Acelerando a expansão do universo - Accelerating expansion of the universe

Parte de uma série sobre
Cosmologia física
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História do assunto Descoberta da radiação cósmica de fundo em micro -ondas História da teoria do Big Bang Interpretações religiosas da teoria do Big Bang Linha do tempo das teorias cosmológicas
Categoria  Portal de astronomia
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Lambda-CDM, expansão acelerada do universo . A linha do tempo neste diagrama esquemático se estende desde a era do Big Bang / inflação de 13,7 bilhões de anos atrás até o tempo cosmológico atual.

As observações mostram que a expansão do universo está se acelerando, de modo que a velocidade com que uma galáxia distante se afasta do observador aumenta continuamente com o tempo.

A expansão acelerada foi descoberta durante 1998, por dois projetos independentes, o Supernova Cosmology Project e o High-Z Supernova Search Team , que usaram supernovas do tipo Ia distantes para medir a aceleração. A ideia era que, como as supernovas do tipo Ia têm quase o mesmo brilho intrínseco (uma vela padrão ), e como os objetos mais distantes parecem mais escuros, podemos usar o brilho observado dessas supernovas para medir a distância até eles. A distância pode então ser comparada ao redshift cosmológico da supernova , que mede o quanto o universo se expandiu desde que a supernova ocorreu. O resultado inesperado foi que os objetos no universo estão se afastando uns dos outros a uma taxa acelerada. Os cosmologistas da época esperavam que a velocidade de recessão sempre estaria desacelerando, devido à atração gravitacional da matéria no universo. Três membros desses dois grupos foram posteriormente agraciados com o Prêmio Nobel por sua descoberta. Evidências confirmatórias foram encontradas em oscilações acústicas bárions e em análises do agrupamento de galáxias.

Acredita-se que a expansão acelerada do universo tenha começado desde que o universo entrou em sua era dominada pela energia escura há cerca de 4 bilhões de anos. No quadro da relatividade geral , uma expansão acelerada pode ser explicada por um valor positivo da constante cosmológica Λ , equivalente à presença de uma energia positiva do vácuo , apelidada de " energia escura ". Embora existam explicações alternativas possíveis, a descrição assumindo energia escura ( Λ positivo ) é usada no modelo padrão atual de cosmologia , que também inclui matéria escura fria (CDM) e é conhecido como o modelo Lambda-CDM .

Fundo

Nas décadas desde a detecção da radiação cósmica de fundo (CMB) em 1965, o modelo do Big Bang se tornou o modelo mais aceito para explicar a evolução do nosso universo. A equação de Friedmann define como a energia do universo impulsiona sua expansão.

${\ displaystyle H ^ {2} = {\ left ({\ frac {\ dot {a}} {a}} \ right)} ^ {2} = {\ frac {8 {\ pi} G} {3} } \ rho - {\ frac {{\ kappa} c ^ {2}} {a ^ {2}}}}$

onde κ representa a curvatura do universo , a ( t ) é o fator de escala , ρ é a densidade de energia total do universo e H é o parâmetro de Hubble .

Nós definimos uma densidade crítica

${\ displaystyle \ rho _ {c} = {\ frac {3H ^ {2}} {8 {\ pi} G}}}$

e o parâmetro de densidade

${\ displaystyle \ Omega = {\ frac {\ rho} {\ rho _ {c}}}}$

Podemos então reescrever o parâmetro Hubble como

${\ displaystyle H (a) = H_ {0} {\ sqrt {{\ Omega _ {k} a ^ {- 2} + \ Omega} _ {m} a ^ {- 3} + \ Omega _ {r} a ^ {- 4} + \ Omega _ {\ mathrm {DE}} a ​​^ {- 3 (1 + w)}}}}$

onde os quatro contribuintes atualmente hipotetizados para a densidade de energia do universo são curvatura , matéria , radiação e energia escura . Cada um dos componentes diminui com a expansão do universo (fator de escala crescente), exceto talvez o termo energia escura. São os valores desses parâmetros cosmológicos que os físicos usam para determinar a aceleração do universo.

A equação de aceleração descreve a evolução do fator de escala com o tempo

${\ displaystyle {\ frac {\ ddot {a}} {a}} = - {\ frac {4 {\ pi} G} {3}} \ left (\ rho + {\ frac {3P} {c ^ { 2}}} \ right)}$

onde a pressão P é definida pelo modelo cosmológico escolhido. (veja os modelos explicativos abaixo)

Em certa época, os físicos estavam tão seguros da desaceleração da expansão do universo que introduziram o chamado parâmetro de desaceleração q ₀ . As observações atuais indicam que este parâmetro de desaceleração é negativo.

Relação com a inflação

De acordo com a teoria da inflação cósmica , o universo inicial passou por um período de expansão muito rápida e quase exponencial. Embora a escala de tempo para este período de expansão tenha sido muito mais curta do que a da expansão atual, este foi um período de expansão acelerada com algumas semelhanças com a época atual.

