• Começa Com Um Estrondo

É por isso que a 'cosmologia física' estava muito atrasada para o Prêmio Nobel de 2019

Podemos olhar arbitrariamente para trás no Universo se nossos telescópios permitirem, mas não há maneira óptica de sondar mais longe do que a “última superfície de dispersão” que é o CMB, quando o Universo era um plasma ionizado. Os pontos frios (mostrados em azul) no CMB não são inerentemente mais frios, mas sim representam regiões onde há uma maior atração gravitacional devido a uma maior densidade de matéria, enquanto os pontos quentes (em vermelho) são apenas mais quentes porque a radiação em aquela região vive em um poço gravitacional mais raso. O crescimento da estrutura no Universo e suas implicações para a idade, tamanho e conteúdo de energia do Universo (incluindo a matéria escura) são algumas das conquistas marcantes da cosmologia física moderna. (E.M. HUFF, A EQUIPE DO SDSS-III E A EQUIPE DO TELESCÓPIO DO PÓLO SUL; GRÁFICO DE ZOSIA ROSTOMIAN)

Em meados do século 20, a “cosmologia física” era considerada uma piada paradoxal. Hoje, é a ciência vencedora do Nobel.

Imagine que você queria saber tudo o que pudesse sobre o Universo. Você gostaria de encontrar as respostas para perguntas de todos os tipos, como:

• Do que é feito o universo?
• Qual o tamanho de todo o Universo?
• Há quanto tempo o Universo existe?
• Como era o Universo em seus estágios iniciais?
• Que tipos de estruturas existem e quando/como elas se formaram?
• Quantas galáxias temos?
• Como o Universo cresceu para ser como é hoje?
• E qual é o seu destino final no futuro distante?

É uma tarefa assustadora para refletir. E, no entanto, existe um método de pensamento que pode lhe dar a resposta para todas essas perguntas e muito mais: o método de aplicação da cosmologia física. No início deste outubro, o Prêmio Nobel de Física de 2019 foi concedido conjuntamente a Michel Mayor e Didier Queloz (para descobertas de exoplanetas) e Jim Peebles (para cosmologia física). Embora os exoplanetas sejam fáceis de entender – planetas fora do nosso próprio Sistema Solar – a cosmologia física precisa de uma explicação. Aqui está a história incrível.

Nosso Universo, desde o quente Big Bang até os dias atuais, passou por um enorme crescimento e evolução, e continua a fazê-lo. Embora tenhamos uma grande quantidade de evidências de matéria escura, ela realmente não faz sua presença conhecida até que muitos anos se passaram desde o Big Bang, o que significa que a matéria escura pode ter sido criada naquela época ou antes, com muitos cenários restantes. viável. (NASA/CXC/M.WEISS)

Se você quiser entender qualquer objeto ou fenômeno no Universo, existem muitas linhas de abordagem diferentes. Você pode observá-lo de todas as maneiras diferentes que você pode imaginar. Isso inclui detectar sua luz em diferentes bandas de comprimento de onda; procurando assinaturas espectroscópicas de vários elementos; medir propriedades observáveis ​​que estão ligadas a propriedades intrínsecas; medindo seu redshift; procurando por partículas ou ondas gravitacionais emitidas a partir dele, etc.

No entanto, independentemente do que você está medindo, um fato permanece verdadeiro sobre todas e quaisquer estruturas e objetos existentes: todos eles se formaram naturalmente em um Universo governado pelas mesmas leis e composto pelos mesmos componentes em todos os lugares. De alguma forma, processos naturais e físicos ocorreram para tirar o Universo de como era nos primeiros tempos e transformá-lo nos objetos e fenômenos que observamos hoje. A chave para a cosmologia física é descobrir como.

