A solução mais simples para a maior controvérsia do universo em expansão
O Universo em expansão, cheio de galáxias e a estrutura complexa que observamos hoje, surgiu de um estado menor, mais quente, mais denso e mais uniforme. Foram necessários milhares de cientistas trabalhando por centenas de anos para chegarmos a essa imagem e, no entanto, ainda não podemos concordar com a rapidez com que o Universo está se expandindo hoje. (C. FAUCHER-GIGUÈRE, A. LIDZ, E L. HERNQUIST, SCIENCE 319, 5859 (47))
Diferentes medições da taxa de expansão do Universo dão resultados inconsistentes. Mas esta solução simples pode consertar tudo.
Em 1915, a teoria da Relatividade Geral de Einstein nos deu uma nova teoria da gravidade, baseada no conceito geométrico de espaço-tempo curvo. A matéria e a energia diziam ao espaço como se curvar; o espaço curvo dizia à matéria e à energia como se mover. Em 1922, os cientistas descobriram que se você preencher o Universo uniformemente com matéria e energia, ele não permanecerá estático, mas se expandirá ou se contrairá. No final da década de 1920, liderados pelas observações de Edwin Hubble, descobrimos que nosso Universo estava se expandindo e tivemos nossa primeira medição da taxa de expansão.
A jornada para determinar exatamente qual é essa taxa agora atingiu um obstáculo, com duas técnicas de medição diferentes produzindo resultados inconsistentes. Pode ser um indicador de nova física. Mas poderia haver uma solução ainda mais simples, e ninguém quer falar sobre isso.
Velas padrão (L) e réguas padrão (R) são duas técnicas diferentes que os astrônomos usam para medir a expansão do espaço em vários tempos/distâncias no passado. Com base em como quantidades como luminosidade ou tamanho angular mudam com a distância, podemos inferir o histórico de expansão do Universo. (NASA/JPL-CALTECH)
A controvérsia é a seguinte: quando vemos uma galáxia distante, estamos vendo-a como era no passado. Mas não é simplesmente você olhar para a luz que levou um bilhão de anos para chegar e concluir que a galáxia está a um bilhão de anos-luz de distância. Em vez disso, a galáxia estará realmente mais distante do que isso.
Por que isso? Porque o espaço que compõe o nosso próprio Universo está se expandindo. Essa previsão da Relatividade Geral de Einstein, reconhecida pela primeira vez na década de 1920 e depois validada por observação por Edwin Hubble vários anos depois, tem sido uma das pedras angulares da cosmologia moderna.
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 além do trabalho original do Hubble. Observe o fato de que os pontos não formam uma linha reta, indicando a variação da taxa de expansão ao longo do tempo. (NED WRIGHT, COM BASE NOS DADOS MAIS RECENTES DE BETOULE ET AL. (2014))
A grande questão é como medi-la. Como medimos como o Universo está se expandindo? Todos os métodos invariavelmente dependem das mesmas regras gerais:
- você escolhe um ponto no passado do Universo onde você pode fazer uma observação,
- você mede as propriedades que você pode medir sobre esse ponto distante,
- e você calcula como o Universo teria que se expandir desde então até agora para reproduzir o que você vê.
Isso pode ser de uma ampla variedade de métodos, desde observações do Universo próximo até objetos a bilhões de anos-luz de distância.
Os dados do satélite Planck, combinados com outros conjuntos de dados complementares, nos dão restrições muito rígidas sobre os valores permitidos dos parâmetros cosmológicos. A taxa de expansão do Hubble hoje, em particular, está fortemente restrita a ficar entre 67 e 68 km/s/Mpc, com muito pouco espaço de manobra. As medições do método Cosmic Distance Ladder (Riess et al., 2018) não são consistentes com este resultado. (RESULTADOS PLANCK 2018. VI. PARÂMETROS COSMOLÓGICOS; COLABORAÇÃO PLANCK (2018))
Há muitos anos, há uma controvérsia se formando. Dois métodos de medição diferentes – um usando a escada de distância cósmica e outro usando a primeira luz observável no Universo – fornecem resultados que são mutuamente inconsistentes. A tensão tem enormes implicações de que algo pode estar errado com a forma como concebemos o Universo.
Há outra explicação, no entanto, que é muito mais simples do que a ideia de que algo está errado com o Universo ou que alguma nova física é necessária. Em vez disso, é possível que um (ou mais) método tenha um erro sistemático associado a ele: uma falha inerente ao método que ainda não foi identificada que está enviesando seus resultados. Qualquer um dos métodos (ou mesmo os dois métodos) pode estar com defeito. Aqui está a história de como.
