• Começa com um estrondo

Pergunte a Ethan: Como os telescópios retrocedem no tempo?

A relatividade de Einstein nos ensina que o tempo não é absoluto, mas passa relativamente para todos. Então, como os telescópios enxergam de volta no tempo?

Principais conclusões

• Você verá muitas vezes alegações de que os telescópios estão vendo galáxias como eram uma quantidade específica de tempo no passado, e que o Big Bang ocorreu precisamente 13,8 bilhões de anos atrás.
• Mas uma das principais lições da teoria da relatividade de Einstein é que nem o tempo nem o espaço são absolutos, mas que cada observador individual os mede de forma única.
• Então, como podemos estabelecer uma noção de quão longe no tempo estamos olhando quando vemos um objeto ou fenômeno de longe no Universo distante? É um quebra-cabeça fascinante para resolver.

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Sempre que observamos algo no Universo, não o vemos como é agora, neste exato momento que estamos vivenciando. Em vez disso, vemos como era há um período específico de tempo, pois leva um tempo finito para que o sinal emitido chegue até nós e seja registrado e processado por nossos sentidos ou por nosso equipamento. Para a maioria dos sinais que acontecem aqui na Terra, especialmente aqueles que ocorrem muito perto de nós, esse atraso é insignificante, e é uma excelente aproximação para ignorar essas diferenças minúsculas. Mas para os sinais originados das profundezas do espaço, as grandes distâncias cósmicas entre os objetos começam a ter uma importância tremenda.

É muito simples e ingênuo, então, simplesmente determinar a que distância um objeto está e usar o valor conhecido da velocidade da luz para determinar há quanto tempo estamos vendo tal objeto? E o que Einstein teria a dizer sobre tudo isso, afinal? É isso que Robert Allen quer saber, escrevendo para perguntar:

“O que significa quando os astrônomos dizem que telescópios como [JWST] estão vendo essas galáxias 'como eram bilhões de anos atrás'? quando a relatividade especial proíbe estabelecer uma equivalência temporal entre referenciais inerciais?”

Não é uma pergunta muito fácil de responder, mas é importante enfrentá-la de frente. Aqui está o que sabemos.

Frequentemente visualizamos o espaço como uma grade 3D, mesmo que isso seja uma simplificação excessiva dependente do quadro quando consideramos o conceito de espaço-tempo. Na realidade, o espaço-tempo é curvado pela presença de matéria e energia, e as distâncias não são fixas, mas podem evoluir à medida que o Universo se expande ou se contrai. Antes de Einstein, o espaço e o tempo eram considerados fixos e absolutos para todos; hoje sabemos que isso não pode ser verdade.

Antes de Einstein, havia essa noção de que espaço e tempo eram absolutos: eles existiam universalmente para todos os observadores possíveis. Não importa onde você estivesse, quando estivesse ou como estivesse se movendo pelo Universo, supunha-se que suas noções de “espaço” e “tempo” concordariam com as de todos os outros.

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Agora sabemos que isso não pode ser verdade, por uma simples razão: todos, em todos os lugares e em todos os momentos, sempre concordam que a velocidade da luz no vácuo, c , é a mesma constante universal: 299.792.458 m/s.

Imagine que existem duas cópias idênticas de você e você ilumina uma fonte emissora de luz como uma lanterna em qualquer direção que você decida ser “para frente”. Agora, imagine que uma cópia sua permanece estacionária, enquanto a outra cópia persegue a luz o mais rápido que pode. Se o tempo passasse na mesma velocidade para vocês dois, a cópia que “perseguiu a luz” observaria uma velocidade da luz mais lenta do que a cópia estacionária! A única maneira de entender isso, com uma velocidade constante da luz, é se o tempo passar mais devagar para o observador que persegue a luz do que para o estacionário, e se sua percepção do tempo mudar, então sua percepção do espaço deve mudar. também: daí os conceitos de dilatação do tempo e contração do comprimento .

Um relógio de luz, formado por um fóton saltando entre dois espelhos, definirá o tempo para qualquer observador. Embora os dois observadores possam não concordar um com o outro sobre quanto tempo está passando, eles concordarão nas leis da física e nas constantes do Universo, como a velocidade da luz. Mais importante, o tempo sempre parece correr para a frente, nunca para trás, e que, aplicando a física relativista adequada, qualquer observador pode calcular o que qualquer outro observador experimentará.

