• Começa com um estrondo

Por que nunca veremos o início do Universo

Nós pensamos que o Big Bang começou tudo. Então percebemos que algo mais veio antes e apagou tudo o que existia antes.

Principais conclusões

• No modelo original do Big Bang, você poderia extrapolar o Universo em expansão de volta a um único ponto, uma singularidade, que marcou o nascimento do espaço e do tempo.
• Mas esse modelo mostrou-se falho, e desde então o Big Bang quente foi precedido pelo Universo inflacionário, que deixa suas marcas em nosso cosmos.
• Infelizmente, apenas a minúscula fração de segundo final da inflação permanece para ser vista, com tudo o que aconteceu antes 'inflado', removendo qualquer esperança que temos de descobrir o início original do nosso Universo.

Ethan Siegel Compartilhe Por que nunca veremos o início do Universo no Facebook Compartilhe Por que nunca veremos o início do Universo no Twitter Compartilhe Por que nunca veremos o início do Universo no LinkedIn

De todas as questões que a humanidade já ponderou, talvez a mais profunda seja: “De onde veio tudo isso?” Por gerações, contamos uns aos outros histórias de nossa própria invenção e escolhemos a narrativa que soava melhor para nós. A ideia de que poderíamos encontrar as respostas examinando o próprio Universo era estranha até recentemente, quando medições científicas começaram a resolver os quebra-cabeças que frustravam filósofos, teólogos e pensadores.

O século 20 nos trouxe a Relatividade Geral, a física quântica e o Big Bang, tudo acompanhado por espetaculares sucessos observacionais e experimentais. Essas estruturas nos permitiram fazer previsões teóricas que então saímos e testamos, e elas foram aprovadas com louvor, enquanto as alternativas decaíam. Mas - pelo menos para o Big Bang - deixou alguns problemas inexplicáveis ​​que nos obrigaram a ir mais longe. Quando o fizemos, chegamos a uma conclusão incômoda com a qual ainda hoje nos deparamos: qualquer informação sobre o início do Universo não está mais contida em nosso cosmos observável. Aqui está a história desconcertante.

As estrelas e galáxias que vemos hoje nem sempre existiram, e quanto mais recuamos, mais próximo de uma aparente singularidade o Universo fica, à medida que avançamos para estados mais quentes, densos e uniformes. No entanto, há um limite para essa extrapolação, pois voltar a uma singularidade cria quebra-cabeças que não podemos responder.

Na década de 1920, pouco menos de um século atrás, nossa concepção do Universo mudou para sempre quando dois conjuntos de observações se juntaram em perfeita harmonia. Nos últimos anos, cientistas liderados por Vesto Slipher começaram a medir as linhas espectrais — características de emissão e absorção — de uma variedade de estrelas e nebulosas. Como os átomos são os mesmos em todo o Universo, os elétrons dentro deles fazem as mesmas transições: eles têm os mesmos espectros de absorção e emissão. Mas algumas dessas nebulosas, as espirais e elípticas em particular, tinham redshifts extremamente grandes que correspondiam a altas velocidades de recessão: mais rápido do que qualquer outra coisa em nossa galáxia.

A partir de 1923, Edwin Hubble e Milton Humason começaram a medir estrelas individuais nessas nebulosas, determinando as distâncias até elas. Eles estavam muito além da nossa própria Via Láctea: milhões de anos-luz de distância na maioria dos casos. Quando você combinou as medições de distância e desvio para o vermelho, tudo apontou para uma conclusão inevitável que também foi teoricamente apoiada pela teoria geral da relatividade de Einstein: o Universo estava se expandindo. Quanto mais distante uma galáxia está, mais rápido ela parece se afastar de nós.

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.

Se o Universo está se expandindo hoje, isso significa que todos os itens a seguir devem ser verdadeiros.

1. O Universo está ficando menos denso, pois a (quantidade fixa de) matéria nele ocupa volumes cada vez maiores.
2. O Universo está esfriando, pois a luz dentro dele se estende a comprimentos de onda mais longos.
3. E as galáxias que não estão ligadas gravitacionalmente estão se afastando com o tempo.

Esses são alguns fatos notáveis ​​e alucinantes, pois nos permitem extrapolar o que vai acontecer com o Universo à medida que o tempo avança inexoravelmente. Mas as mesmas leis da física que nos dizem o que vai acontecer no futuro também podem nos dizer o que aconteceu no passado, e o próprio Universo não é exceção. Se o Universo está se expandindo, esfriando e ficando menos denso hoje, isso significa que era menor, mais quente e mais denso no passado distante.

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, e também 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.