A Estrela Variável RS Puppis, com seus ecos de luz brilhando através das nuvens interestelares. As estrelas variáveis vêm em muitas variedades; uma delas, as variáveis Cefeidas, podem ser medidas tanto dentro de nossa própria galáxia quanto em galáxias de até 50 a 60 milhões de anos-luz de distância. Isso nos permite extrapolar distâncias de nossa própria galáxia para muito mais distantes no Universo. (NASA, ESA E EQUIPE HUBBLE HERITAGE)
A escada de distância cósmica é o método mais antigo que temos para calcular as distâncias de objetos distantes. Você começa medindo algo próximo: a distância do Sol, por exemplo. Então você usa medições diretas de estrelas distantes usando o movimento da Terra ao redor do Sol – conhecido como paralaxe – para calcular a distância até as estrelas próximas. Algumas dessas estrelas próximas incluirão estrelas variáveis como Cefeidas, que podem ser medidas com precisão em galáxias próximas e distantes, e algumas dessas galáxias conterão eventos como supernovas do tipo Ia, que são alguns dos objetos mais distantes de todos.
Faça todas essas medições e você poderá derivar distâncias de galáxias a muitos bilhões de anos-luz de distância. Junte tudo isso com redshifts facilmente mensuráveis e você chegará a uma medida para a taxa de expansão do Universo.
A construção da escada de distância cósmica envolve ir do nosso Sistema Solar às estrelas, às galáxias próximas e às distantes. Cada etapa traz consigo suas próprias incertezas, especialmente a variável Cefeida e as etapas de supernovas; também seria tendencioso para valores mais altos ou mais baixos se vivêssemos em uma região subdensa ou superdensa. (NASA, ESA, A. FEILD (STSCI) E A. RIESS (STSCI/JHU))
Foi assim que a energia escura foi descoberta, e nossos melhores métodos da escada de distância cósmica nos dão uma taxa de expansão de 73,2 km/s/Mpc, com uma incerteza de menos de 3%.
No entanto.
Se houver um erro em qualquer estágio desse processo, ele se propaga para todos os degraus mais altos. Podemos estar bastante confiantes de que medimos a distância Terra-Sol corretamente, mas medições de paralaxe estão atualmente sendo revisadas pela missão Gaia , com grandes incertezas. As cefeidas podem ter variáveis adicionais, distorcendo os resultados. E as supernovas do tipo Ia mostraram recentemente variar bastante — talvez 5% — do que se pensava anteriormente. A possibilidade de que haja um erro é a possibilidade mais aterrorizante para muitos cientistas que trabalham na escada da distância cósmica.
Propriedades da curva de luz universal para supernovas do tipo Ia. Esse resultado, obtido pela primeira vez no final da década de 1990, foi recentemente questionado; supernovas não podem. na verdade, têm curvas de luz que são tão universais quanto se pensava anteriormente. (S. BLONDIN E MAX STRITZINGER)
Por outro lado, temos medições da composição e taxa de expansão do Universo a partir da imagem mais antiga disponível: o fundo de microondas cósmico . As minúsculas flutuações de temperatura de 1 parte em 30.000 exibem um padrão muito específico em todas as escalas, desde as maiores de todo o céu até 0,07 ° ou mais, onde sua resolução é limitada pela astrofísica fundamental do próprio Universo.
Os resultados finais da colaboração do Planck mostram uma extraordinária concordância entre as previsões de uma cosmologia rica em energia escura/matéria escura (linha azul) com os dados (pontos vermelhos, barras de erro pretas) da equipe do Planck. Todos os 7 picos acústicos ajustam-se extraordinariamente bem aos dados. (RESULTADOS PLANCK 2018. VI. PARÂMETROS COSMOLÓGICOS; COLABORAÇÃO PLANCK (2018))
Com base no conjunto completo de dados do Planck, temos medições requintadas do que o Universo é feito e como ele se expandiu ao longo de sua história. O Universo é 31,5% matéria (onde 4,9% é matéria normal e o resto é matéria escura ), 68,5% de energia escura e apenas 0,01% de radiação. A taxa de expansão do Hubble, hoje, está determinada em 67,4 km/s/Mpc, com uma incerteza de apenas cerca de 1%. Isso cria uma enorme tensão com os resultados da escada de distância cósmica.
Uma ilustração dos padrões de agrupamento devido às oscilações acústicas de Baryon, onde a probabilidade de encontrar uma galáxia a uma certa distância de qualquer outra galáxia é governada pela relação entre a matéria escura e a matéria normal. À medida que o Universo se expande, essa distância característica também se expande, permitindo-nos medir a constante de Hubble, a densidade da matéria escura e até o índice espectral escalar. Os resultados estão de acordo com os dados do CMB. (ZÓSIA ROSTOMIA)
Além disso, temos outra medida do Universo distante que fornece outra medida, baseada na maneira como as galáxias se agrupam em grandes escalas. Quando você tem uma galáxia, pode fazer uma pergunta simples: qual é a probabilidade de encontrar outra galáxia a uma distância específica?
