A missão Planck nos deu o valor mais preciso da constante Hubble até o momento, medindo o fundo cósmico de microondas. Porém, estudos feitos desde o uso de métodos diferentes fornecem valores diferentes. Keith Cooper investiga as discrepâncias e pergunta o que isso pode significar para a cosmologia
Quando o astrônomo Edwin Hubble percebeu que o universo está se expandindo, foi a maior descoberta cosmológica de todos os tempos. A descoberta serviu de trampolim para o aprendizado sobre a era do cosmos, a radiação do fundo cósmico de microondas (CMB) e o Big Bang.
Hubble era o homem certo, no lugar certo, na hora certa. Em abril de 1920, seus colegas astrônomos Harlow Shapley e Heber D Curtis debateram o tamanho do universo e a natureza das nebulosas em espiral no Museu Smithsonian de História Natural dos EUA. Dentro de quatro anos, o Hubble tinha a resposta para eles.
Usando o telescópio Hooker de 2,5 polegadas (2,5 m) no Observatório Mount Wilson, na Califórnia, o Hubble conseguiu identificar variáveis Cefeidas – um tipo de estrela cuja relação período-luminosidade permite a determinação precisa da distância – nas nebulosas espirais, o que lhe permitiu medir eles como extragalácticos. A descoberta significou que a Via Láctea não era o universo inteiro, mas apenas uma galáxia entre muitas.
Logo, Hubble descobriu que quase todas essas galáxias estão se afastando de nós – sua luz é desviada para vermelho através do efeito Doppler. Essas observações foram tomadas pelo cosmólogo belga Georges Lemaître, que percebeu que elas implicavam que o universo está se expandindo. Independentemente, Hubble e Lemaître derivaram uma relação matemática para descrever essa expansão, posteriormente conhecida como lei de Hubble-Lemaître. Diz que a velocidade de recessão (v) de uma galáxia é igual à sua distância (D) multiplicada pela constante de Hubble (H0), que descreve a taxa de expansão no momento atual.
Nos quase 100 anos desde a descoberta do Hubble, construímos uma imagem detalhada de como o universo se desenvolveu ao longo do tempo. É verdade que ainda existem algumas pequenas imperfeições, como as identidades da matéria escura e da energia escura, mas nosso entendimento atingiu seu pico em 2013 com os resultados da missão Planck da Agência Espacial Europeia (ESA).
Lançado em 2009, Planck usou detectores de microondas para medir as anisotropias no CMB – as pequenas variações de temperatura correspondentes a pequenas diferenças na densidade da matéria, apenas 379.000 anos após o Big Bang. A missão revelou que apenas 4,9% do universo é formado por matéria bariônica comum. Do resto, 26,8% é matéria escura e 68,3% é energia escura. A partir das observações de Planck, os cientistas também deduziram que o universo tem 13,8 bilhões de anos, confirmaram que o universo é plano e mostraram como oscilações acústicas bariônicas (BAOs) – ondas sonoras ondulando através do plasma do universo primitivo, resultando em anisotropias – combinava perfeitamente com a estrutura em larga escala da matéria no universo moderno, que sabemos que se expandiu de acordo com a lei de Hubble-Lemaître.
A visão de Planck do CMB é a mais detalhada até o momento. Além disso, mapeando nossos melhores modelos cosmológicos para se ajustarem às observações de Planck, toda uma série de parâmetros cosmológicos surgiram, incluindo H0. De fato, os cientistas foram capazes de extrapolar o valor de H0 para a maior precisão de todos os tempos, encontrando-o em 67,4 km / s / Mpc, medido com uma incerteza inferior a 1%. Em outras palavras, todo trecho de espaço com um milhão de parsecs (3,26 milhões de anos-luz) de largura está se expandindo por mais 67,4 km a cada segundo.
Com os resultados de Planck, pensamos que esse quadro estava completo e sabíamos exatamente como o universo havia se expandido nesses 13,8 bilhões de anos. Contudo, podemos estar errados (veja o quadro “Não é uma constante constante ao longo do tempo”).
