Um debate recarregado sobre a velocidade da expansão do universo poderia levar a uma nova física

Um debate recarregado sobre a velocidade da expansão do universo poderia levar a uma nova física

Por Joshua SokolMar. 8, 2017, 8:00

Era o começo dos anos 90, e os Observatórios Carnegie, em Pasadena, Califórnia, haviam se esvaziado para o feriado de Natal. Wendy Freedman estava trabalhando sozinha na biblioteca sobre um problema imenso e espinhoso: a taxa de expansão do universo.

Carnegie era um solo sagrado para esse tipo de trabalho. Foi aqui, em 1929, que Edwin Hubble observou pela primeira vez galáxias distantes voando para longe da Via Láctea, balançando na corrente externa da expansão do espaço. A velocidade desse fluxo passou a ser chamada de constante de Hubble.

O trabalho silencioso de Freedman foi logo interrompido quando o astrônomo do Carnegie, Allan Sandage, invadiu a área. Sandage, o herdeiro científico designado por Hubble, passou décadas refinando a constante do Hubble e defendendo consistentemente uma lenta taxa de expansão. Freedman foi o último desafiante a publicar uma taxa mais rápida, e Sandage assistiu ao estudo herético.

"Ele estava com tanta raiva", lembra Freedman, agora na Universidade de Chicago, em Illinois ", que você meio que percebe que é a única pessoa no prédio. Eu dei um passo atrás, e foi quando percebi, oh garoto, este não era o mais amigável dos campos ".

Uma imagem de 1923 da galáxia de Andrômeda. Uma cefeida, ou estrela variável (marcada como VAR!), Ajudou Edwin Hubble a determinar a vasta distância de Andrômeda.

Observatórios Carnegie

A acrimônia diminuiu, mas não muito. Sandage morreu em 2010 e, a essa altura, a maioria dos astrônomos havia convergido para uma constante do Hubble em uma faixa estreita. Mas, numa reviravolta que o próprio Sandage pode saborear, novas técnicas sugerem que a constante de Hubble é 8% menor que um número inicial. Por quase um século, os astrônomos o calcularam medindo meticulosamente as distâncias no universo próximo e se afastando cada vez mais. Ultimamente, porém, os astrofísicos mediram a constante de fora para dentro, com base em mapas do fundo cósmico de microondas (CMB), o brilho pós-manchado do big bang que é um pano de fundo para o resto do universo visível. Ao fazer suposições sobre como o impulso e a atração de energia e matéria no universo mudaram a taxa de expansão cósmica desde a formação do fundo de microondas, os astrofísicos podem pegar seu mapa e ajustar a constante de Hubble ao universo local atual. Os números devem corresponder. Mas eles não.

Pode ser que uma abordagem esteja errada. Os dois lados estão procurando falhas em seus próprios métodos e entre si, e personalidades como Freedman estão correndo para publicar suas próprias medidas. "Não sabemos para que lado isso vai dar", diz Freedman.

Mas, se o desacordo persistir, será uma falha no firmamento da cosmologia moderna. Isso poderia significar que as teorias atuais estão faltando algum ingrediente que interveio entre o presente e o passado antigo, jogando fora a cadeia de inferências do CMB para a constante atual de Hubble. Nesse caso, a história estará se repetindo. Na década de 1990, Adam Riess, agora astrofísico da Universidade Johns Hopkins, em Baltimore, Maryland, liderou um dos grupos que descobriram a energia escura, uma força repulsiva que está acelerando a expansão do universo. É um dos fatores que os cálculos do CMB devem levar em consideração.

Agora, a equipe de Riess está liderando a busca para determinar a constante do Hubble no espaço próximo e além. Seu objetivo não é apenas refinar o número, mas verificar se está mudando ao longo do tempo de maneiras que nem a energia escura - como atualmente concebida - pode explicar. Até agora, ele tem poucas dicas sobre qual pode ser o fator que falta. "Estou realmente me perguntando o que está acontecendo", diz ele.