As coisas ficam ainda mais complicadas quando introduzimos a gravitação na imagem. Em vez de simplesmente precisar ajustar nossas noções de tempo e espaço para observadores em movimento relativo e em locais diferentes uns dos outros, também temos que reconhecer o fato de que o próprio espaço-tempo não é uma entidade plana e constante, mesmo na ausência de observadores. . As características que precisam ser levadas em consideração incluem:

• os efeitos de objetos massivos, que fazem com que o tempo se dilate, o espaço se curve e a luz se desloque para o vermelho/azul (entre outros efeitos), dependendo de quão perto ou longe eles estão da massa em questão,
• os efeitos do Universo em expansão, que alteram a quantidade de espaço que a luz deve percorrer em sua jornada da fonte emissora até o destino de observação, além de esticar o comprimento de onda da luz ao longo de sua jornada,
• e os efeitos decorrentes de como as posições de todas as várias fontes de matéria e energia se movem e evoluem ao longo do tempo em todo o Universo em geral, e ao longo de nossas linhas de visão desde a fonte emissora até o destino do observador em particular.

Embora existam outros efeitos também, essas são as principais adições que devem ser incluídas se quisermos dar o salto da relatividade especial, que não incorpora a gravitação, para a Relatividade Geral, que incorpora.

Uma visão animada de como o espaço-tempo responde à medida que uma massa se move através dele ajuda a mostrar exatamente como, qualitativamente, não é apenas uma folha de tecido, mas todo o próprio espaço 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 também 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.

É uma tarefa muito grande presumir que podemos saber o suficiente sobre o Universo – particularmente considerando quão vasto é o espaço, quão grandes são as separações entre objetos intergalácticos e quão pouco do que está lá fora podemos realmente observar – para calcular com segurança tudo esses efeitos para cada objeto que observamos. Mas o que podemos fazer é, com os parâmetros que podemos medir, determinar o quanto cada um dos possíveis efeitos que poderiam ocorrer realmente mudariam as respostas que tentamos obter.

Por exemplo, podemos medir as velocidades relativas de objetos que estão agrupados no espaço: estrelas dentro da mesma galáxia, galáxias dentro do mesmo grupo ou aglomerado de galáxias, as galáxias mais próximas da nossa, etc. eles estão em movimento um em relação ao outro; este movimento reflete algo que chamamos velocidade peculiar : movimento relativo a algum quadro de repouso.

Os movimentos de galáxias próximas e aglomerados de galáxias (como mostrado pelas “linhas” ao longo das quais suas velocidades fluem) são mapeados com o campo de massa próximo. As maiores superdensidades (em vermelho/amarelo) e subdensidades (em preto/azul) surgiram de diferenças gravitacionais muito pequenas no Universo primitivo. Nas proximidades das regiões mais densas, galáxias individuais podem se mover com velocidades peculiares de muitos milhares de quilômetros por segundo.

As velocidades peculiares que medimos normalmente dependem da massa total da maior estrutura ligada, já que galáxias individuais dentro de aglomerados de galáxias ricas podem ter velocidades peculiares que atingem até ~2-3% da velocidade da luz (aproximando-se de 10.000 km/s), enquanto estrelas unidas em galáxias de baixa massa só podem se mover a velocidades de ~1 km/s em relação umas às outras.

Você pode perguntar, para qualquer objeto se movendo a qualquer velocidade: “Se eu não conhecesse a velocidade desse objeto e simplesmente o medisse incorretamente pela quantidade que ele estava realmente se movendo, quanto isso alteraria minha estimativa de quanto tempo atrás a luz dele foi emitido?” Em outras palavras, se assumirmos que um objeto está em repouso, mas na realidade ele está se movendo com uma velocidade peculiar de 10.000 km/s, quanto estaríamos calculando erroneamente a quantidade de tempo que a luz levou para viajar da fonte até a fonte? observador?

A resposta, ao que parece, não é uma quantidade absoluta de tempo, mas sim uma porcentagem do tempo total que a luz estava viajando: cerca de 0,056%. Para um objeto cuja luz viaja há um bilhão de anos, isso corresponde a um erro de cerca de ± 560.000 anos. Com uma contribuição tão pequena em relação ao efeito geral, podemos ignorar com segurança esse efeito.