Com base no que sabemos sobre matéria escura e matéria normal, há uma maior probabilidade de encontrar uma galáxia distante 500 milhões de anos-luz de outra contra 400 milhões ou 600 milhões. Isso é para hoje, e como o Universo era menor no passado, a escala de distância correspondente a esse aumento de probabilidade muda à medida que o Universo se expande. Este método é conhecido como escada de distância inversa e fornece um terceiro método para medir o Universo em expansão. Também dá uma taxa de expansão de cerca de 67 km/s/Mpc, novamente com uma pequena incerteza.
Tensões de medição modernas da escada de distância (vermelho) com dados CMB (verde) e BAO (azul). Os pontos vermelhos são do método da escada de distância; o verde e o azul são de métodos de 'restos de relíquia'. Observe que os erros nas medições de vermelho versus verde/azul não se sobrepõem. (AUBOURG, ÉRIC ET AL. PHYS.REV. D92 (2015) NO.12, 123516.)
Agora, é possível que essas duas medidas também tenham uma falha. Em particular, muitos desses parâmetros estão relacionados, o que significa que, se você tentar aumentar um, terá que diminuir ou aumentar outros. Enquanto os dados do Planck indicam uma taxa de expansão do Hubble de 67,4 km/s/Mpc, essa taxa pode ser maior, como 72 km/s/Mpc. Se fosse, isso significaria simplesmente que precisávamos de uma quantidade menor de matéria (26% em vez de 31,5%), uma quantidade maior de energia escura (74% em vez de 68,5%) e um índice espectral escalar maior (ns) para caracterizar as flutuações de densidade (0,99 em vez de 0,96).
Isso é considerado altamente improvável, mas ilustra como uma pequena falha, se negligenciarmos algo, poderia impedir que essas medições independentes se alinhassem.
Antes do Planck, o melhor ajuste aos dados indicava um parâmetro de Hubble de aproximadamente 71 km/s/Mpc, mas um valor de aproximadamente 70 ou mais agora seria muito grande para a densidade de matéria escura (eixo x) que temos visto por outros meios e o índice espectral escalar (lado direito do eixo y) que precisamos para a estrutura em grande escala do Universo fazer sentido. (P.A.R. ADE ET AL. E A COLABORAÇÃO PLANCK (2015))
Existem muitos problemas que surgem para a cosmologia se as equipes que medem o Fundo de Microondas Cósmico e a escada de distância inversa estiverem erradas. O Universo, pelas medições que temos hoje, não deve ter a baixa densidade de matéria escura ou o alto índice espectral escalar que uma grande constante de Hubble implicaria. Se o valor realmente estiver mais próximo de 73 km/s/Mpc, podemos estar caminhando para uma revolução cósmica.
Correlações entre certos aspectos da magnitude das flutuações de temperatura (eixo y) em função da escala angular decrescente (eixo x) mostram um Universo que é consistente com um índice espectral escalar de 0,96 ou 0,97, mas não 0,99 ou 1,00. (P.A.R. ADE ET AL. E A COLABORAÇÃO PLANCK)
Por outro lado, se a equipe da escada de distância cósmica estiver errada, devido a uma falha em qualquer degrau da escada de distância, a crise é completamente evitada. Houve uma sistemática negligenciada e, uma vez resolvida, cada peça do quebra-cabeça cósmico se encaixa perfeitamente. Talvez o valor da taxa de expansão do Hubble realmente esteja em algum lugar entre 66,5 e 68 km/s/Mpc, e tudo o que tivemos que fazer foi identificar uma falha astronômica para chegar lá.
As flutuações na CMB, a formação e as correlações entre a estrutura em larga escala e as observações modernas de lentes gravitacionais, entre muitas outras, apontam para a mesma imagem: um Universo em aceleração, contendo e cheio de matéria escura e energia escura. (CHRIS BLAKE E SAM MOORFIELD)
A possibilidade de precisar revisar muitas das conclusões mais convincentes a que chegamos nas últimas duas décadas é fascinante e vale a pena investigar ao máximo. Ambos os grupos podem estar certos e pode haver uma razão física para que as medições próximas sejam distorcidas em relação às mais distantes. Ambos os grupos podem estar errados; ambos podem ter errado.
Mas essa polêmica pode acabar com a equivalente astronômico de um cabo OPERA solto . O grupo da escada de distância pode ter uma falha, e nossas medições cosmológicas em larga escala podem ser tão boas quanto ouro. Essa seria a solução mais simples para esta fascinante saga. Mas até que os dados críticos cheguem, simplesmente não sabemos. Enquanto isso, nossa curiosidade científica exige que investiguemos. Nada menos do que todo o Universo está em jogo.
Começa com um estrondo é agora na Forbes , e republicado no Medium graças aos nossos apoiadores do Patreon . Ethan é autor de dois livros, Além da Galáxia , e Treknology: A ciência de Star Trek de Tricorders a Warp Drive .