Em 1927, o Hubble estava indo além da Via Láctea com o que era então o maior telescópio do mundo, o telescópio Hooker de 2, 5 polegadas (2, 5 polegadas) que pairava sobre Pasadena no topo do Monte Wilson. Ele fotografou as tênues manchas em espiral que conhecemos como galáxias e mediu o avermelhamento de sua luz enquanto seus movimentos o Doppler a deslocavam para comprimentos de onda mais longos, como o lamento de uma ambulância em retirada. Ao comparar os desvios de vermelho das galáxias com o brilho, Hubble tropeçou em algo revolucionário: quanto mais escuro e presumivelmente mais longe uma galáxia estava, mais rápido ela recuava. Isso significava que o universo estava se expandindo. Isso também significava que o universo tinha uma idade finita, começando em um big bang.

Uma controvérsia cósmica

O debate sobre a constante do Hubble, a taxa de expansão do universo, explodiu novamente. Os astrônomos haviam decidido principalmente um número usando uma técnica clássica - a "escada da distância", ou observações astronômicas do universo local. Mas esses valores entram em conflito com estimativas cosmológicas feitas a partir de mapas do universo primitivo e ajustadas até os dias atuais. A disputa sugere que um ingrediente ausente pode estar alimentando o crescimento do universo.

J. Você

Para determinar a taxa de expansão - sua constante homônima - Hubble precisava de distâncias reais das galáxias, não apenas relativas, com base no brilho aparente. Assim, ele começou o laborioso processo de construção de uma escada de distância - da Via Láctea às galáxias vizinhas até os confins da expansão do espaço. Cada degrau da escada deve ser calibrado por "velas padrão": objetos que se deslocam, pulsam, piscam ou giram de uma maneira que codifique de forma confiável a que distância estão.

O primeiro degrau parecia razoavelmente robusto: estrelas variáveis ​​chamadas cefeidas, que aumentam e diminuem de brilho ao longo de dias ou semanas. A duração desse ciclo indica o brilho intrínseco da estrela. Ao comparar o brilho observado de uma cefeida com o brilho inferido de suas oscilações, o Hubble poderia medir sua distância. O telescópio Mount Wilson era bom o suficiente para ver algumas cefeidas nas galáxias mais próximas. Para galáxias mais distantes, ele assumiu que a estrela mais brilhante de cada uma tinha o mesmo brilho intrínseco. Ainda mais longe, ele assumiu que galáxias inteiras eram velas comuns, com luminosidade uniforme.

C. Bickel

Eles não eram boas suposições. A primeira constante publicada de Hubble foi de 500 quilômetros por segundo por megaparseg, o que significa que para cada 3, 25 milhão de anos-luz que ele olhava para o espaço, o universo em expansão estava transportando galáxias 500 quilômetros por segundo mais rápido. O número estava muito longe de uma ordem de magnitude muito rápida. Também implicava um universo com apenas 2 bilhões de anos, um bebê comparado às estimativas atuais. Mas foi um íncio.

Em 1949, a construção terminou no telescópio de 5, 1 m em Palomar, no sul da Califórnia, a tempo de o Hubble sofrer um ataque cardíaco. Hubble passou o manto para Sandage, um ás observador que passou as décadas subsequentes expondo placas fotográficas durante sessões noturnas suspensas no vasto aparato do telescópio, tremendo e precisando desesperadamente de um descanso no banheiro.

Com a maior resolução de Palomar e o poder de captar luz, Sandage poderia arrancar cefeidas de galáxias mais distantes. Ele também percebeu que as estrelas brilhantes do Hubble eram de fato aglomerados inteiros de estrelas. Eles eram intrinsecamente mais brilhantes e, portanto, mais distantes do que o pensamento de Hubble, o que, além de outras correções, implicava uma constante de Hubble muito menor. Na década de 1980, Sandage havia se estabelecido em um valor de cerca de 50, que ele defendia zelosamente. Talvez o seu filme mais famoso, o astrônomo francês Gardard Vaucouleurs, tenha promovido um valor competitivo de 100. Um dos principais parâmetros da cosmologia foi contestado por um fator constrangedor de dois.

