• Começa Com Um Estrondo

É assim que os astrônomos resolverão a controvérsia do universo em expansão

Após o Big Bang, o Universo estava quase perfeitamente uniforme e cheio de matéria, energia e radiação em um estado de rápida expansão. Com o passar do tempo, o Universo não apenas forma elementos, átomos e aglomerados e aglomerados, o que leva a estrelas e galáxias, mas também se expande e esfria o tempo todo. Nenhuma alternativa pode igualá-lo. (NASA/GSFC)

Quando duas técnicas diferentes dão dois resultados diferentes, ou alguém está errado ou algo incrível está acontecendo.

Imagine que você fosse um cientista tentando medir alguma propriedade do Universo. Se você está curioso sobre como qualquer coisa funciona, você terá que encontrar uma maneira de inferir não apenas o que está ocorrendo, mas em que quantidade. Esta é uma tarefa difícil; você quer não apenas a resposta qualitativa para a pergunta do que está acontecendo, mas a parte quantitativa também, respondendo à pergunta de quanto?

Na cosmologia, um dos grandes desafios é medir a expansão do Universo. Sabemos desde a década de 1920 que o Universo está se expandindo, embora tenha sido uma busca para as gerações determinarem quanto? Existem vários grupos diferentes hoje usando uma infinidade de técnicas diferentes para medir exatamente isso. As respostas que eles obtêm consistentemente se enquadram em uma das duas categorias, mas são incompatíveis entre si. Veja como planejamos resolver esse enigma.

A história do Universo em expansão, incluindo o que é composto atualmente. (ESA E A COLABORAÇÃO PLANCK (MAIN), COM MODIFICAÇÕES DE E. SIEGEL; USUÁRIO DA NASA / WIKIMEDIA COMMONS 老陳 (INSET))

Por gerações, astrônomos, astrofísicos e cosmólogos tentaram refinar nossas medidas da taxa de expansão do Universo: a constante de Hubble. É por isso que projetamos e construímos o Telescópio Espacial Hubble. Seu projeto-chave era fazer essa medição e foi tremendamente bem-sucedido. A taxa obtida foi de 72 km/s/Mpc, com apenas 10% de incerteza. Esse resultado, publicado em 2001, resolveu uma polêmica tão antiga quanto a própria lei de Hubble.

Mas em 2019, um novo surgiu. Um campo, usando relíquias dos estágios iniciais do Big Bang, continua obtendo valores de ~67 km/s/Mpc, com uma incerteza alegada de apenas 1-2%. O outro campo, usando medições do Universo relativamente próximo, afirma ~ 73 km/s/Mpc, com incertezas de apenas 2-3%. Esses erros são tão pequenos que não se sobrepõem mais. Algo está errado, e não podemos descobrir onde.

Tensões de medição modernas da escada de distância (vermelho) com dados de sinal iniciais do CMB e BAO (azul) mostrados para contraste. É plausível que o método de sinal inicial esteja correto e haja uma falha fundamental com a escada de distância; é plausível que haja um erro de pequena escala influenciando o método de sinal inicial e a escada de distância esteja correta, ou que ambos os grupos estejam certos e alguma forma de nova física (mostrada na parte superior) seja a culpada. Mas agora, não podemos ter certeza. (ADAM RIESS (COMUNICAÇÃO PRIVADA))

O Universo era menor, mais quente e mais denso no passado. A luz de qualquer local no espaço precisa viajar através do Universo em expansão para chegar aos nossos olhos. Idealmente, podemos medir a luz que recebemos, determinar uma distância para o sinal que medimos e inferir como o Universo se expandiu ao longo de sua história para resultar no sinal que realmente detectamos.

