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Por que a última grande previsão da inflação cósmica pode falhar

Crédito da imagem: Bock et al. (2006, astro-ph/0604101); modificações por E. Siegel.

E o que significa se não virmos ondas gravitacionais da inflação nos próximos 5 a 10 anos.

O paradigma da física – com sua interação de dados, teoria e previsão – é o mais poderoso da ciência. – Geoffrey West

Uma das maiores conquistas científicas do início do século 20 foi a descoberta do Universo em expansão: com o passar do tempo, galáxias distantes estão se afastando de nós, à medida que o espaço entre nós se expande de acordo com a Relatividade Geral de Einstein. Em meados do século 20, surgiu uma grande ideia de que se o Universo está ficando maior e mais frio hoje, então era menor, mais quente e mais denso no passado: o Big Bang. O Big Bang fez algumas previsões extras:

• haveria uma grande teia cósmica de estrutura, com estruturas de pequena, média e grande escala agrupadas em certos padrões,
• haveria um brilho remanescente de radiação do Universo primitivo, que é resfriado a apenas alguns graus acima do zero absoluto,
• e haveria um conjunto específico de razões para os elementos mais leves do Universo, para os diferentes isótopos de hidrogênio, hélio e lítio.

Crédito da imagem: equipe científica da NASA / WMAP, da descoberta da CMB em 1965 por Arno Penzias e Bob Wilson.

Nas décadas de 1960 e 1970, essas previsões foram todas confirmadas em vários graus de precisão, e o Big Bang tornou-se esmagadoramente aceito como a principal teoria de onde tudo o que podemos perceber e detectar no Universo se originou. Mas havia algumas perguntas sem resposta quando se tratava do Big Bang, alguns fenômenos que eram completamente inexplicáveis ​​dentro dessa estrutura.

1. Por que o Universo foi o exato mesma temperatura em todos os lugares?
2. Por que o Universo era tão espacialmente plano; por que a taxa de expansão e a densidade de matéria/energia se equilibram tão perfeitamente?
3. Se o Universo alcançou energias tão altas desde o início, por que não vimos as relíquias estáveis ​​que deveriam ser espalhadas por todo o Universo a partir dele?

Crédito da imagem: E. Siegel, de seu livro Além da Galáxia. Se essas três regiões diferentes do espaço nunca tiveram tempo para termalizar, compartilhar informações ou transmitir sinais umas às outras, então por que todas têm a mesma temperatura?

Se o Universo estivesse se expandindo de acordo com as regras da Relatividade Geral, não há razão para esperar que regiões do espaço separadas por distâncias maiores que a velocidade da luz estivessem conectadas, muito menos a mesma temperatura exata. Se você levar o Big Bang de volta à sua conclusão lógica – a um estado infinitamente quente e denso – não há como encontrar respostas para essas perguntas. Você só precisa dizer que nasceu assim e, do ponto de vista científico, isso é totalmente insatisfatório.

Mas há outra opção. Talvez, em vez de o Universo apenas nascer no momento do Big Bang com essas condições, existisse um estágio inicial que configuração essas condições e o Universo quente, denso, em expansão e resfriamento que nos deu origem. Este seria um trabalho para os teóricos: descobrir que dinâmicas possíveis poderiam preparar o cenário para o Big Bang com essas condições ocorram. Em 1979/1980, Alan Guth apresentou a ideia revolucionária que mudaria a forma como pensávamos sobre as origens do nosso Universo: inflação cósmica .

Crédito da imagem: caderno de Alan Guth de 1979, twittado via @SLAClab, de https://twitter.com/SLAClab/status/445589255792766976 .

Postulando que o Big Bang foi precedido por um estado onde o Universo não estava cheio de matéria e radiação, mas sim por uma enorme quantidade de energia inerente ao tecido do próprio espaço , Guth foi capaz de resolver todos esses problemas. Além disso, à medida que a década de 1980 avançava, ocorreram novos desenvolvimentos que deixaram claro que, para que os modelos inflacionários reproduzissem o Universo, vimos:

• para preenchê-lo com matéria-e-radiação,
• para tornar o Universo isotrópico (o mesmo em todas as direções),
• para tornar o Universo homogêneo (o mesmo em todos os locais),
• e para dar-lhe um estado quente, denso e em expansão,

havia algumas classes de modelos que poderiam fazê-lo, como desenvolvido por Andrei linha , Paul Steinhardt, Andy Albrecht, com detalhes adicionais elaborados por pessoas como Henry Tye, Bruce Allen, Alexei Starobinskii, Michael Turner, David Schramm, Rocky Kolb e outros. Mas os mais simples - aqueles que resolveram o problema e tiveram a menos parâmetros livres — caiu em apenas duas categorias.

Crédito das imagens: Ethan Siegel, com a ferramenta de gráficos do google. As duas classes mais simples de potenciais inflacionários, com inflação caótica (L) e nova inflação (R) mostradas.