Uma ilustração de lentes gravitacionais mostra como as galáxias de fundo — ou qualquer caminho de luz — é distorcida pela presença de uma massa intermediária, mas também mostra como o próprio espaço é dobrado e distorcido pela presença da própria massa de primeiro plano. Como a luz tem uma distância maior para viajar do que através do espaço não curvo, a presença de grandes aglomerados de massa pode fazer com que o tempo que a luz leva para viajar pelo espaço intermediário aumente.

Outras correções funcionam da mesma forma. Você pode perguntar sobre o desvio para o vermelho gravitacional: o fato de que quando a luz passa por uma região altamente curva do espaço – uma com uma quantidade significativa de massa toda aglomerada em um único local denso – a luz que passa pela região onde a curvatura é mais forte será atrasado em relação à luz que passa por uma região menos curvada (ou não curvada).

Na verdade, tivemos a oportunidade de fazer uma medição direta desse efeito, graças ao poder das lentes gravitacionais. Quando você tem um aglomerado de matéria massivo o suficiente em uma região do espaço, a luz de uma fonte de fundo será dobrada pela presença e distribuição dessa massa. A massa, da perspectiva de um observador olhando para a fonte de fundo, se comporta como uma lente: pode distorcer o caminho da luz, ampliá-lo e esticá-lo em formas estranhas e alongadas. Se o alinhamento da fonte e essa massa estiverem corretos, é possível até ver várias imagens da mesma fonte.

Dentro um artigo publicado em 2021 , uma supernova foi observada em uma galáxia com lentes muito distantes: AT 2016jka . Quatro imagens da mesma galáxia puderam ser vistas, e em três das imagens, ao longo de cerca de 6 meses, a mesma supernova pode ser vista ocorrendo em três momentos diferentes.

Esta série de imagens, capturadas com o Telescópio Espacial Hubble, mostra quatro imagens, esticadas em arcos por lentes gravitacionais, da mesma galáxia. Em 2016, capturamos uma supernova em uma dessas imagens (rotulada SN1) e depois vimos uma segunda e uma terceira separadas por um total de cerca de 6 meses. Com base na geometria reconstruída do aglomerado em primeiro plano da lente, podemos esperar ver a quarta repetição no local rotulado SN4 no ano de 2037.

Com base na geometria da lente e outras propriedades que pudemos inferir, podemos prever quando as quatro imagens exibirão a mesma supernova novamente: no ano de 2037. Com um atraso de ~21 anos, isso permite para quantificar quanto impacto as lentes gravitacionais – isto é, a quantidade que o espaço curvo devido à presença de massas aglomeradas – pode ter na luz que viaja pelo Universo. Dado que é um enorme aglomerado de galáxias fazendo a lente, um dos objetos mais massivos e únicos do Universo, podemos esperar que quase todas as instâncias da luz que observamos serão atrasadas em quantidades muito inferiores a ~ 1000 anos.

Para objetos muito próximos, efeitos como a curvatura do espaço (que causa lentes gravitacionais) e velocidades peculiares (que levam à dilatação do tempo da relatividade especial) podem ser significativos e, portanto, medir massas e velocidades pode ser importante. Mas em escalas cósmicas maiores, há apenas um efeito dominante: o Universo em expansão. Assim que a luz é emitida e deixa a influência gravitacional da estrutura ligada da qual faz parte, como uma galáxia ou grupo/aglomerado de galáxias, ela entra no meio intergaláctico: o espaço entre as galáxias. À medida que viaja em direção ao seu destino final, o observador, seu comprimento de onda não apenas é esticado pelo Universo em expansão, mas deve percorrer uma distância maior do que seria necessário através de um Universo estático e não em expansão.

Esta animação simplificada mostra como a luz muda para o vermelho e como as distâncias entre objetos não ligados mudam ao longo do tempo no Universo em expansão. Somente ligando o comprimento de onda da luz emitida à luz observada, o desvio para o vermelho pode ser medido com confiança.

Este não é, como pode parecer inicialmente, um sistema irremediavelmente complicado. Existem algumas coisas que são relativamente fáceis de medir com ferramentas astronômicas modernas, incluindo:

• quão brilhante um objeto distante parece ser,
• quão grande, em termos de tamanho angular, uma fonte de luz distante parece ser,
• e quanto, em termos percentuais, o comprimento de onda da luz observada é desviado para o vermelho devido à expansão do Universo.