As duas classes de métodos que usamos, no entanto, estão dando resultados incompatíveis. As possibilidades são três:

1. O grupo das primeiras relíquias está enganado. Há um erro fundamental em sua abordagem a esse problema, e está enviesando seus resultados para valores irrealisticamente baixos.
2. O grupo da escada de distância está errado. Há algum tipo de erro sistemático em sua abordagem, enviesando seus resultados para valores incorretos e altos.
3. Ambos os grupos estão corretos, e há algum tipo de nova física em jogo responsável pelos dois grupos obterem resultados diferentes.

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. Usar o método da vela faz parte da escada de distância, produzindo 73 km/s/Mpc. O uso da régua faz parte do método de sinal inicial, produzindo 67 km/s/Mpc. (NASA/JPL-CALTECH)

Claro, todos pensam que estão certos e as outras equipes estão erradas. Mas a maneira como a ciência funciona não é por escárnio, mas por encontrar as evidências conclusivas necessárias para inclinar a balança. Veja como os astrônomos vão resolver a maior controvérsia da cosmologia e aprender como o Universo está realmente se expandindo.

1.) O grupo das primeiras relíquias está enganado? Antes de termos o satélite Planck, tínhamos COBE e WMAP. Enquanto o Planck nos deu um mapa do brilho remanescente do Big Bang em escalas angulares de apenas 0,07°, o COBE só conseguiu descer para cerca de 7° e o WMAP, embora muito melhor, apenas nos desceu para cerca de 0,5°. Houve uma degeneração entre três parâmetros separados nos dados: a densidade da matéria, a taxa de expansão e o índice espectral escalar. Na era WMAP, os dados realmente favoreciam ~71 km/s/Mpc, embora com grandes incertezas.

Antes do Planck, o melhor ajuste aos dados indicava um parâmetro de Hubble de aproximadamente 71 km/s/Mpc, mas um valor de aproximadamente 69 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))

Foi só quando Planck nos levou para essas escalas angulares menores que a degeneração foi quebrada e descobrimos que a taxa de expansão precisava ser baixa. A razão é que essas pequenas escalas angulares codificam informações sobre o índice espectral escalar ( n_s , no diagrama abaixo), que excluem os grandes valores da taxa de expansão (e, consequentemente, os pequenos valores para a densidade da matéria), e nos ensinam que a taxa de expansão deve estar mais próxima de 67 km/s/Mpc, com uma incerteza muito pequena.

É possível, no entanto, que algo esteja incorreto ou tendencioso em nossa análise das pequenas escalas angulares. Teria que afetar não apenas o Planck, mas outros experimentos independentes de CMB. Mesmo se você evitar totalmente o CMB, você ainda obter um resultado mostrando que um método de relíquia inicial produz uma taxa de expansão muito menor do que a escada de distância indica.

Embora não pensemos que isso seja provável - e a técnica independente de relíquias iniciais de oscilações acústicas bariônicas (ou escada de distância inversa) também produz resultados consistentes - é importante ter em mente que um pequeno erro que não consideramos adequadamente poderia mudar drasticamente nossas conclusões.

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)

2.) O grupo da escada de distância está errado? Este é um difícil. Existem muitas técnicas diferentes para medir as distâncias de objetos no Universo em expansão, mas todas elas têm algumas coisas em comum:

• eles começam medindo diretamente (por exemplo, geometricamente) as distâncias de objetos conhecidos e facilmente vistos em nossa própria galáxia,
• então vemos esses mesmos tipos de objetos em outras galáxias, permitindo-nos inferir a distância para essas galáxias com base nas propriedades conhecidas desses objetos,
• e algumas dessas galáxias também contêm fenômenos astronômicos mais brilhantes, permitindo-nos usar isso como um ponto de calibração para sondar galáxias ainda mais distantes.