Definição técnica

A definição de "aceleração de expansão" é que o segundo derivado de tempo do factor de escala cósmica, , é positivo, o que é equivalente ao parâmetro de desaceleração , , sendo negativo. No entanto, observe que isso não significa que o parâmetro Hubble está aumentando com o tempo. Uma vez que o parâmetro Hubble é definido como , segue das definições que a derivada do parâmetro Hubble é dada por ${\ displaystyle {\ ddot {a}}}$${\ displaystyle q}$${\ displaystyle H (t) \ equiv {\ dot {a}} (t) / a (t)}$

${\ displaystyle {\ frac {dH} {dt}} = - H ^ {2} (1 + q)}$

portanto, o parâmetro Hubble está diminuindo com o tempo, a menos que . As observações preferem , o que implica que é positivo, mas é negativo. Essencialmente, isso implica que a velocidade de recessão cósmica de qualquer galáxia em particular está aumentando com o tempo, mas sua razão velocidade / distância ainda está diminuindo; assim, diferentes galáxias que se expandem por uma esfera de raio fixo cruzam a esfera mais lentamente em épocas posteriores. ${\ displaystyle q <-1}$${\ displaystyle q \ aprox -0,55}$${\ displaystyle {\ ddot {a}}}$${\ displaystyle dH / dt}$

Vê-se a partir de cima que o caso de "aceleração de zero / desaceleração" corresponde a uma função linear de , , , e . ${\ displaystyle a (t)}$${\ displaystyle t}$${\ displaystyle q = 0}$${\ displaystyle {\ dot {a}} = const}$${\ displaystyle H (t) = 1 / t}$

Provas de aceleração

Para aprender sobre a taxa de expansão do universo, examinamos a relação magnitude- redshift de objetos astronômicos usando velas padrão , ou sua relação distância-redshift usando réguas padrão . Também podemos olhar para o crescimento da estrutura em grande escala e descobrir que os valores observados dos parâmetros cosmológicos são melhor descritos por modelos que incluem uma expansão acelerada.

Observação de supernova

Impressão artística de uma supernova Tipo Ia, conforme revelado por observações de espectropolarimetria

Em 1998, a primeira evidência de aceleração veio da observação de supernovas do Tipo Ia , que estão explodindo em anãs brancas que excederam seu limite de estabilidade . Como todos eles têm massas semelhantes, sua luminosidade intrínseca é padronizável. Imagens repetidas de áreas selecionadas do céu são usadas para descobrir as supernovas, então as observações posteriores fornecem seu brilho máximo, que é convertido em uma quantidade conhecida como distância de luminosidade (veja medidas de distância em cosmologia para detalhes). As linhas espectrais de sua luz podem ser usadas para determinar seu desvio para o vermelho .

Para supernovas em redshift menor que cerca de 0,1, ou tempo de viagem da luz menor que 10 por cento da idade do universo, isso dá uma relação distância-redshift quase linear devido à lei de Hubble . Em distâncias maiores, uma vez que a taxa de expansão do universo mudou ao longo do tempo, a relação distância-redshift desvia da linearidade, e esse desvio depende de como a taxa de expansão mudou ao longo do tempo. O cálculo completo requer integração computadorizada da equação de Friedmann, mas uma derivação simples pode ser dada da seguinte maneira: o desvio para o vermelho z fornece diretamente o fator de escala cósmica no momento em que a supernova explodiu.

${\ displaystyle a (t) = {\ frac {1} {1 + z}}}$

Portanto, uma supernova com um redshift medido z = 0,5 implica que o universo foi1/1 + 0,5 = 2/3de seu tamanho atual quando a supernova explodiu. No caso de expansão acelerada, é positivo; portanto, era menor no passado do que hoje. Assim, um universo em aceleração demorou mais para se expandir de 2/3 para 1 vez o seu tamanho atual, em comparação com um universo não acelerado com constante e o mesmo valor atual da constante de Hubble. Isso resulta em um maior tempo de viagem da luz, maior distância e supernovas mais fracas, o que corresponde às observações reais. Adam Riess et al. descobriram que "as distâncias do SNe Ia de alto redshift eram, em média, 10% a 15% mais longe do que o esperado em um universo de baixa densidade de massa Ω _M = 0,2 sem uma constante cosmológica". Isso significa que as distâncias de alto redshift medidas eram muito grandes, em comparação com as próximas, para um universo em desaceleração. ${\ displaystyle {\ ddot {a}}}$${\ displaystyle {\ dot {a}}}$${\ displaystyle {\ dot {a}}}$

Oscilações acústicas bariônicas

No universo primordial, antes que a recombinação e o desacoplamento ocorressem, os fótons e a matéria existiam em um plasma primordial . Os pontos de maior densidade no plasma fóton-bariônico se contraíam, sendo comprimidos pela gravidade até que a pressão se tornasse muito grande e eles se expandissem novamente. Essa contração e expansão criaram vibrações no plasma análogas às ondas sonoras . Como a matéria escura interage apenas gravitacionalmente, ela permaneceu no centro da onda sonora, a origem da sobredensidade original. Quando o desacoplamento ocorreu, aproximadamente 380.000 anos após o Big Bang, os fótons se separaram da matéria e foram capazes de fluir livremente através do universo, criando a radiação cósmica de fundo como a conhecemos. Isso deixou conchas de matéria bariônica em um raio fixo das densidades excessivas de matéria escura, uma distância conhecida como horizonte de som. Conforme o tempo passou e o universo se expandiu, foi nessas inomogeneidades de densidade da matéria que as galáxias começaram a se formar. Então, olhando para as distâncias nas quais galáxias em diferentes redshifts tendem a se agrupar, é possível determinar uma distância de diâmetro angular padrão e usá-la para comparar com as distâncias previstas por diferentes modelos cosmológicos.

Picos foram encontrados na função de correlação (a probabilidade de que duas galáxias estarão a uma certa distância) em 100 h ^-1 Mpc , (onde h é a constante de Hubble adimensional ) indicando que este é o tamanho do horizonte de som hoje, e comparando isso com o horizonte sonoro no momento do desacoplamento (usando o CMB), podemos confirmar a expansão acelerada do universo.

Aglomerados de galáxias

Medir as funções de massa dos aglomerados de galáxias , que descrevem a densidade numérica dos aglomerados acima de um limiar de massa, também fornece evidências de energia escura. Ao comparar essas funções de massa em redshifts altos e baixos com aqueles previstos por diferentes modelos cosmológicos, os valores para w e Ω _m são obtidos que confirmam uma baixa densidade de matéria e uma quantidade diferente de zero de energia escura.

Idade do universo

Dado um modelo cosmológico com certos valores dos parâmetros de densidade cosmológica, é possível integrar as equações de Friedmann e derivar a idade do universo.

${\ displaystyle t_ {0} = \ int _ {0} ^ {1} {\ frac {da} {\ dot {a}}}}$

Comparando isso com os valores reais medidos dos parâmetros cosmológicos, podemos confirmar a validade de um modelo que está se acelerando agora e teve uma expansão mais lenta no passado.

Ondas gravitacionais como sirenes padrão

As recentes descobertas de ondas gravitacionais através do LIGO e VIRGO não apenas confirmaram as previsões de Einstein, mas também abriram uma nova janela para o universo. Essas ondas gravitacionais podem funcionar como uma espécie de sirene padrão para medir a taxa de expansão do universo. Abbot et al. 2017 mediu o valor constante de Hubble em aproximadamente 70 quilômetros por segundo por megaparsec. As amplitudes da deformação 'h' dependem das massas dos objetos que causam ondas, distâncias do ponto de observação e frequências de detecção de ondas gravitacionais. As medidas de distância associadas são dependentes dos parâmetros cosmológicos como a Constante de Hubble para objetos próximos e serão dependentes de outros parâmetros cosmológicos como a densidade de energia escura, densidade de matéria, etc. para fontes distantes.

Modelos explicativos

A expansão do Universo está se acelerando. O tempo flui de baixo para cima

Energia escura

A propriedade mais importante da energia escura é que ela tem pressão negativa (ação repulsiva) que é distribuída de forma relativamente homogênea no espaço.

${\ displaystyle P = wc ^ {2} \ rho}$

onde c é a velocidade da luz e ρ é a densidade de energia. Diferentes teorias de energia escura sugerem diferentes valores de w , com w <-1/3para aceleração cósmica (isso leva a um valor positivo de ä na equação de aceleração acima).

A explicação mais simples para a energia escura é que ela é uma constante cosmológica ou energia do vácuo ; neste caso w = −1 . Isso leva ao modelo Lambda-CDM , que geralmente tem sido conhecido como o Modelo Padrão de Cosmologia de 2003 até o presente, uma vez que é o modelo mais simples que está de acordo com uma variedade de observações recentes. Riess et al. descobriram que seus resultados de observações de supernovas favoreciam modelos de expansão com constante cosmológica positiva ( Ω _λ > 0 ) e uma expansão acelerada de corrente ( q ₀ <0 ).

Energia fantasma

As observações atuais permitem a possibilidade de um modelo cosmológico contendo um componente de energia escura com equação de estado w <-1 . Essa densidade de energia fantasma se tornaria infinita em tempo finito, causando uma repulsão gravitacional tão grande que o universo perderia toda a estrutura e terminaria em um Big Rip . Por exemplo, para w = -3/2e H ₀  = 70 km · s ⁻¹ · Mpc ⁻¹ , o tempo restante antes que o universo termine neste Big Rip é de 22 bilhões de anos.