Esse último ponto é essencial, mas fácil de fazer com a ciência da espectroscopia. Em todo o Universo, as leis da física são as mesmas. Isso significa que se você tiver um átomo, íon ou molécula, as transições eletrônicas que existem entre os vários níveis de energia virão em valores específicos, calculáveis ​​e mensuráveis, e esses valores serão os mesmos para cada átomo, íon ou molécula. dessa mesma espécie em todo o cosmos.

Tudo o que você precisa fazer é medir várias linhas de emissão ou absorção de qualquer fonte de luz distante, identificar de qual átomo, íon ou molécula eles vêm e, em seguida, calcular o quanto a luz foi esticada - ou redshifted - do comprimento de onda originalmente emitido. Como, especialmente em grandes distâncias, os outros efeitos podem ser negligenciados com segurança, você pode usar o desvio para o vermelho medido para determinar a distância de um objeto e quanto tempo essa luz deve ter viajado pelo Universo em expansão.

A galáxia mais distante identificada na primeira imagem de campo profundo do JWST, a luz deste objeto chega até nós há 13,1 bilhões de anos. Isso não o torna o objeto mais distante de todos os tempos, mas a capacidade de resolver um grande número de linhas espectrais, correspondentes a elementos conhecidos e compreendidos, nos ajuda a identificar exatamente quando no tempo cósmico estamos vendo esse objeto. Essa técnica geral, de espectroscopia, pode nos dizer precisamente por qual fração, em relação às transições quânticas que veríamos em um quadro de repouso de laboratório, a luz de um objeto é desviada para o vermelho ou azul.

Quando vemos um objeto cuja luz foi esticada por uma quantidade específica, podemos “mapear” isso em quanto tempo a luz está viajando pelo Universo em expansão. Se também soubermos do que é feito o nosso Universo - ou seja, uma mistura de matéria normal, matéria escura, radiação, neutrinos e energia escura - podemos então traduzir esse tempo em distância, o que nos permite saber, neste momento, se pudéssemos viajar instantaneamente de um local para outro, a quantos anos-luz de distância esse objeto está. aqui estão alguns exemplos:

• A luz que chega há 100 milhões de anos corresponde a um objeto que está atualmente a 101 milhões de anos-luz de distância.
• A luz que chega há 1 bilhão de anos corresponde a um objeto atualmente a 1,036 bilhão de anos-luz de distância.
• A luz que chega há 5 bilhões de anos corresponde a um objeto atualmente a 6,087 bilhões de anos-luz de distância.
• A luz que chega há 10 bilhões de anos corresponde a um objeto atualmente a 16,03 bilhões de anos-luz de distância.
• E a luz que chega de 13,78 bilhões de anos atrás corresponde a um objeto atualmente a 41,6 bilhões de anos-luz de distância.

No limite absoluto do Big Bang quente, que ocorreu há cerca de 13,8 bilhões de anos, podemos ver seu brilho remanescente: o fundo cósmico de micro-ondas. Dado o que sabemos sobre o que compõe o Universo, essa “superfície” que vemos, em todas as direções, está a aproximadamente 46 bilhões de anos-luz de distância.

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 13,4 bilhões de anos e agora estão localizados a mais de 32 bilhões de anos-luz de distância.

O ponto-chave não é que “a relatividade diz que não existe simultaneidade e, portanto, não podemos definir quanto tempo se passou enquanto a luz viajou de um local para outro”. Em vez disso, o ponto é que eventos que parecem ser simultâneos a um observador – em um momento, em um local, movendo-se em uma velocidade específica – não serão necessariamente simultâneos a qualquer outro observador. Mas, usando as leis da relatividade especial e geral, podemos calcular precisamente com que quantidade diferentes observadores, mesmo dentro de um Universo em expansão, discordarão.

Quando calculamos distâncias e tempos, estamos usando um referencial específico: o referencial no qual o brilho remanescente do Big Bang, a radiação cósmica de fundo, parece estar em repouso, ou na mesma temperatura exata em todas as direções. Até onde podemos dizer, além do efeito dominante do Universo em expansão, o movimento de objetos dentro do Universo ocorre apenas a algumas centenas ou milhares de km/s, levando apenas a uma correção de fração de um por cento em nosso estimativas para idades e distâncias, independentemente do objeto que examinamos. Outros efeitos, como distorções devido à aglomeração e agrupamento gravitacional, são ainda menos significativos.

Tudo o que temos a fazer é escolher a perspectiva de qualquer observador que possamos imaginar, e podemos determinar precisamente onde e quando, em relação a eles, ocorreu qualquer evento cósmico que possamos ver.

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