Uma ilustração de lentes gravitacionais mostra como as galáxias de fundo – ou qualquer caminho de luz – são distorcidas pela presença de uma massa intermediária, mas também mostra como o próprio espaço é dobrado e distorcido pela presença da própria massa em primeiro plano. Antes de Einstein apresentar sua teoria da Relatividade Geral, ele entendeu que essa flexão deveria ocorrer, embora muitos permanecessem céticos até (e mesmo depois) o eclipse solar de 1919 confirmar suas previsões. Há uma diferença significativa entre as previsões de Einstein e Newton para a quantidade de flexão que deve ocorrer, devido ao fato de que o espaço e o tempo são afetados pela massa na Relatividade Geral. (NASA/ESA)

Imagine o Universo como um cientista poderia ter imaginado um século atrás: pouco depois a chegada e primeira confirmação da Relatividade Geral . Antes que quaisquer outras observações sejam consideradas – e os cientistas ainda estavam (na época) debatendo se a Via Láctea era a totalidade do Universo ou se essas espirais e elípticas difusas eram realmente suas próprias galáxias muito além da nossa (spoiler: elas são) — as sementes da cosmologia física moderna já haviam brotado.

Na cosmologia física, o que você faz é começar com:

• as conhecidas leis da física,
• os ingredientes físicos relevantes para o sistema que você está considerando,
• as condições iniciais de seu sistema físico com as quais seu Universo começa,
• e um modelo preciso para as interações entre os ingredientes (incluindo o fundo do espaço-tempo).

Depois de ter tudo isso, você faz os cálculos para derivar o que espera que exista dentro do nosso Universo.

Projeção em grande escala através da sofisticada simulação de formação de estrutura cósmica: Illustris. Isso representa o aglomerado mais massivo do Universo simulado, com uma escala de 15 Mpc/h (cerca de 70 milhões de anos-luz) de profundidade. A visualização mostra a densidade da matéria escura (esquerda) em transição para a densidade do gás (direita). A estrutura em grande escala do Universo não pode ser explicada sem matéria escura, embora existam muitas tentativas de gravidade modificada. (COLABORAÇÃO ILLUSTRIS / SIMULAÇÃO ILLUSTRIS)

Quando suas observações chegam, você as compara com suas expectativas teóricas. Onde a cosmologia observacional e teórica se encontram é onde nós, finalmente, podemos determinar cientificamente o que descreve e o que não descreve com precisão o nosso Universo.

Nos primeiros dias da Relatividade Geral, a ciência da cosmologia física estava em seus estágios mais rudimentares. Mas mesmo um começo primitivo ainda é um começo, e o que os cientistas começaram a derivar foram classes de soluções exatas na Relatividade Geral. Em outras palavras, você pode fazer uma suposição simplificadora sobre quais são as propriedades do Universo e pode escrever as equações que descrevem um Universo que obedece a essas condições sob nossas melhores leis da gravidade. No final da década de 1920, tínhamos soluções para:

• um Universo que estava vazio (Milne Universe),
• um Universo que continha um ponto de massa (um buraco negro de Schwarzschild não rotativo),
• um Universo que continha uma constante cosmológica (espaço de Sitter),
• um Universo que foi preenchido apenas com matéria normal (um Universo Einstein-de Sitter),
• e, geralmente, um Universo que poderia ser preenchido com qualquer coisa, desde que fosse isotrópico (o mesmo em todas as direções) e homogêneo (o mesmo em todos os locais do espaço).

Uma foto minha 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, que determina como o Universo evolui no futuro. Esta tem sido chamada de equação mais importante em toda a cosmologia, e foi derivada por Friedmann essencialmente em sua forma moderna em 1922. (PERIMETER INSTITUTE / HARLEY THRONSON)

Essa última opção dá origem a um conjunto de equações – as equações de Friedmann – com várias consequências fascinantes. Em primeiro lugar, eles preveem um Universo em expansão ou contração; um estático é instável. Segundo, eles ensinam como os diferentes tipos possíveis de densidade de energia (por exemplo, matéria normal, matéria escura, neutrinos, radiação, energia escura, paredes de domínio, cordas cósmicas, curvatura espacial e qualquer outra coisa que você possa inventar) não apenas evoluirão com o tempo, mas também descreverão como a taxa de expansão muda ao longo de nossa história cósmica.

Medindo não apenas a rapidez com que o Universo está se expandindo hoje, mas medindo (através de uma variedade de técnicas observacionais) como a taxa de expansão mudou ao longo do tempo, podemos começar a extrair algumas informações detalhadas sobre o que compõe nosso Universo.