Não é uma constante constante ao longo do tempo:
Descrever H0 como “a constante de Hubble” é um pouco inadequado. É verdade que é uma constante em um determinado momento, uma vez que descreve a expansão atual. No entanto, a taxa de expansão em si mudou ao longo da história cósmica – H0 é apenas o valor atual de uma quantidade mais ampla que chamamos de parâmetro Hubble, H, que descreve a taxa de expansão em outros momentos. Portanto, enquanto a medição local, H0, deve ter apenas um valor, H pode assumir valores diferentes em diferentes momentos no tempo. Antes da descoberta da energia escura, supunha-se que a expansão do universo estava diminuindo e, portanto, o H seria maior no passado do que no futuro. Diante disso, como a energia escura está acelerando a expansão, você pode esperar que o H aumente com o tempo, mas esse não é necessariamente o caso. Reorganizando a lei de Hubble-Lemaître, de modo que H = v / D, em que v é a velocidade de recessão de um objeto, vemos que H depende fortemente da distância D, pois em um universo em expansão acelerada, a distância está aumentando a uma taxa exponencial. A conclusão é que H provavelmente diminuirá com o tempo, o que achamos que está acontecendo, embora a velocidade da recessão e, portanto, a expansão ainda aumentem com a distância.
Partes móveis
Tradicionalmente, o H0 é determinado medindo a distância e a velocidade de recessão das galáxias usando velas padrão “locais” dentro dessas galáxias. Isso inclui supernovas do tipo 1a – a explosão de estrelas anãs brancas com uma certa massa crítica – e estrelas variáveis da Cefeida. Estes últimos têm uma relação período-luminosidade robusta (descoberta por Henrietta Swan Leavitt em 1908), na qual, quanto maior o período de variabilidade da estrela à medida que pulsa, mais intrinsecamente mais brilhante a estrela está no pico de luminosidade. Mas, como explica o astrofísico Stephen Feeney, da University College London, essas velas padrão têm muitas “partes móveis”, incluindo propriedades como metalicidade estelar, populações diferentes em diferentes turnos de vermelho e a mecânica das variáveis cefeidas e supernovas do tipo Ia. Todas as partes móveis levam a incertezas que limitam a precisão dessas observações e vimos ao longo dos anos como os cálculos resultantes de H0 podem variar bastante.
Por outro lado, o valor de H0 de Planck é uma medida relativamente direta – mesmo que dependa da suposição de que a cosmologia da matéria escura fria lambda (ΛCDM) – que incorpora a força repulsiva da energia escura (Λ) e a força gravitacional atraente de matéria escura fria (MDL) – está correta. Ainda assim, quando todas as incertezas e fontes de erro conhecidas são levadas em consideração, o valor de H0 de Planck é com uma precisão maior do que nunca, para apenas 1%.
Embora o valor de Planck de H0 seja calculado a partir de medições do CMB, é importante observar que não é a taxa de expansão no momento da criação do CMB. Em vez disso, “pense na medição do CMB como uma previsão”, diz Feeney. Ele extrapola do que a CMB nos diz que o universo era 379.000 anos após o Big Bang, considerando o que sabemos de como o universo se expandiria no tempo desde então, com base na lei de Hubble-Lemaître e no ΛCDM, para chegar a uma estimativa de quão rápido o universo deveria estar se expandindo hoje. Em outras palavras, no entanto, quando medimos H0, seja com o CMB ou com mais medições locais de variáveis cefeidas e supernovas, devemos obter a mesma resposta.
Uma chave inglesa em obras
Em 2013, quando a medição de Planck foi revelada, isso não foi um problema. Embora as medidas locais diferissem do valor de Planck, suas incertezas ainda eram grandes o suficiente para acomodar as diferenças. A expectativa era que, à medida que as incertezas se tornassem menores ao longo do tempo com medições mais sofisticadas, o valor medido local convergisse para o valor de Planck.
No entanto, em 2016, um grande marco foi alcançado nas medições locais de H0, que colocaram em questão nossa compreensão do universo. Envolveu Adam Riess, da Universidade Johns Hopkins, EUA, que em 1998 havia descoberto a energia escura usando supernovas tipo Ia como velas padrão para medir a distância de galáxias em retrocesso, com base no brilho das supernovas. Ele estava agora liderando o projeto SH0ES (Supernova, H0, para a Equação de Estado para energia escura), que foi criado para calibrar as medições de supernovas do tipo Ia para determinar H0 e o comportamento da energia escura. Para fornecer essa calibração, a equipe SH0ES usou um degrau mais baixo na “escada de distância cósmica”, ou seja, variáveis cefeidas. O projeto visava identificar essas estrelas pulsantes em galáxias próximas que também tinham supernovas do tipo Ia, o que significaria que a medição da distância da Cefeida poderia então ser usada para calibrar a medição da distância da supernova, e essa nova calibração poderia ser usada em supernovas em mais galáxias distantes. O método produziu um valor de H0 com uma incerteza de apenas 2,4%.