Houve nova inflação , onde você tinha um potencial que era muito plano no topo e que o campo do inflaton poderia rolar para baixo, lentamente para chegar ao fundo, e havia inflação caótica , onde você tinha um potencial em forma de U que, novamente, você rolava lentamente.

Em ambos os casos, seu espaço se expandiria exponencialmente, seria esticado, teria as mesmas propriedades em todos os lugares e, quando a inflação chegasse ao fim, você receberia de volta um Universo muito parecido com o nosso. Além disso, você Além disso obtenha seis novas previsões extras, todas as quais ainda não haviam sido observadas na época.

1. Um universo perfeitamente plano . Como a inflação causa essa expansão rápida e exponencial, ela toma qualquer forma que o Universo tenha e o estica em escalas tremendas: em escalas muito, muito maiores do que podemos observar. Como resultado, a parte que vemos parece indistinguível de plano, da mesma forma que o chão fora de sua janela pode parecer plano, mas na verdade é parte de toda a Terra curva. Nós simplesmente não podemos ver o suficiente para saber qual é a verdadeira curvatura.
2. Um Universo com flutuações em escalas maiores que a luz poderia ter viajado . A inflação – fazendo com que o espaço do Universo se expanda exponencialmente – faz com que o que acontece em escalas muito pequenas seja expandido para escalas muito maiores. Isso inclui flutuações quânticas, que normalmente flutuam no local no espaço vazio. Mas durante a inflação, graças à expansão rápida e exponencial, essas flutuações de energia em pequena escala se estendem por todo o Universo em gigantescas escalas macroscópicas que devem acabar abrangendo todo o Universo visível!
3. Um Universo com uma temperatura máxima que é não arbitrariamente alto . Se pudéssemos levar o Big Bang de volta a temperaturas e densidades arbitrariamente altas, encontraríamos evidências de que o Universo atingiu pelo menos a escala de temperatura na qual as leis da física se quebram: a escala de Planck, ou em torno de energias de 10^19 GeV. Mas se a inflação ocorreu, deve ter ocorrido em escalas de energia inferiores a essa, com o resultado de que a temperatura máxima do Universo pós-inflação deve ser alguma escala de energia inferior a 10^19 GeV.
4. Um Universo cujas flutuações eram adiabáticas, ou de igual entropia em todos os lugares . As flutuações podem ter vindo de diferentes tipos: adiabáticas, isocurvaturas ou uma mistura das duas. A inflação previu que essas flutuações deveriam ter sido 100% adiabáticas, o que significa que medições detalhadas do tipos das flutuações quânticas com as quais o Universo começou deve revelar assinaturas no fundo de micro-ondas e na estrutura cósmica de grande escala.
5. Um Universo onde o espectro de flutuações era apenas levemente menos do que ter um invariante de escala (n_s<1) nature . Este é um grande! Claro, a inflação prevê genericamente que essas flutuações devem ser invariantes em escala. Mas há uma pequena ressalva, ou uma correção para isso: a forma dos potenciais inflacionários que funcionam – suas inclinações e concavidades – afetam como o espectro de flutuações parte da invariância de escala perfeita. As duas classes mais simples de modelos inflacionários, nova inflação e inflação caótica, fornecem previsões para n_s que normalmente cobrem o intervalo entre 0,92 e 0,98.
6. E, finalmente, um Universo com um espectro particular de flutuações de ondas gravitacionais . Este é o último, e o único importante que não tem ainda foi confirmado. Alguns modelos – como o modelo de inflação caótica simples – fornecem ondas gravitacionais de grande magnitude (do tipo que poderia ter sido visto pelo BICEP2), enquanto outros, como o novo modelo de inflação simples, podem fornecer ondas gravitacionais de magnitude muito pequena.

Crédito da imagem: ESA e a Colaboração Planck.

Nos últimos 35 anos, fizemos medições incríveis de todo o céu das flutuações no fundo cósmico de micro-ondas, desde escalas tão grandes quanto todo o Universo visível até resoluções angulares de apenas 0,07°. À medida que os satélites espaciais se tornaram cada vez mais capazes ao longo do tempo – COBE na década de 1990, WMAP na década de 2000 e agora Planck na década de 2010 – obtivemos uma visão incrível do Universo quando tinha menos de 0,003% da sua idade atual.

Crédito da imagem: Sloan Digital Sky Survey (SDSS), incluindo a profundidade atual da pesquisa.

Da mesma forma, levantamentos de estruturas em larga escala tornaram-se incrivelmente onipresentes, com alguns cobrindo todo o céu e outros cobrindo grandes trechos em profundidades ainda maiores. Com o Sloan Digital Sky Survey fornecendo os melhores conjuntos de dados modernos, conseguimos confirmar as cinco primeiras dessas seis previsões, colocando a inflação em uma base muito firme.