Medir no tempo e na distância (à esquerda de hoje) pode informar como o Universo irá evoluir e acelerar/desacelerar no futuro. Podemos aprender que a aceleração foi ativada há cerca de 7,8 bilhões de anos com os dados atuais, mas também aprender que os modelos do Universo sem energia escura têm constantes de Hubble muito baixas ou idades muito jovens para corresponder às observações. Se a energia escura evoluir com o tempo, fortalecendo ou enfraquecendo, teremos que revisar nosso quadro atual. Essa relação nos permite determinar o que há no Universo medindo seu histórico de expansão. (SAUL PERLMUTTER DE BERKELEY)

Então, sim, medindo a rapidez com que o Universo está se expandindo e como essa taxa de expansão mudou ao longo do tempo, podemos inferir qual é a densidade do Universo, quais são os vários componentes de que é feito e até mesmo - se pudermos determinar esses parâmetros precisamente o suficiente - qual teria que ser o destino final do Universo. Este é o exemplo mais básico de cosmologia física: aplicar as leis da física à totalidade do Universo em expansão.

Claro, essa aproximação vai ser boa para algumas coisas e não para outras. Em média, deve ser capaz de dizer como o Universo está se expandindo nas maiores escalas de todas. Mas para todas as outras consequências, temos que considerar algumas das propriedades físicas e interações de partículas que devem ocorrer, mas que omitimos propositalmente antes.

Toda a nossa história cósmica é teoricamente bem compreendida em termos das estruturas e regras que a governam. É apenas confirmando e revelando observacionalmente vários estágios no passado do nosso Universo que devem ter ocorrido, como quando os primeiros elementos se formaram, quando os átomos se tornaram neutros, quando as primeiras estrelas e galáxias se formaram e como o Universo se expandiu ao longo do tempo, que podemos realmente venha a entender o que compõe nosso Universo e como ele se expande e gravita de forma quantitativa. As assinaturas de relíquias impressas em nosso Universo de um estado inflacionário antes do Big Bang quente nos dão uma maneira única de testar nossa história cósmica, sujeita às mesmas limitações fundamentais que todas as estruturas possuem. (NICOLE RAGER FULLER / FUNDAÇÃO NACIONAL DE CIÊNCIAS)

Uma coisa que podemos fazer é considerar um Universo que inclua matéria normal (incluindo prótons, nêutrons e elétrons) e radiação (como fótons), bem como as interações que governam tais partículas. Quando o Universo começou, era basicamente uniforme, mas também continha essa matéria e essa radiação. Também era mais quente, pois um Universo em expansão estica os comprimentos de onda dos fótons dentro dele, tornando-os menos energéticos ao longo do tempo.

Se extrapolarmos para o passado, podemos calcular que houve um tempo inicial (e uma temperatura suficientemente alta) no passado do Universo em que a formação de átomos neutros teria sido impossível, pois os fótons os teriam destruído em um estado ionizado . Para calcular quando isso ocorreu, você precisa calcular toda a física atômica necessária para aprender quando os átomos do Universo se tornam estáveis ​​de forma neutra e como isso afeta o que veremos hoje como a radiação remanescente do Big Bang: o fundo cósmico de micro-ondas (CMB).

Nos primeiros tempos (esquerda), os fótons se dispersam dos elétrons e têm energia suficiente para levar quaisquer átomos de volta a um estado ionizado. Uma vez que o Universo esfria o suficiente e é desprovido de fótons de alta energia (à direita), eles não podem interagir com os átomos neutros e, em vez disso, simplesmente fluem livremente, pois têm o comprimento de onda errado para excitar esses átomos para um nível de energia mais alto. (E. SIEGEL / ALÉM DA GALÁXIA)

Em momentos ainda mais antigos, você pode realizar o cálculo análogo para núcleos atômicos e ver onde as colisões explodem núcleos compostos em prótons e nêutrons versus onde eles não são mais energéticos o suficiente para fazê-lo. Quando você for medir a abundância desses elementos leves (sondando nuvens de gás que nunca formaram estrelas), você verá uma proporção específica de elementos como hidrogênio, deutério, hélio-3, hélio-4 e lítio-7.