Riess e seu grupo ficaram surpresos com o resultado, no entanto. Usando a escada de distância cósmica local, eles inferiram um valor de H0 como 73,2 km / s / Mpc. Com as incertezas amplamente reduzidas, não havia como isso ser reconciliado com a medida de Planck de 67,4 km / s / Mpc. Se esses resultados estiverem corretos, há algo profundamente errado em nosso conhecimento de como o universo funciona. Como Sherry Suyu, do Instituto Max Planck de Astrofísica, em Garching, Alemanha, diz: “Podemos precisar de uma nova física”.
Em vez de assumir que a alta precisão H0 de Planck está errada e, portanto, se apressa em desmontar os fundamentos de nossos melhores modelos cosmológicos, o primeiro instinto de um cientista deve ser testar se houve um erro experimental que significa algo sobre nossa medição da escada cósmica de distância está errado.
“É aí que meu instinto ainda está”, admite Daniel Mortlock, do Imperial College de Londres, no Reino Unido, e da Universidade de Estocolmo, na Suécia. Mortlock trabalha no campo da astro-estatística – isto é, tirando conclusões de dados astrofísicos incompletos e respondendo por vários tipos de incerteza e erro nos dados. Vale lembrar que existem dois tipos de erro em qualquer medição. O primeiro é o erro estatístico – erros nas medições individuais, por exemplo, ruído de leitura do detector ou incertezas no brilho do fundo do céu. Os erros estatísticos podem ser reduzidos simplesmente aumentando o tamanho da amostra. Mas o outro tipo de erro – erros sistemáticos – não é assim. “Não importa se você tem uma amostra cinco ou dez vezes ou 50 vezes maior, você obtém essa incerteza irredutível”, diz Mortlock. Um exemplo de erro sistemático pode ser o avermelhamento da luz de uma estrela através da intervenção de poeira interestelar – não importa com que frequência você mede o brilho da estrela, a luz da estrela sempre será obscurecida pela poeira e seu efeito aumentará quanto mais você a medir .
Mortlock considerou que isso poderia ser o que está acontecendo com as medições locais de H0 – pode haver algum erro sistemático que os astrônomos ainda não identificaram e, se encontrado, a tensão entre a medição de Planck e a medição local de H0 pode desaparecer. No entanto, Mortlock reconhece que as evidências de que a discrepância nos valores de H0 são reais “têm se tornado cada vez mais convincentes”.
Einstein para o resgate
Apresentados com um resultado tão excepcional, os astrônomos estão verificando duas vezes medindo H0 com outros meios independentes que não estariam sujeitos aos mesmos erros sistemáticos que a variável Cefeida e as medições de supernovas do tipo Ia.
Uma delas pode ser encontrada em 1964, quando um jovem astrofísico chamado Sjur Refsdal, da Universidade de Oslo, na Noruega, descobriu uma maneira única de medir a constante de Hubble. Envolveu o uso de um fenômeno previsto por Einstein, mas que na época não havia sido descoberto: lentes gravitacionais.
A teoria geral da relatividade descreve como a massa distorce o espaço e, quanto maior a massa, mais espaço é distorcido. No caso das chamadas “lentes gravitacionais fortes”, objetos maciços como galáxias, ou aglomerados de galáxias, são capazes de distorcer o espaço o suficiente para que o caminho da luz das galáxias além seja dobrado, como em uma lente de vidro. Dada a distribuição desigual de massa nas galáxias e aglomerados de galáxias, essas lentes podem resultar em vários caminhos de luz, cada um com comprimento ligeiramente diferente.
Refsdal percebeu que, se a luz de uma supernova passa através de uma lente gravitacional, sua mudança no brilho seria adiada por diferentes quantidades em cada uma das imagens, dependendo do comprimento do caminho da luz. Portanto, a imagem A pode aparecer mais clara primeiro, seguida alguns dias depois pela imagem B e assim por diante. O atraso de tempo diria aos astrônomos a diferença no comprimento dos caminhos de luz, e a expansão do espaço durante esses atrasos permitiria, portanto, medir H0.