Teorias alternativas

Existem muitas explicações alternativas para o universo em aceleração. Alguns exemplos são quintessência , uma forma proposta de energia escura com uma equação de estado não constante, cuja densidade diminui com o tempo. Uma cosmologia de massa negativa não pressupõe que a densidade de massa do universo seja positiva (como é feito nas observações de supernovas) e, em vez disso, encontra uma constante cosmológica negativa. A navalha de Occam também sugere que esta é a "hipótese mais parcimoniosa". O fluido escuro é uma explicação alternativa para a expansão acelerada que tenta unir a matéria escura e a energia escura em uma única estrutura. Alternativamente, alguns autores argumentaram que a expansão acelerada do universo poderia ser devido a uma interação gravitacional repulsiva da antimatéria ou um desvio das leis gravitacionais da relatividade geral, como a gravidade massiva , o que significa que os próprios grávitons têm massa. A medição da velocidade da gravidade com o evento de onda gravitacional GW170817 descartou muitas teorias da gravidade modificadas como explicação alternativa para a energia escura.

Outro tipo de modelo, a conjectura de reação reversa, foi proposto pelo cosmólogo Syksy Räsänen: a taxa de expansão não é homogênea, mas estamos em uma região onde a expansão é mais rápida do que o background. A falta de homogeneidade no universo primordial causa a formação de paredes e bolhas, onde o interior de uma bolha tem menos matéria do que a média. De acordo com a relatividade geral, o espaço é menos curvo do que nas paredes e, portanto, parece ter mais volume e uma taxa de expansão mais alta. Nas regiões mais densas, a expansão é retardada por uma maior atração gravitacional. Portanto, o colapso interno das regiões mais densas parece o mesmo que uma expansão acelerada das bolhas, levando-nos a concluir que o universo está passando por uma expansão acelerada. O benefício é que não requer nenhuma nova física, como a energia escura. Räsänen não considera o modelo provável, mas sem qualquer falsificação, deve permanecer uma possibilidade. Isso exigiria grandes flutuações de densidade (20%) para funcionar.

Uma possibilidade final é que a energia escura seja uma ilusão causada por algum viés nas medições. Por exemplo, se estamos localizados em uma região do espaço mais vazia do que a média, a taxa de expansão cósmica observada pode ser confundida com uma variação no tempo, ou aceleração. Uma abordagem diferente usa uma extensão cosmológica do princípio de equivalência para mostrar como o espaço pode parecer estar se expandindo mais rapidamente nos vazios que cercam nosso aglomerado local. Embora fracos, esses efeitos considerados cumulativamente ao longo de bilhões de anos podem se tornar significativos, criando a ilusão de aceleração cósmica e fazendo com que pareça que vivemos em uma bolha do Hubble . Ainda outras possibilidades são que a expansão acelerada do universo é uma ilusão causada pelo movimento relativo de nós para o resto do universo, ou que o tamanho da amostra de supernova usado não era grande o suficiente.

Teorias para as consequências para o universo

À medida que o universo se expande, a densidade da radiação e da matéria escura comum diminui mais rapidamente do que a densidade da energia escura (veja a equação de estado ) e, eventualmente, a energia escura domina. Especificamente, quando a escala do universo dobra, a densidade da matéria é reduzida por um fator de 8, mas a densidade da energia escura é quase inalterada (é exatamente constante se a energia escura for a constante cosmológica ).

Em modelos onde a energia escura é a constante cosmológica, o universo se expandirá exponencialmente com o tempo no futuro distante, chegando cada vez mais perto de um universo de Sitter . Isso acabará por levar a todas as evidências do desaparecimento do Big Bang, à medida que a radiação cósmica de fundo em micro-ondas é deslocada para o vermelho para intensidades mais baixas e comprimentos de onda mais longos. Eventualmente, sua frequência será baixa o suficiente para ser absorvida pelo meio interestelar e, portanto, isolada de qualquer observador dentro da galáxia. Isso ocorrerá quando o universo tiver menos de 50 vezes sua idade atual, levando ao fim da cosmologia como a conhecemos quando o universo distante escurece.

Um universo em constante expansão com uma constante cosmológica diferente de zero tem densidade de massa diminuindo ao longo do tempo. Em tal cenário, o entendimento atual é que toda a matéria irá se ionizar e se desintegrar em partículas estáveis ​​isoladas, como elétrons e neutrinos , com todas as estruturas complexas se dissipando. Este cenário é conhecido como " morte térmica do universo ".

Alternativas para o destino final do universo incluem o Big Rip mencionado acima, um Big Bounce , Big Freeze ou Big Crunch .

Veja também

Notas

Referências