Se você for ainda mais cedo e entender que o Universo primitivo deve ter tido energias altas o suficiente para produzir espontaneamente pares de matéria-antimatéria (e entender como férmions como neutrinos obedecem a regras diferentes de bósons como fótons), você pode calcular a razão entre os neutrinos cósmicos de fundo energia à energia do fóton individual do CMB, uma vez que quando os pares elétron-pósitron do Universo primitivo se aniquilam, eles se tornam apenas fótons, nunca neutrinos. O cálculo nos diz que a temperatura do neutrino é (4/11)⅓ vezes a temperatura do CMB; como o último é 2,725 K, o primeiro deve ter uma temperatura equivalente a 1,95 K.

Existem picos e vales que aparecem, em função da escala angular (eixo x), em vários espectros de temperatura e polarização no fundo cósmico de micro-ondas. Este gráfico em particular, mostrado aqui, é extremamente sensível ao número de neutrinos presentes no Universo primitivo e corresponde à imagem padrão do Big Bang de três espécies de neutrinos leves. Se aceitarmos que existem três espécies como um dado, podemos extrapolar a energia equivalente à temperatura inerente ao fundo de neutrinos cósmicos em oposição ao CMB, e descobrir que é ~ 71%, notavelmente consistente com a previsão teórica de (4 /11)^(1/3). (BRENT FOLLIN, LLOYD KNOX, MARIUS MILLEA E ZHEN PAN (2015) PHYS. REV. LETT. 115, 091301)

A cosmologia física também lhe diz que tipo de estruturas você espera encontrar no Universo. Você pode começar com um Universo quase homogêneo, mas com imperfeições de densidade (e/ou temperatura), modelar as interações entre partículas e radiação e incluir a gravitação e ver como essas imperfeições evoluem.

Você descobrirá que as imperfeições evoluem de acordo com diferentes comportamentos, dependendo de quanta matéria normal versus matéria escura existe em seu universo e deixará uma marca específica no CMB. Você verá que as regiões superdensas crescer a uma taxa quantificável até atingirem uma densidade crítica, então sofrem um colapso descontrolado para formar estrelas, galáxias e outras estruturas cósmicas. As primeiras estrelas reionizam o Universo; a estrutura em maior escala forma a enorme teia cósmica de hoje.

Tanto as simulações (vermelho) quanto as pesquisas de galáxias (azul/roxo) exibem os mesmos padrões de agrupamento em grande escala, mesmo quando você observa os detalhes matemáticos. O Universo, particularmente em escalas menores, não é perfeitamente homogêneo, mas em grandes escalas a homogeneidade e isotropia é uma boa suposição para uma precisão superior a 99,99%. Os detalhes específicos do crescimento da teia cósmica têm enormes implicações para a cosmologia física. (GERARD LEMSON E O CONSÓRCIO DE VIRGEM)

É um fato espetacular da ciência moderna que as previsões da cosmologia teórica foram verificadas e validadas por observações e medições cada vez melhores. Ainda mais notavelmente, quando examinamos o conjunto completo de dados cósmicos que a humanidade já coletou, uma única imagem descreve com precisão todas as observações juntas: um Universo de 13,8 bilhões de anos que começou com o fim da inflação cósmica, resultando em um Big Bang, onde o Universo é composto por 68% de energia escura, 27% de matéria escura, 4,9% de matéria normal, 0,1% de neutrinos e um pouco de radiação sem curvatura espacial.

Coloque esses ingredientes em seu universo teórico com as leis corretas da física e poder computacional suficiente, e você obterá o universo vasto, rico, em expansão e evolução que temos hoje. O que inicialmente era um esforço de apenas um punhado de pessoas agora se tornou a moderna ciência de precisão da cosmologia. Em meados do século 20, o lendário rabugento da física Lev Landau famosamente disse , Os cosmólogos estão frequentemente errados, mas raramente em dúvida. Com o Prêmio Nobel de Física de 2019 indo para Jim Peebles, talvez o mundo reconheça que já passou da hora de aposentar a citação de Landau. Podemos viver em um universo escuro, mas a ciência da cosmologia física lançou uma luz sobre ele como nada mais.

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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