1. Observa-se que o Universo é exatamente espacialmente plano - com uma curvatura de 1, exatamente - com uma precisão de 1,0007 ± 0,0025, como melhor mostrado pela estrutura em grande escala do Universo.
2. As flutuações no fundo cósmico de microondas mostram um Universo com escalas que se estendem até e além o horizonte do Universo observável.
3. A temperatura máxima que nosso Universo poderia ter alcançado, como mostrado pelas flutuações no fundo cósmico de microondas, é apenas ~10^16 GeV, ou um fator de 1.000 menor que um Universo não inflacionário.
4. Os tipos de flutuações com os quais o Universo nasceu, até onde podemos medir, são 100% adiabáticos e 0% de isocurvatura. As correlações entre o fundo cósmico de micro-ondas e a estrutura em grande escala do Universo mostram isso, embora isso não tenha sido confirmado até o início dos anos 2000.
5. E a partir dos dados mais recentes do mais avançado satélite cósmico de fundo de micro-ondas, Planck, nos dá um índice espectral escalar (que vem do densidade flutuações) que não é apenas inferior a 1, é medido com precisão para ser n_s = 0,968 ± 0,006.

Esse último número, n_s , é muito, muito importante se quisermos procurar o sexta e última previsão da inflação: flutuações das ondas gravitacionais.

Crédito da imagem: equipe científica da NASA / WMAP.

O espectro de flutuações no fundo de micro-ondas se parece com a linha rabiscada, acima, hoje, mas cresceu a partir da interação de todas as diferentes formas de energia ao longo do tempo, desde o fim da inflação até o Universo ter 380.000 anos de idade. Cresceu a partir das flutuações de densidade no final da inflação: a linha horizontal. Só que essa linha não é bastante horizontal; há uma ligeira inclinação para a linha, e a inclinação representa a partida do índice espectral, n_s , a partir de 1.

A razão pela qual isso é importante é que a inflação faz uma previsão específica para um índice especial ( r ), Onde r é a razão das flutuações da onda gravitacional para o índice espectral escalar, n_s . Para as duas principais classes de modelos inflacionários — assim como em outros modelos — há uma enorme disparidade no que r está previsto ser.

Crédito da imagem: Kamionkowski e Kovetz, para aparecer em ARAA, 2016, de http://lanl.arxiv.org/abs/1510.06042 . Resultados apresentados em AAS227.

Para modelos caóticos, r é tipicamente muito grande: não menor que cerca de 0,01, onde 1 é o valor máximo concebível. Mas para os novos modelos de inflação, r pode variar de tão grande quanto cerca de 0,05 até números minúsculos e minúsculos como 10^–60! Mas esses vários r valores são frequentemente correlacionados com valores específicos para ns , como você pode ver acima. Se n_s acaba sendo na verdade estar o valor que melhor medimos agora - 0,968 - então os modelos mais simples que você pode anotar tanto para inflação caótica quanto para nova inflação só dar valores de r que são maiores do que cerca de 10^–3.

Conforme relatado por Mark Kamionkowski em sua palestra na AAS (e baseado em seu papel aqui ), todos os modelos simples que podem ser anotados, para o valor medido de n_s , significa que r não pode variar de 10^–60 a 1; ele pode variar apenas de 10^–3 a 1. E isso pode ser muito, muito problemático em pouco tempo, porque há uma série de pesquisas terrestres que estão medindo o tipo de sinal que pode medir r , já restrito a ser menor que 0,09, se for maior ou igual a ~10^–3.

Crédito da imagem: Kamionkowski e Kovetz, para aparecer em ARAA, 2016, de http://lanl.arxiv.org/abs/1510.06042 . Resultados apresentados em AAS227.

As flutuações das ondas gravitacionais produzidas pela inflação causam polarizações tanto no modo E quanto no modo B, mas as flutuações de densidade (e ns ) aparecem apenas nos modos E. Portanto, se você medir as polarizações do modo B, poderá aprender sobre as flutuações das ondas gravitacionais e determinar r !

É isso que experimentos como BICEP2, POLARBEAR, SPTPOL e SPIDER, entre outros, estão trabalhando para medir agora. Existem sinais de polarização em modo B causados ​​por efeitos de lente, mas se as flutuações inflacionárias forem maiores que r ~ 0,001, eles poderão ser vistos em 5 a 10 anos pelos experimentos em execução e planejados para serem executados nesse período.

Crédito da imagem: Equipe de ciência do Planck.

Se encontrarmos um sinal positivo para r , ou uma inflação caótica (tipicamente se r > 0,02) ou uma nova inflação (normalmente para r <0.04, and yes, there’s overlap) model could be strongly, strongly favored. But if the measured value for n_s permanece o que é pensado para ser agora, e depois de uma década nós restringimos r <10^–3, then the simplest models for inflation are all wrong. It doesn’t mean inflation is wrong, but it means inflation is something more complicated than we first thought, and perhaps not even a scalar field at all.

Se a natureza for cruel conosco, a última grande previsão da inflação cósmica – a existência de ondas gravitacionais primordiais – será ilusória para nós por muitas décadas e continuará sem confirmação.

Este artigo foi parcialmente baseado em informações obtidas durante a 227ª reunião da American Astronomical Society, algumas das quais podem ser inéditas.

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