Infelizmente, mesmo após a descoberta da primeira lente gravitacional em 1979, as supernovas com lente gravitacional são excepcionalmente raras. Em vez disso, descobriu-se que os quasares – núcleos galácticos ativos luminosos que também exibem variações de brilho – são os objetos com lentes mais comuns. Foi isso que levou Suyu a lançar um projeto em 2016 para estudar imagens com lentes de quasares, a fim de fornecer uma medida independente de H0. Ele tem o nome ainda mais complicado de H0LiCOW, que significa Lentes H0 no Wellspring da COSMOGRAIL, onde COSMOGRAIL se refere a um programa chamado Monitoramento COSmológico de Lentes Gravitacionais, liderado por Frédéric Courbin e Georges
Ao longo dessa análise, Suyu e equipe mantiveram o resultado final escondido de si mesmos – uma técnica conhecida como análise de dados cegos – para evitar viés de confirmação. Somente no final do processo, depois de terem concluído toda a análise dos dados e com o trabalho descrevendo as observações quase completamente escritas, eles revelaram a si mesmos o valor de H0 que haviam medido. Seria a favor de Planck ou impulsionaria o controverso resultado SH0ES?
O valor obtido foi de 73,3 km / s / Mpc, com uma incerteza de 2,4%. “Nosso resultado não cego concorda muito bem com a medição SH0ES, acrescentando mais evidências de que parece haver alguma coisa acontecendo”, disse Suyu ao Physics World.
Ainda é muito cedo para reivindicar o assunto, no entanto. A análise inicial do H0LiCOW envolveu apenas seis quasares com lentes e estão sendo feitos esforços para aumentar o tamanho da amostra. Suyu também está retornando à idéia original de Refsdal de usar supernovas com lentes, cujo primeiro exemplo foi descoberto pelo Telescópio Espacial Hubble em 2014, seguido por um segundo em 2016. Espera-se que centenas sejam descobertas pelo Observatório Vera C Rubin, no Chile, anteriormente conhecido como o Grande Telescópio de Pesquisa Sinóptica, que começará as observações científicas em outubro de 2022.
“Seria realmente interessante se as medições de H0LiCOW puderem ser mostradas corretas e de acordo com as medições de Cepheid”, diz Feeney, que por sua vez está buscando outra medição independente de H0, usando outro fenômeno previsto por Einstein: ondas gravitacionais.
Em 17 de agosto de 2017, uma explosão de ondas gravitacionais resultantes da colisão de duas estrelas de nêutrons em uma galáxia a 140 milhões de anos-luz disparou os detectores no Observatório de Ondas Gravitacionais por Interferometria Laser (LIGO) nos EUA e o detector Virgo na Itália. Essa detecção permitiu que Feeney e uma equipe de outros astrônomos, incluindo Mortlock e Hiranya Peiris, também da University College London, revivessem uma idéia, proposta originalmente por Bernard Schutz em 1986, para usar esses eventos para medir a taxa de expansão do universo.
A força das ondas gravitacionais indica o quão distante está uma fusão de estrelas de nêutrons, mas a fusão também produz uma útil explosão de luz conhecida como kilonova. Isso pode ser usado para identificar a galáxia hospedeira, cujo desvio para o vermelho fornece a velocidade de recessão da galáxia. Feeney e Peiris estimaram que uma amostra de 50 kilonova seria necessária para obter uma determinação precisa de H0, mas Kenta Hotokezaka, da Universidade de Princeton, EUA, e colegas descobriram uma maneira de acelerar isso. Eles apontam que veríamos as ondas gravitacionais de uma fusão de estrelas de nêutrons em sua forma mais forte se parecessemos perpendiculares ao plano da colisão. A fusão produz um jato relativístico que também está se movendo perpendicularmente ao plano, portanto, medir o ângulo em que vemos o jato nos dirá quão grande é o ângulo de visão do avião e, portanto, permitirá determinar a verdadeira força das ondas gravitacionais. e daí a distância. Hotokezaka estima que um tamanho de amostra de apenas 15 kilonova estudado dessa maneira será suficiente para fornecer uma avaliação precisa da H0. Infelizmente, até agora os astrônomos observaram apenas um kilonova e, com base nessa amostra de um, Hotokezaka calcula H0 em 70,3 km / s / Mpc, com uma grande incerteza de 10%.