A grande ideia do Big Bang foi extrapolar isso o mais longe possível: para estados cada vez mais quentes, densos e uniformes à medida que avançamos cada vez mais cedo. Isso levou a uma série de previsões notáveis, incluindo que:

• as galáxias mais distantes devem ser menores, mais numerosas, com menos massa e mais ricas em estrelas quentes e azuis do que suas contrapartes modernas,
• deveria haver cada vez menos elementos pesados ​​conforme olhamos para trás no tempo,
• deveria chegar um momento em que o Universo estava muito quente para formar átomos neutros (e um banho restante de radiação agora fria que existe a partir desse momento),
• deve chegar até um momento em que os núcleos atômicos sejam destruídos pela radiação ultra-energética (deixando uma mistura relíquia de isótopos de hidrogênio e hélio).

Todas essas quatro previsões foram confirmadas observacionalmente, com aquele banho restante de radiação - originalmente conhecido como 'bola de fogo primordial' e agora chamado de fundo cósmico de micro-ondas - descoberto em meados da década de 1960, muitas vezes referido como a arma fumegante do Big Bang .

Esta imagem mostra Arno Penzias e Robert Wilson, co-descobridores do Cosmic Microwave Background, com a Holmdel Horn Antenna usada para descobri-lo. Sua descoberta completamente acidental foi interpretada como a evidência mais forte para a origem do Big Bang em nosso Universo, com outras fontes de radiação de baixa energia incapazes de explicar as propriedades observacionais do CMB.

Você pode pensar que isso significa que podemos extrapolar o Big Bang até o passado, arbitrariamente para o passado, até que toda a matéria e energia do Universo estejam concentradas em um único ponto. O Universo atingiria temperaturas e densidades infinitamente altas, criando uma condição física conhecida como singularidade: onde as leis da física como as conhecemos dão previsões que não fazem mais sentido e não podem mais ser válidas.

Afinal! Depois de milênios de busca, chegamos: uma origem para o Universo! O Universo começou com um Big Bang há algum tempo finito, correspondendo ao nascimento do espaço e do tempo, e tudo o que já observamos foi um produto desse rescaldo. Pela primeira vez, tivemos uma resposta científica que realmente indicava não apenas que o Universo teve um começo, mas quando esse começo ocorreu. Nas palavras de Georges Lemaitre, a primeira pessoa a montar a física do Universo em expansão, foi “um dia sem ontem”.

Uma história visual do Universo em expansão inclui o estado quente e denso conhecido como Big Bang e o crescimento e formação da estrutura posteriormente. O conjunto completo de dados, incluindo as observações dos elementos leves e da radiação cósmica de fundo, deixa apenas o Big Bang como uma explicação válida para tudo o que vemos. À medida que o Universo se expande, ele também esfria, permitindo que íons, átomos neutros e, eventualmente, moléculas, nuvens de gás, estrelas e, finalmente, galáxias se formem.

Só que havia uma série de quebra-cabeças não resolvidos que o Big Bang colocou, mas não apresentou respostas.

Por que regiões que foram causalmente desconectadas —isto é, não tiveram tempo para trocar informações, mesmo na velocidade da luz — têm as mesmas temperaturas umas das outras?

Por que a taxa de expansão inicial do Universo (que trabalha para expandir as coisas) e a quantidade total de energia no Universo (que gravita e luta contra a expansão) estavam perfeitamente equilibradas desde o início: para mais de 50 casas decimais?

E por que, se atingimos essas temperaturas e densidades ultra-altas no início, não há resquícios de relíquias daqueles tempos em nosso Universo hoje?

Ao longo da década de 1970, os principais físicos e astrofísicos do mundo se preocuparam com esses problemas, teorizando sobre possíveis respostas para esses quebra-cabeças. Então, no final de 1979, um jovem teórico chamado Alan Guth teve uma percepção espetacular que mudou a história.

No painel superior, nosso Universo moderno tem as mesmas propriedades (incluindo temperatura) em todos os lugares porque se originou de uma região que possui as mesmas propriedades. No painel do meio, o espaço que poderia ter qualquer curvatura arbitrária é inflado a ponto de não podermos observar qualquer curvatura hoje, resolvendo o problema de planicidade. E no painel inferior, relíquias de alta energia pré-existentes são infladas, fornecendo uma solução para o problema da relíquia de alta energia. É assim que a inflação resolve os três grandes quebra-cabeças que o Big Bang não consegue explicar sozinho.

A nova teoria era conhecida como inflação cósmica e postulava que talvez a ideia do Big Bang fosse apenas uma boa extrapolação para um certo ponto no tempo, onde foi precedida (e estabelecida) por esse estado inflacionário. Em vez de atingir altas temperaturas, densidades e energias arbitrárias, a inflação afirma que:

• o Universo não estava mais cheio de matéria e radiação,
• mas em vez disso possuía uma grande quantidade de energia intrínseca ao tecido do próprio espaço,
• que fez com que o Universo se expandisse exponencialmente (onde a taxa de expansão não muda com o tempo),
• que leva o Universo a um estado plano, vazio e uniforme,

até acabar a inflação. Quando termina, a energia que era inerente ao próprio espaço — a energia que é a mesma em todos os lugares, exceto pelas flutuações quânticas impressas sobre ela — é convertida em matéria e energia, resultando em um Big Bang quente.