Embora, historicamente, existam mais de uma dúzia de indicadores de distância diferentes, a maneira mais rápida e fácil de chegar a grandes distâncias cósmicas agora envolve apenas três etapas: paralaxe para estrelas variáveis ​​conhecidas como Cefeidas em nossa própria galáxia; Cefeidas individuais em outras galáxias, algumas das quais também abrigam supernovas do tipo Ia; e então digite supernovas Ia em todo o 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))

Usando este método, obtemos a taxa de expansão de 73 km/s/Mpc, com uma incerteza de cerca de 2–3%. Isso é claramente inconsistente com os resultados do grupo de relíquias iniciais. Compreensivelmente, muitos estão preocupados com uma série de possíveis fontes de erro, e as equipes que trabalham na escada de distância são muito pequenas em comparação com as equipes que trabalham no método das primeiras relíquias.

Ainda assim, há muitas razões para as equipes da escada de distância estarem confiantes em seus resultados. Seus erros são tão bem quantificados quanto se poderia esperar, existem verificações cruzadas independentes na calibração da Cefeida além da paralaxe, e a única armadilha potencial é um desconhecido desconhecido, que realisticamente poderia atormentar qualquer subcampo da astronomia a qualquer momento. Ainda assim, há planos para fazer ainda melhor. Essas são as várias maneiras pelas quais os astrônomos verificarão se a escada de distância cósmica está realmente fornecendo uma medição confiável da taxa de expansão do Universo.

Quatro cosmologias diferentes levam às mesmas flutuações no CMB, mas medir um único parâmetro de forma independente (como H_0) pode quebrar essa degeneração. Os cosmólogos que trabalham na escada de distância esperam desenvolver um esquema semelhante ao de um pipeline para ver como suas cosmologias dependem dos dados incluídos ou excluídos. (MELCHIORRI, A. & GRIFFITHS, L.M., 2001, NEWAR, 45, 321)

Podemos desenvolver um pipeline para entradas de escada de distância da mesma forma que temos para entradas de relíquias iniciais? No momento, existem muitos programas que podem pegar um conjunto de parâmetros cosmológicos e fornecer o fundo de microondas cósmico esperado, ou podem pegar o fundo de microondas cósmico observado e fornecer os parâmetros cosmológicos que essas medições implicam.

Você pode ver como, à medida que seus dados mudam, parâmetros como densidade de matéria, equação de estado de energia escura ou taxa de expansão variam, juntamente com suas barras de erro.

As equipes da escada de distância estão procurando desenvolver um pipeline semelhante; um ainda não existe. Quando estiver completo, poderemos ter uma leitura ainda mais precisa de sua sistemática, mas de forma superior ao que temos hoje. Poderemos ver, quando vários pontos/conjuntos de dados são incluídos ou excluídos, como o valor médio e as incertezas no valor da taxa de expansão são sensíveis a eles. (Embora, em 2016, havia mais de 100 modelos considerados na análise de supernova , e variar entre eles não levou em conta a discrepância em todas as formas.)

Duas maneiras diferentes de fazer uma supernova Tipo Ia: o cenário de acreção (L) e o cenário de fusão (R). Ainda não se sabe qual desses dois mecanismos é mais comum na criação de eventos de supernova do Tipo Ia, ou se há um componente não descoberto para essas explosões. Examinando regiões onde não há binários de acreção, poderíamos remover um erro sistemático potencial com a escada de distância. (NASA / CXC / M. WEISS)

Uma fonte potencial de erro pode ser que existem duas classes de supernovas do tipo Ia: de anãs brancas em acreção e de anãs brancas em fusão. Há estrelas velhas em todos os lugares, o que significa que devemos ver anãs brancas se fundindo em todos os lugares. Mas apenas em regiões onde novas estrelas estão se formando ou se formaram recentemente (conhecidas como regiões HII) podemos obter anãs brancas. Curiosamente, as estrelas variáveis ​​Cefeidas, que também fazem parte da escada de distância, são encontradas apenas em regiões que também formaram novas estrelas.

Não podemos separar qual classe de supernova estamos vendo quando olhamos em regiões ricas em Cefeidas. Mas se olharmos para um local onde não há estrelas jovens, podemos ter certeza de que estamos vendo supernovas de anãs brancas em fusão. Há boas razões para acreditar que essa sistemática é pequena em comparação com a discrepância geral, mas nem todos estão convencidos. Usar um indicador de distância intermediária diferente, como estrelas em evolução na ponta do ramo gigante assintótico encontrado nos halos externos das galáxias, eliminará esse potencial erro sistemático. Atualmente, existem cerca de uma dúzia de medições de várias equipes de escada de distância que mostram boa concordância com as Cefeidas, mas ainda é necessário mais trabalho.

Um quasar de lente dupla, como o mostrado aqui, é causado por uma lente gravitacional. Se o tempo de atraso das múltiplas imagens puder ser entendido, pode ser possível reconstruir uma taxa de expansão para o Universo à distância do quasar em questão. (NASA HUBBLE SPACE TELESCOPE, TOMMASO TREU/UCLA E BIRRER ET AL)

Finalmente, há a verificação de sanidade final: usando um método completamente independente que não possui escada de distância para medir a taxa de expansão. Se você pudesse medir um indicador de distância em locais variados em todo o Universo, perto e longe, esperaria obter um sinal que pudesse resolver o problema de uma vez por todas. No entanto, qualquer novo método será prejudicado por ter estatísticas baixas e erros sistemáticos ainda a serem determinados.

Mesmo assim, existem duas maneiras pelas quais os cientistas estão tentando fazer isso agora. A primeira é através de sirenes padrão, que é onde você consegue inspirar e fundir estrelas de nêutrons, embora elas estejam preferencialmente próximas em escala cósmica. (Vimos um, definitivamente, até agora, mas o LIGO/Virgo espera muito mais nas próximas décadas.) O outro é através das medições de atraso de tempo de sinais de imagens múltiplas de lentes gravitacionais. Os primeiros conjuntos de dados estão chegando agora deste , com quatro lentes conhecidas mostrando concordância com a equipe da escada de distância , mas ainda há um longo caminho a percorrer.

Uma região do espaço desprovida de matéria em nossa galáxia revela o Universo além, onde cada ponto é uma galáxia distante. A estrutura cluster/void pode ser vista muito claramente. Se vivermos em uma região subdensa/vazia, isso pode influenciar tanto a escada de distância quanto a fusão dos métodos estrela de nêutrons/sirene padrão dos resultados dos primeiros métodos relíquia/CMB/BAO. (ESA/HERSCHEL/SPIRE/HERMES)

Se isso acontecer do jeito que muitos esperam (e alguns estão temendo), isso significará que teremos que recorrer à terceira – e mais problemática – opção.

3.) Ambos os grupos estão corretos. É possível que a forma como medimos a taxa de expansão do Universo seja de fundamental importância para o valor que obtemos. Se medirmos objetos cosmicamente próximos e olharmos para fora, obteremos um resultado de cerca de 73 km/s/Mpc. Se medirmos a taxa de expansão das maiores escalas de distância cósmica, obteremos um resultado de 67 km/s/Mpc. Há uma série de explicações fascinantes para isso, incluindo:

• nossa região local do Universo tem propriedades incomuns em comparação com a média (embora isso já está desatualizado ),
• a energia escura está mudando de forma inesperada ao longo do tempo,
• a gravidade se comporta de maneira diferente do que antecipamos em escalas cósmicas,
• ou há um novo tipo de campo ou força permeando o Universo.

Mas antes de pularmos para esses cenários exóticos, temos que ter certeza de que nenhum dos grupos cometeu um erro. Mesmo um pequeno viés poderia explicar toda essa controvérsia atual, apesar das múltiplas verificações independentes. Nossa compreensão do próprio Universo que habitamos está em jogo. A importância de realizar todas as devidas diligências e garantir que tudo esteja certo, não pode ser exagerada.

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 .

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