Relatividade Geral que Einstein percebeu esta patologia: vivíamos num Universo cheio de matéria. Mas se o seu Universo estiver cheio de matéria, ele não permanecerá estático e estável; o tecido do espaço-tempo entrará em colapso sobre si mesmo, levando a um cenário de Big Crunch em pouco tempo. Portanto - em um movimento que Einstein mais tarde consideraria seu 'maior erro' - Einstein percebeu que outra forma de energia deveria estar 'segurando o Universo contra o colapso gravitacional', então ele introduziu o que conhecemos hoje como uma constante cosmológica ou como energia escura: a única maneira que ele conseguiu pensar para equilibrar esse inevitável colapso gravitacional.
Isso nos leva à grande questão: como a “energia escura” realmente faz isso? Como isso evita que o Universo entre em colapso? Como ele resiste à atração gravitacional da matéria e outras formas de energia? E, afinal, se a energia escura é apenas mais uma forma de energia, ela também não faria o Universo gravitar, levando de qualquer maneira ao colapso gravitacional?
Para responder a isso, temos que obter quantitativos.
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 você vê, acima, às vezes é conhecido como a primeira equação de Friedmann: o que Eu mesmo muitas vezes chamei a equação mais importante do Universo . Em qualquer Universo que você possa imaginar que é:
- governado pela Relatividade Geral de Einstein,
- que é isotrópico (ou seja, o mesmo em todas as direções),
- e isso é homogêneo (ou seja, o mesmo em todos os locais),
As equações de campo de Einstein podem ser resolvidas exatamente para fornecer uma série de equações. Uma delas é esta mesma equação, e seu poder é que ela relaciona a mudança na escala do Universo, no lado esquerdo, com a matéria, energia e curvatura (e constante cosmológica, se você incluí-la) no lado direito.
A maneira mais simples de lidar com essa equação é assumir que não há curvatura nem constante cosmológica e imaginar que você tem um Universo preenchido com apenas um tipo de matéria ou energia. Você obterá uma equação muito mais simples: uma que simplesmente diz que a mudança na escala do Universo (dada por H no lado esquerdo, que tecnicamente é a “mudança de escala” ao quadrado, já que é H ²) a alguma forma de densidade de energia (dada por r no lado direito, já que estamos definindo a curvatura, k , e a constante cosmológica, Λ, a zero), e nem vamos nos preocupar com essas constantes na frente do r .
Então, quero que imaginemos três possibilidades para que tipo de energia poderia existir neste Universo imaginário: matéria, radiação e “energia escura”.
Este diagrama mostra, em escala, como o espaço-tempo evolui/expande em incrementos de tempo iguais se o seu Universo for dominado por matéria, radiação ou energia inerente ao próprio espaço (ou seja, durante a inflação ou dominância da energia escura), com o último correspondendo ao fase inflacionária que precedeu e estabeleceu o quente Big Bang. Embora todos esses universos modelo se expandam em direção ao tamanho infinito, eles se aproximam dele em taxas diferentes, com a solução do “próprio espaço” se aproximando do infinito de uma maneira fundamentalmente mais rápida do que as outras duas.O que vai acontecer é que a “mudança de escala, ao quadrado” ( H ²) vai mudar na proporção de como a densidade de energia ( r ) mudanças. Vamos decompô-los, um por um.
- Para a matéria, a densidade é apenas massa sobre volume. Como as partículas têm uma massa fixa e um número fixo, então a densidade muda inversamente proporcional ao volume: dobre a “escala” do Universo e sua densidade passa a ser 1/8 do que era inicialmente; reduza pela metade a “escala” do Universo e sua densidade aumentará por um fator de 8. Portanto, a “mudança na escala” é apenas a raiz quadrada disso.
- Para a radiação, esses quanta não têm massa, então a densidade é apenas energia sobre o volume. Enquanto o número de quanta (digamos, fótons) é fixo, a energia de cada quantum é definida por seu comprimento de onda, e o “comprimento” de uma onda depende da escala do Universo. Como resultado, não apenas o volume muda se você dobrar ou reduzir pela metade a escala do seu Universo, mas a energia por quantum diminui pela metade ou dobra, respectivamente. Se você dobrar a escala do seu Universo, a densidade se torna 1/16 do que era inicialmente; se você reduzir a escala pela metade, sua densidade aumentará por um fator de 16. E, novamente, a “mudança na escala” é a raiz quadrada disso.
- Mas para a energia escura, esta se comporta como uma forma de energia intrínseca ao próprio espaço: sua densidade de energia é sempre constante. Quer você altere o volume ou não, esse termo de densidade, r , continua sem alteração. Se você reduzir pela metade ou dobrar a escala do Universo, a “mudança de escala” é simplesmente a raiz quadrada de uma constante: ela não muda.