As flutuações quânticas que ocorrem durante a inflação se estendem por todo o Universo e, quando a inflação termina, elas se tornam flutuações de densidade. Isso leva, ao longo do tempo, à estrutura em grande escala do Universo atual, bem como às flutuações de temperatura observadas na CMB. Novas previsões como essas são essenciais para demonstrar a validade de um mecanismo de ajuste fino proposto.

Teoricamente, este foi um salto brilhante, porque ofereceu uma explicação física plausível para as propriedades observadas que o Big Bang sozinho não poderia explicar. Regiões causalmente desconectadas têm a mesma temperatura porque todas surgiram da mesma “mancha” inflacionária do espaço. A taxa de expansão e a densidade de energia foram perfeitamente equilibradas porque a inflação deu a mesma taxa de expansão e densidade de energia ao Universo antes do Big Bang. E não sobraram restos de alta energia porque o Universo só atingiu uma temperatura finita após o fim da inflação.

Na verdade, a inflação também fez uma série de novas previsões que diferiam daquelas do Big Bang não inflacionário, o que significa que poderíamos sair e testar essa ideia. Até hoje, em 2020, coletamos dados que põe à prova quatro dessas previsões :

1. O Universo deveria ter um limite superior máximo, não infinito, para as temperaturas atingidas durante o Big Bang quente.
2. A inflação deve possuir flutuações quânticas que se tornam imperfeições de densidade no Universo que são 100% adiabáticas (com entropia constante).
3. Algumas flutuações devem estar em escalas de superhorizontes: flutuações em escalas maiores que a luz podem ter viajado desde o quente Big Bang.
4. Essas flutuações devem ser quase, mas não perfeitamente, invariantes em escala, com magnitudes ligeiramente maiores em grandes escalas do que em pequenas.

As flutuações da CMB são baseadas nas flutuações primordiais produzidas pela inflação. Em particular, a 'parte plana' em grandes escalas (à esquerda) não tem explicação sem inflação. A linha plana representa as sementes das quais o padrão de pico e vale emergirá nos primeiros 380.000 anos do Universo e é apenas alguns por cento menor no lado direito (pequena escala) do que no lado esquerdo (grande escala). lado.

Com dados de satélites como COBE, WMAP e Planck, testamos todos os quatro, e apenas a inflação (e não o Big Bang não inflacionário) produz previsões que estão de acordo com o que observamos. Mas isso significa que o Big Bang não foi o começo de tudo, foi apenas o começo do Universo como o conhecemos. Antes do Big Bang quente, havia um estado conhecido como inflação cósmica que eventualmente terminou e deu origem ao Big Bang quente, e podemos observar as marcas da inflação cósmica no Universo hoje.

Viaje pelo Universo com o astrofísico Ethan Siegel. Os assinantes receberão a newsletter todos os sábados. Todos a bordo!

Mas apenas para a última minúscula, minúscula fração de segundo de inflação. Apenas, talvez, nos ~10^-32 segundos finais (ou por aí) podemos observar as marcas que a inflação deixou em nosso Universo. É possível que a inflação tenha durado apenas essa duração ou muito mais. É possível que o estado inflacionário fosse eterno ou transitório, decorrente de outra coisa. É possível que o Universo tenha começado com uma singularidade, ou surgido como parte de um ciclo, ou sempre existiu. Mas essa informação não existe em nosso Universo. A inflação — por sua própria natureza — apaga tudo o que existia no Universo pré-inflacionário.

As flutuações quânticas que ocorrem durante a inflação de fato se estendem por todo o Universo, mas também causam flutuações na densidade total de energia. Essas flutuações de campo causam imperfeições de densidade no Universo primitivo, que então levam às flutuações de temperatura que experimentamos na radiação cósmica de fundo. As flutuações, de acordo com a inflação, devem ser de natureza adiabática.

De muitas maneiras, a inflação é como apertar o botão cósmico de “reset”. O que quer que tenha existido antes do estado inflacionário, se é que existe, é expandido tão rápida e completamente que tudo o que resta é um espaço vazio e uniforme com as flutuações quânticas que a inflação cria sobrepostas a ele. Quando a inflação acabar, apenas um pequeno volume desse espaço — em algum lugar entre do tamanho de um ser humano e um quarteirão — se tornará nosso Universo observável. Todo o resto, incluindo qualquer informação que nos permitiria reconstruir o que aconteceu anteriormente no passado do nosso Universo, agora está para sempre fora do nosso alcance.

É uma das conquistas mais notáveis ​​da ciência: podemos voltar bilhões de anos no tempo e entender quando e como nosso Universo, como o conhecemos, veio a ser assim. Mas, como muitas aventuras, revelar essas respostas apenas levantou mais questões. Os quebra-cabeças que surgiram desta vez, no entanto, podem realmente nunca ser resolvidos. Se essa informação não estiver mais presente em nosso Universo, será preciso uma revolução para resolver o maior enigma de todos: de onde veio tudo isso, originalmente?

Compartilhar: