O que diabos são as oscilações acústicas de Baryon?
Crédito da imagem: E.M. Huff, equipe do SDSS-III e equipe do South Pole Telescope; gráfico por Zosia Rostomian.
Eles são nossa melhor medida de energia escura, ainda melhor que as supernovas!
Se você acha que este Universo é ruim, você deveria ver alguns dos outros.
– Philip K. Dick
Imagine que você está olhando para o Universo, para todos os pontos de luz que estão lá fora – planetas, estrelas, galáxias, aglomerados de galáxias e muito mais – e você quer usar o que está vendo para medir como o Universo está se expandindo . Não apenas como está se expandindo hoje, mas como estava se expandindo a cada momento no passado, desde o tempo que podemos medir até agora.
Como você faria?
Crédito da imagem: NASA/STScI.
Todo objeto que existe tem uma série de propriedades que são intrínsecas a ele: traços físicos do próprio objeto. Esses incluem:
- sua massa,
- seu tamanho,
- e sua luminosidade (ou brilho intrínseco).
Se nossos instrumentos forem bons o suficiente, podemos medir a aparente tamanho ou seu aparente brilho diretamente: quão grande ou quão brilhante parece ser do nosso ponto de vista na Terra.
Crédito da imagem: NASA, ESA e J. Lotz, M. Mountain, A. Koekemoer e a equipe HFF (STScI).
A questão é que os objetos têm outras propriedades que podem ser intrinsecamente conhecidas sobre eles. Talvez você tenha uma estrela ou galáxia com uma propriedade que você possa medir facilmente – como a largura de uma linha de emissão, um período de variabilidade ou a forma de sua curva de luz – que lhe diga algo intrínseco sobre o objeto que você está olhando .
Bem, aqui está a coisa: se você puder fazer as três coisas a seguir:
- conhecer uma propriedade intrínseca de um objeto,
- medir o mesmo aparente propriedade desse objeto,
- e medir sua distância ou sua velocidade de recessão/desvio para o vermelho,
você pode aprender como o Universo se expandiu ao longo de sua história! Existem duas maneiras pelas quais os astrônomos aprenderam a fazer isso.
Crédito da imagem: NASA/JPL-Caltech.
Uma é usar o brilho como essa propriedade: você sabe o quão intrinsecamente brilhante algo é, você mede seu brilho aparente e, como você sabe como o brilho aumenta com a distância (e o desvio para o vermelho) no Universo em expansão, você pode inferir o histórico de expansão do Universo. dessa maneira. Quando você usa o brilho para fazer essa medição, o objeto que está usando é chamado de vela padrão , porque se você conhece o brilho intrínseco de uma vela, tudo o que você precisa fazer é medir o quão brilhante ela parece ser e saber instantaneamente a que distância ela está.
A outra maneira é usar o tamanho nessa propriedade: se você sabe o quão intrinsecamente grande algo é, então você pode medir o quão grande ele parece ser (seu tamanho angular), e como você sabe como o tamanho escala com a distância (e redshift) em o Universo em expansão, você pode aprender como o Universo evoluiu dessa maneira. Usar o tamanho físico de algo assim é chamado de régua padrão , mas até recentemente, os únicos objetos cujos tamanhos eram padronizados eram coisas como estrelas individuais: pequenas demais para serem resolvidas fora de nossa galáxia. Enquanto as galáxias — que poderia ser resolvido - simplesmente não veio em um tamanho padrão.
Crédito da imagem: Agência Espacial Europeia, NASA, Keren Sharon (Universidade de Tel-Aviv) e Eran Ofek (CalTech).
Mas tudo isso mudou à medida que entendemos do que é feito o nosso Universo, principalmente porque aprendemos sobre a existência de matéria escura e o período de inflação que precedeu nosso Big Bang quente. Você vê, nós sabemos que o Universo começou quase uniforme, com pequenas flutuações em todas as escalas, ou locais onde a densidade da matéria era ligeiramente maior (ou menor) que a média.
À medida que o Universo envelhece, a força da gravidade (que se move à velocidade da luz) pode chegar cada vez mais longe, fazendo com que escalas progressivamente maiores se contraiam e entrem em colapso. Mas se você desmoronar algo também muito quando o Universo é jovem, a pressão da radiação irá empurrá-lo de volta novamente. É por isso que você obtém esses padrões ondulados e flutuantes no brilho remanescente do Big Bang.
Crédito das imagens: ESA and the Planck Collaboration (topo); Colaboração Planck: P. A. R. Ade et al., 2013, A&A Preprint (abaixo).
Bem, com o passar do tempo, esse primeiro grande pico se traduz em uma escala na qual é mais provável que você veja duas galáxias a uma certa distância. Hoje, essa distância corresponde a cerca de 500 milhões de anos-luz, o que significa que se você escolher uma galáxia no Universo, você está mais provavelmente encontrar uma segunda galáxia a uma distância de 500 milhões de anos-luz do que encontrar uma segunda galáxia a 400 ou 600 milhões de anos-luz.
Crédito das imagens: Zosia Rostomian ( LBNL ), SDSS-III , CHEFE (L), de ser mais provável encontrar galáxias a uma certa distância; SDSS (R), do espectro de potência deste fenômeno.
Essa escala de distância - as escalas nas quais as galáxias estão correlacionadas - é conhecida como a escala acústica , porque são os bárions (coisas como prótons) que estão oscilando dentro e fora dessas regiões superdensas. O fenômeno que causa essa correlação de distância é chamado de oscilações acústicas bariônicas (BAO), e podemos usar isso em todos os redshifts para medir como a taxa de expansão do Universo mudou ao longo do tempo.
Há apenas 20 anos, isso era por muito pouco um método viável para medir qualquer coisa no Universo. Mas com o advento de pesquisas como a pesquisa de desvio para o vermelho de galáxias de campo de dois graus (2dFGRS) e, atualmente, o Sloan Digital Sky Survey (SDSS), medimos as posições e desvios para o vermelho de galáxias suficientes para ver esse efeito em detalhes sem precedentes.
Crédito da imagem: SDSS-III data release 8, de um mapa da calota galáctica norte. Cada ponto e pixel nesta imagem representa uma galáxia inteira. Através da http://blog.sdss3.org/2011/01/11/aas-press-conference/ .
O que aprendemos com isso não é apenas que a energia escura compõe cerca de dois terços da energia total no Universo - consistente com os dados da CMB e da supernova - mas que a energia escura é consistente com uma constante cosmológica, imutável ao longo do tempo. tempo, com a maior precisão de sempre!
Dez anos atrás, sabíamos que o Universo era dominado pela energia escura, mas as incertezas sobre Dentro , o parâmetro da equação de estado da energia escura, eram enormes. (Para uma constante cosmológica, w = -1, exatamente.) Poderíamos dizer que Dentro estava entre cerca de -0,5 e -3,0, que é um intervalo enorme. Hoje? Graças às oscilações acústicas bariônicas, podemos dizer que Dentro está entre -0,87 e -1,15, o que é uma melhoria incrível! Pesquisas futuras, como a que o LSST realizará, reduzirão essa incerteza a apenas alguns por cento: devemos poder dizer que Dentro está em algum lugar entre -0,98 e -1,03 se tudo correr bem.
Crédito da imagem: Michael Mullen Design, LSST Corporation.
Então, o que diabos são oscilações acústicas bariônicas? O fato de que o Universo começou com flutuações, que a gravidade atrai tanto a matéria normal quanto a matéria escura, mas apenas a matéria normal é empurrada para fora da interação eletromagnética dá origem a essa escala especial no Universo. Hoje, podemos ver essa escala especial notando que é um pouco mais provável que você tenha galáxias separadas por uma certa distância, e essa distância evoluiu ao longo do tempo à medida que o Universo se expandiu.
Meça essa escala preferida não apenas hoje, mas em todas as escalas de distância que você puder medir o mais longe possível, e aprenderá toda a história de expansão do Universo.
Crédito da imagem: SDSS.
É uma maneira de aprender o que faz o nosso Universo – incluindo a melhor janela de todos os tempos para a energia escura – sem nunca ter que saber o brilho de nada.
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