No final dos anos 90, Freedman, depois de sobreviver ao abuso verbal de Sandage, estava determinado a resolver o quebra-cabeça com uma nova e poderosa ferramenta projetada com esse trabalho em mente: o Telescópio Espacial Hubble. Sua visão nítida de cima da atmosfera permitiu à equipe de Freedman escolher cefeidas individuais até 10 vezes mais longe do que Sandage tinha com Palomar. Às vezes, essas galáxias hospedavam cefeidas e um farol ainda mais brilhante - uma supernova tipo Ia. Essas estrelas anãs brancas em explosão são visíveis no espaço e brilham com um brilho consistente e máximo. Uma vez calibradas com as cefeidas, as supernovas poderiam ser usadas sozinhas para sondar os mais distantes espaços do espaço. Em 2001, a equipe de Freedman reduziu a constante do Hubble para 72 mais ou menos oito, um esforço definitivo que acabou com a disputa de Sandage e De Vaucouleurs. "Eu terminei", diz ela. "Eu nunca pensei que iria trabalhar na constante Hubble novamente."

Edwin Hubble posa dentro do telescópio Palomar de 200 polegadas alguns anos antes de sua morte em 1953.

Ned / Boi / Huchra / Riess; NASA / ESA

Mas então veio o físico, que tinha uma maneira independente de calcular a constante do Hubble com a coisa mais distante e com desvio para o vermelho de todos: o fundo do microondas. Em 2003, a Sonda de Anisotropia por Microondas Wilkinson (WMAP) publicou seu primeiro mapa mostrando as manchas de variações de temperatura no CMB. Os mapas não forneciam uma vela padrão, mas uma medida padrão: um padrão de pontos mais quentes e frios na sopa primordial criada por ondas sonoras que ondulavam no universo recém-nascido.

Com algumas suposições sobre os ingredientes dessa sopa - partículas familiares como átomos e fótons - algumas coisas extra invisíveis chamadas matéria escura e energia escura - a equipe do WMAP poderia calcular o tamanho físico dessas ondas sonoras primordiais. Isso pode ser comparado ao tamanho aparente das ondas sonoras, conforme registrado nas manchas CMB. A comparação deu a distância ao fundo do microondas e um valor para a taxa de expansão do universo naquele momento primordial. Ao fazer suposições sobre como partículas regulares, energia escura e matéria escura alteraram a expansão desde então, a equipe do WMAP poderia ajustar a constante à sua atual taxa de inchaço. Inicialmente, eles chegaram a um valor de 72, exatamente de acordo com o que Freedman havia encontrado.

Mas desde então, as medidas astronômicas da constante Hubble avançaram mais alto, mesmo quando as barras de erro se estreitaram. Em publicações recentes, Riess ultrapassou concorrentes como Freedman usando a câmera infravermelha instalada em 2009 no Telescópio Hubble, que pode identificar as distâncias das cefeidas da Via Láctea e escolher seus primos distantes e avermelhados das estrelas mais azuis que tendem a cercar cefeidas. O resultado mais recente da equipe de Riess é 73, 24.

Enquanto isso, Planck, uma missão da Agência Espacial Européia (ESA) que visualizou o CMB com maior resolução e maior sensibilidade à temperatura, se estabeleceu em 67, 8. Em termos estatísticos, os dois valores são separados por um abismo de 3, 4 sigma - não exatamente o 5 sigma que na física de partículas sinaliza um resultado significativo, mas chegando lá. "Acho que isso é difícil de explicar como um acaso estatístico", diz Chuck Bennett, astrofísico da Johns Hopkins que liderou a equipe do WMAP.

Cada lado está apontando o dedo para o outro. George Efstathiou, um cosmologista líder da equipe Planck da Universidade de Cambridge, no Reino Unido, diz que os dados do Planck são "absolutamente sólidos". Recém-analisado os primeiros resultados de Planck em 2013, Efstathiou olhou para outro lugar. Ele baixou os dados de Riess e publicou sua própria análise com uma constante Hubble menor e menos precisa. Ele achou a escada externa dos astrônomos "bagunçada", diz ele.

Allan Sandage, herdeiro científico designado por Edwin Hubble, defendeu consistentemente um valor mais baixo para a constante de Hubble.

Observatórios Carnegie

Em resposta, os astrônomos argumentam que estão fazendo uma medição real no universo atual, enquanto a técnica CMB se baseia em muitos pressupostos cosmológicos. Se os dois não concordam, perguntam, por que não mudar a cosmologia? Em vez disso, "o George Efstathious do mundo se mudou e disse: 'Vou analisar novamente todos os seus dados'", diz Barry Madore, da Universidade de Chicago, que é colaborador e marido de Freedman desde os anos 80. "Então, o que você faz? Você tem que encontrar um desempate."

Wendy Freedman pensou que seu estudo de 2001 fixou a constante Hubble, mas o debate foi retomado.

Yuri Beletsky, Instituição Carnegie para a Ciência

No canto dos astrônomos, há uma técnica chamada lente gravitacional. Ao redor de uma galáxia enorme, a própria gravidade distorce o espaço, formando uma lente gigante que pode curvar a luz de uma fonte de luz mais distante, como um quasar. Se o alinhamento da lente e do quasar estiver correto, a luz poderá seguir vários caminhos para a Terra, criando várias imagens ao redor da galáxia. Em circunstâncias ainda mais afortunadas, o quasar brilha em brilho. Isso faz com que cada imagem clonada pisque também, mas em momentos diferentes, porque os raios de luz de cada imagem percorrem caminhos diferentes pelo espaço dobrado. Os atrasos entre as oscilações indicam diferenças nos comprimentos do caminho; combinando aqueles com o tamanho da galáxia, os astrônomos podem usar a trigonometria para calcular a distância absoluta da galáxia lente. Apenas três lentes gravitacionais foram rigorosamente medidas dessa maneira, com mais seis em estudo agora. Porém, no final de janeiro, a astrofísica Sherry Suyu, do Instituto Max Planck de Astrofísica, em Garching, na Alemanha, e seus colaboradores publicaram seu melhor palpite atual na constante do Hubble. "Nossa medição está de acordo com a abordagem da escada de distância", diz Suyu.

Enquanto isso, os cosmologistas têm sua própria técnica irmã: oscilações acústicas bariônicas (BAOs). À medida que o universo envelhecia, os mesmos padrões de ondas sonoras impressos no CMB - o critério primordial - semeavam as pepitas de matéria que se transformavam em aglomerados de galáxias. O padrão das galáxias no céu deve preservar as dimensões originais das ondas sonoras e, como antes, comparar a escala aparente do padrão com o tamanho real calculado leva a uma distância. Como a técnica CMB, o método BAO faz suposições cosmológicas. Mas, nos últimos anos, ele produziu valores constantes do Hubble alinhados com os de Planck. A quarta iteração em andamento do Sloan Digital Sky Survey, um vasto esforço de mapeamento de galáxias, deve ajudar a refinar essas medições.

Isso não quer dizer que as equipes de escada de distância e CMB simplesmente aguardem outros métodos para resolver a disputa. Para firmar a base da escada de distância, as distâncias das cefeidas na Via Láctea, a missão da ESA em Gaia está tentando encontrar distâncias precisas para cerca de um bilhão de estrelas próximas diferentes, incluindo as cefeidas. Gaia, em órbita ao redor do Sol além da Terra, usa o mais seguro de todas as medidas: paralaxe, ou a aparente mudança de estrelas contra o fundo do céu, enquanto a espaçonave oscila para lados opostos de sua órbita. Quando o conjunto completo de dados de Gaia é lançado em 2022, deve fornecer outro salto em frente para a segurança dos astrônomos. (Riess já descobriu que sua constante mais alta de Hubble persiste quando ele usa os resultados preliminares de Gaia.)

Os cosmólogos esperam também firmar suas medições, usando o Telescópio de Cosmologia Atacama, no Chile, e o Telescópio do Polo Sul, que pode verificar os resultados de alta resolução de Planck. "Não será ambíguo", diz Lyman Page, astrofísico da Universidade de Princeton. E se os resultados divergentes forem sólidos, caberá aos teóricos tentar fechar a lacuna. "O ouro é onde o modelo se decompõe", diz Page. "Confirmar que o modelo é` `blah ''.

O Telescópio do Polo Sul ajudará os astrofísicos a mapear as pequenas variações de temperatura do fundo cósmico de microondas, refinando uma medição do Hubble.

️ Keith Vanderlinde

Uma solução é adicionar uma partícula extra ao modelo padrão do universo. O CMB oferece uma estimativa do orçamento geral de energia do universo logo após o big bang, quando foi dividido em matéria e radiação de alta energia. Por causa da famosa equivalência de Albert Einstein E = mc 2, a energia agia como matéria, retardando a expansão do espaço com sua gravidade. Mas a matéria é um freio mais eficaz. Com o passar do tempo, a radiação - fótons de luz e outras partículas leves como neutrinos - esfriaram e perderam energia, diluindo sua influência gravitacional.

Atualmente, existem três tipos conhecidos de neutrinos. Se houvesse um quarto, como especularam alguns teóricos, ele teria reivindicado um pouco mais do orçamento inicial de energia do universo para o lado da radiação, que se dissiparia mais rapidamente. Isso, por sua vez, significaria um universo primitivo que se expandiu mais rapidamente do que o previsto pela lista de ingredientes da cosmologia padrão. O avanço rápido desse ajuste no presente alinha as duas medições. No entanto, os detectores de neutrinos não apresentaram nenhuma evidência para um quarto tipo, e outras medições de Planck colocam um limite apertado na quantidade total de radiação excedente.

Outra solução possível é a chamada energia escura fantasma. Os modelos cosmológicos atuais assumem uma força constante para a energia escura. Se a energia escura se tornar um pouco mais forte ao longo do tempo, isso explicaria por que o cosmos está se expandindo mais rapidamente hoje do que se pode imaginar ao olhar para o universo primitivo. Mas críticos como Hiranya Peiris, astrofísico de Planck, da University College London, afirma que a energia escura variável parece "ad hoc e artificial". E seu trabalho sugere que a nova física de neutrinos também não funciona. No momento, ela diz, falhas nas diferentes técnicas são mais prováveis ​​que a nova física.

Para Freedman, agora decano do campo, a única solução para a disputa é combater o fogo com fogo - com novas observações do universo. Agora ela e Madore estão preparando uma medição separada calibrada não apenas com cefeidas, mas outros tipos de estrelas variáveis ​​e gigantes vermelhos brilhantes - usando um telescópio automático de apenas 30 centímetros de diâmetro para estudar os exemplos mais próximos, e os telescópios espaciais Hubble e Spitzer para monitorá-los em galáxias remotas. Se ela pudesse lidar com a escura e tempestuosa Sandage, ela está pronta para ficar com Riess e responder ao impetuoso desafio da equipe Planck. "A mensagem era 'Vocês estão errados.' Bem, talvez ", diz ela, rindo. "Veremos."

* Correção, 9 de março, 15:24: Uma versão anterior desta história afirmava erroneamente que a técnica das lentes gravitacionais depende de um aglomerado de galáxias. De fato, são usadas galáxias massivas.