Variáveis cefeidas e supernovas tipo 1a são degraus comuns na escada de distância cósmica que são usadas para encontrar um valor local para a constante de Hubble. Mas pesquisadores liderados por Wendy Freedman, da Universidade de Chicago, usaram outro. Eles observaram o brilho das estrelas gigantes vermelhas que começaram a fundir hélio em seus núcleos, para medir a distância das galáxias nas quais essas estrelas podem ser vistas. Inicialmente eles calcularam H0 como 69,8 km / s / Mpc – mas depois as coisas ficaram complicadas. Seus dados foram analisados novamente por Wenlong Yuan e Adam Riess para dar conta do avermelhamento da poeira, resultando em uma medição revisada de 72,4 km / s / Mpc com uma incerteza de 1,45%. No entanto, a equipe de Freedman realizou a mesma reanálise e obteve um valor de 69,6 km / s / Mpc, com uma incerteza de 1,4%, então o júri ainda está de fora.
Enquanto isso, o Megamaser Cosmology Project utiliza observações de rádio que rastreiam masers de água em orbitais de gás que orbitam buracos negros supermassivos no centro de galáxias distantes. A distância angular que os masers percorrem no céu permite uma medição geométrica direta da distância da galáxia hospedeira, produzindo um valor de 73,9 km / s / Mpc para H0 com uma incerteza de 3%.
Mudando o jogo
Tomadas em conjunto, todas as evidências disponíveis parecem apontar para a dicotomia entre as medidas locais e as medidas de Planck sendo reais – e não um erro sistemático não identificado. No entanto, é necessário um tamanho maior da amostra antes que esses resultados possam ser considerados verdadeiramente robustos. Com novos observatórios entrando em operação, poderíamos ter as observações necessárias em 10 anos.
“Se as ondas gravitacionais ou os métodos de lentes produzem resultados muito fortes que correspondem ao resultado SH0ES, acho que isso mudará o jogo”, diz Mortlock.
No entanto, não espere uma resolução rápida. Afinal, ainda estamos lidando com a natureza da matéria escura e da energia escura, e a pesquisa atual está focada em tentar identificar a partícula da matéria escura e em caracterizar o comportamento da energia escura. “O que quer que esteja acontecendo com a constante Hubble ainda está vários passos atrás deles”, diz Mortlock. “As pessoas ainda estão debatendo se o efeito é real.”
O valor de H0 terá muitas consequências. Ele ditará a idade do universo e a história de como o universo se expandiu e permitiu a formação de estruturas em larga escala
De uma maneira ou de outra, descobrir se a discrepância em nossas medições de H0 é real ou não terá repercussões significativas para a cosmologia. Feeney descreve os valores locais e de Planck de H0 como “uma combinação realmente potente de medições, porque você está restringindo o universo agora e como ele parecia 13,8 bilhões de anos atrás, para que você identifique o universo nas duas extremidades de sua evolução”.
O valor de H0 terá muitas consequências. Ele ditará a idade do universo (um H0 maior significaria que o universo poderia ser substancialmente mais jovem que 13,8 bilhões de anos, o que contradiz a idade de algumas das estrelas mais antigas que conhecemos). Também influenciaria a história de como o universo se expandia e permitia a formação de estruturas em larga escala. E se nova física é necessária, como sugere Suyu, ainda é impossível dizer o quão dramático efeito teria sobre a cosmologia, já que ainda não sabemos qual a forma que a nova física pode assumir.
“Seria algo além do nosso atual modelo de MDL”, diz Suyu. “Talvez estejamos perdendo alguma partícula nova, muito leve e relativista, que mudaria a medida de H0 de Planck. Ou pode ser alguma forma de energia escura precoce que não está no nosso modelo atual. ”
Ou pode não ser uma delas, mas algo em que ainda não pensamos. A perspectiva é atormentadora para os pesquisadores, mas Suyu alerta para pular a arma.
“Primeiro, precisamos reduzir as incertezas ao nível de 1% em vários métodos para ver se essa tensão é real”, diz ela. Portanto, precisamos ser um pouco pacientes, mas se voltarmos daqui a 10 anos, podemos descobrir que o universo de repente é um lugar muito diferente.
Publicado em 08/07/2020 07h50
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