Como a matéria (acima), a radiação (meio) e a energia escura (abaixo) evoluem com o tempo em um Universo em expansão. À medida que o Universo se expande, a densidade da matéria se dilui, mas a radiação também se torna mais fria à medida que seus comprimentos de onda se estendem para estados mais longos e menos energéticos. A densidade da energia escura, por outro lado, permanecerá realmente constante se ela se comportar como se pensa atualmente: como uma forma de energia intrínseca ao próprio espaço.Como não estamos lidando com uma equação sobre a “mudança de escala”, mas sim uma equação que nos diz algo sobre a “mudança de escala ao quadrado”, há uma ressalva importante aqui: o valor da própria “mudança de escala” poderia ser positivo ou negativo, e teríamos a mesma resposta de qualquer maneira. Se a “mudança de escala” fosse positiva, o Universo estaria em expansão; se a “mudança de escala” fosse negativa, o Universo estaria se contraindo.
O que o raciocínio inicial (e falho) de Einstein disse a ele foi: “Ei, se você começar seu Universo estático e nem se expandindo nem se contraindo, então se você borrifar matéria nele, ele deve começar a se contrair. Portanto, se não quisermos que ele se contraia, podemos adicionar outra forma de energia que se comporte de maneira diferente (como a energia escura ou uma constante cosmológica) e observar a expansão do Universo. E se sintonizarmos a matéria e a outra forma de energia da maneira certa, eles se equilibrarão e, em vez disso, teremos um Universo estático!”
Mas observacionalmente, como foi confirmado pela primeira vez na década de 1920 e confirmado desde então com uma precisão muito maior e a distâncias extraordinárias, o Universo está realmente se expandindo e contém todas essas três espécies: matéria, radiação e energia escura.
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 onde galáxias distantes estão acelerando em sua recessão hoje. Esta é uma versão moderna, estendendo-se milhares de vezes mais longe do que o trabalho original de Hubble. Observe o fato de que os pontos não formam uma linha reta, indicando a variação da taxa de expansão ao longo do tempo. O fato de o Universo seguir a curva que segue é indicativo da presença e dominância tardia da energia escura.Se quisermos saber, então, como o Universo se expande e como a expansão se acelera, tudo o que temos a fazer é resolver a mesma equação governante, a primeira equação de Friedmann, para um Universo com todos os três tipos de energia, e escolher o positivo , solução em expansão.
Viaje pelo Universo com o astrofísico Ethan Siegel. Os assinantes receberão a newsletter todos os sábados. Todos a bordo!Na verdade, essa é uma tarefa bastante simples! Acontece que a própria taxa de expansão — o que definimos como parâmetro de “mudança de escala”, ou H — na verdade, sempre diminui com o tempo. Este valor não é algo que acelera, mas sim algo que diminui: rapidamente no início, quando o Universo é dominado pela radiação, depois um pouco menos rapidamente, quando o Universo é dominado pela matéria e, finalmente, quando a energia escura assume o controle. , desacelerando ainda mais e se aproximando de um valor finito, positivo e diferente de zero.
A razão pela qual dizemos que a expansão está acelerando não é porque H , a taxa de expansão, está aumentando ao longo do tempo; não é. A razão é porque as coisas que observamos são galáxias dentro do Universo, e podemos ver essas galáxias se afastando de nós. Se observássemos essas galáxias recuando com o tempo, descobriríamos:
- quando o Universo é dominado por radiação, a aparente velocidade de recessão dessas galáxias diminuiria,
- quando o Universo é dominado pela matéria, sua velocidade aparente de recessão diminuiria, mas mais lentamente,
- e quando o Universo é dominado pela energia escura, sua velocidade aparente de recessão aumenta.
É isso – a taxa na qual as galáxias parecem se afastar de nós – que está se acelerando, não a taxa de expansão do próprio Universo.
A escala do Universo (eixo y) versus a idade do Universo (eixo x) em escalas logarítmicas. Alguns marcos de tamanho e tempo são marcados, conforme apropriado. A transição entre a radiação e a dominação da matéria é sutil; a transição para a dominação da energia escura é fácil de ver.É importante reconhecer que a energia escura não é algum tipo de “energia negativa” ou “gravidade repulsiva”, embora certamente existam pessoas por aí que tentam interpretá-la dessa maneira. Em vez disso, é apenas uma forma de energia como qualquer outra e faz parte desse grande equilíbrio cósmico entre a expansão do Universo e a soma de todas as diferentes formas de energia dentro dele. A maior diferença é que, enquanto as densidades de energia da matéria e da radiação caem à medida que o Universo se expande, a densidade de energia da energia escura não: ela permanece constante, e essa “falta de queda” é o motivo pelo qual as galáxias individuais apanhadas em nossa expansão cósmica são visto se afastar de nós cada vez mais rápido com o passar do tempo.
Ao mesmo tempo, no entanto, é importante lembrar que não temos 100% de certeza de que a energia escura realmente se comporta como se sua densidade de energia fosse constante: como uma verdadeira constante cosmológica. A energia escura pode, mesmo que ligeiramente, aumentar ou diminuir em densidade ou força com o passar do tempo. Parte da razão para a próxima missão principal da NASA, o Telescópio Espacial Romano Nancy , é fazer as principais medições que nos dizem, com a maior precisão de todos os tempos, como a energia escura realmente se comporta. Afinal, o destino final do Universo depende disso!
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