Expansão do universo - Expansion of the universe
| Parte de uma série sobre |
| Cosmologia física |
|---|
 |
A expansão do universo é o aumento da distância entre quaisquer duas partes gravitacionalmente não ligadas do universo observável com o tempo. É uma expansão intrínseca pela qual a escala do próprio espaço muda. O universo não se expande "em" nada e não requer espaço para existir "fora" dele. Tecnicamente, nem o espaço nem os objetos no espaço se movem. Em vez disso, é a métrica (que governa o tamanho e a geometria do próprio espaço-tempo) que muda de escala. À medida que a parte espacial da métrica do espaço-tempo do universo aumenta em escala, os objetos ficam mais distantes uns dos outros em velocidades cada vez maiores. Para qualquer observador no universo, parece que todo o espaço está se expandindo e que todas, exceto as galáxias mais próximas (que são limitadas pela gravidade), retrocedem a velocidades proporcionais à sua distância do observador . Embora os objetos no espaço não possam viajar mais rápido do que a luz , essa limitação não se aplica às mudanças na métrica em si. Portanto, em distâncias grandes o suficiente, as velocidades de objetos distantes excedem até mesmo a velocidade da luz , e eles se tornam impossíveis de serem observados, limitando o tamanho de nosso universo observável .
Como efeito da relatividade geral , a expansão do universo é diferente das expansões e explosões vistas na vida diária. É uma propriedade do universo como um todo e ocorre em todo o universo, em vez de acontecer apenas a uma parte do universo. Portanto, ao contrário de outras expansões e explosões, não pode ser observado "de fora"; acredita-se que não há "fora" de onde observar.
A expansão métrica é uma característica fundamental da cosmologia do Big Bang , é modelada matematicamente com a métrica Friedmann – Lemaître – Robertson – Walker e é uma propriedade genérica do universo em que habitamos. No entanto, o modelo é válido apenas em escalas grandes (aproximadamente a escala de aglomerados de galáxias e acima), porque a gravidade une a matéria com força suficiente para que a expansão métrica não possa ser observada em uma escala menor neste momento. Como tal, as únicas galáxias que se afastam umas das outras como resultado da expansão métrica são aquelas separadas por escalas cosmologicamente relevantes maiores do que as escalas de comprimento associadas ao colapso gravitacional que são possíveis na idade do universo dada a densidade da matéria e a taxa média de expansão . Acredita-se que, em um futuro muito distante, a métrica irá gradualmente ultrapassar a gravidade que os corpos exigem para permanecerem unidos, o que significa que para qualquer observador no espaço, todas as galáxias e outros objetos, exceto as mais próximas, irão retroceder cada vez mais e com o tempo se tornarão inobserváveis .
De acordo com a teoria da inflação , durante a época inflacionária cerca de 10 −32 de segundo após o Big Bang , o universo se expandiu repentinamente e seu volume aumentou por um fator de pelo menos 10 78 (uma expansão da distância por um fator de pelo menos 10 26 em cada uma das três dimensões), equivalente a expandir um objeto de 1 nanômetro (10 −9 m , cerca de metade da largura de uma molécula de DNA ) em comprimento para um de aproximadamente 10,6 anos-luz (cerca de 10 17 m ou 62 trilhões de milhas) grande. Uma expansão muito mais lenta e gradual do espaço continuou depois disso, até cerca de 9,8 bilhões de anos após o Big Bang (4 bilhões de anos atrás), ele começou a se expandir gradualmente mais rapidamente , e ainda está fazendo isso. Os físicos postularam a existência de energia escura , aparecendo como uma constante cosmológica nos modelos gravitacionais mais simples, como forma de explicar essa aceleração tardia. De acordo com a extrapolação mais simples do modelo cosmológico atualmente favorecido, o modelo Lambda-CDM , essa aceleração se torna mais dominante no futuro. Em junho de 2016, cientistas da NASA e da ESA relataram que o universo estava se expandindo 5% a 9% mais rápido do que se pensava anteriormente, com base em estudos usando o Telescópio Espacial Hubble .
História
Em 1912, Vesto Slipher descobriu que a luz de galáxias remotas era desviada para o vermelho , o que mais tarde foi interpretado como galáxias se afastando da Terra. Em 1922, Alexander Friedmann usou as equações de campo de Einstein para fornecer evidências teóricas de que o universo está se expandindo. Em 1927, Georges Lemaître chegou independentemente a uma conclusão semelhante a Friedmann em uma base teórica, e também apresentou a primeira evidência observacional de uma relação linear entre a distância até as galáxias e sua velocidade recessional . Edwin Hubble confirmou observacionalmente as descobertas de Lemaître dois anos depois. Assumindo o princípio cosmológico , essas descobertas implicariam que todas as galáxias estão se afastando umas das outras.
Com base em grandes quantidades de observação experimental e trabalho teórico, o consenso científico é que o próprio espaço está se expandindo e que se expandiu muito rapidamente na primeira fração de segundo após o Big Bang . Esse tipo de expansão é conhecido como "expansão métrica". Em matemática e física, uma " métrica " significa uma medida de distância, e o termo implica que o próprio senso de distância dentro do universo está mudando .
Inflação cósmica
A explicação moderna para a expansão métrica do espaço foi proposta pelo físico Alan Guth em 1979, enquanto investigava o problema de por que nenhum monopólo magnético é visto hoje. Guth descobriu em sua investigação que se o universo contivesse um campo com um estado de vácuo falso de energia positiva , então, de acordo com a relatividade geral, ele geraria uma expansão exponencial do espaço . Rapidamente percebeu-se que tal expansão resolveria muitos outros problemas antigos. Esses problemas surgem da observação de que, para ter a aparência que tem hoje, o universo teria que ter começado de condições iniciais muito bem sintonizadas ou "especiais" no Big Bang. A teoria da inflação também resolve amplamente esses problemas, tornando um universo como o nosso muito mais provável no contexto da teoria do Big Bang . De acordo com Roger Penrose , a inflação não resolve o principal problema que deveria resolver, a saber, a entropia incrivelmente baixa (com improbabilidade do estado da ordem de 1/10 10 128 ) do Universo primitivo contido nos graus gravitacionais conformais de liberdade (em contraste com os graus de liberdade dos campos, como o fundo de micro-ondas cósmico cuja suavidade pode ser explicada pela inflação). Assim, ele apresenta seu cenário da evolução do Universo: cosmologia cíclica conformada .
Nenhum campo responsável pela inflação cósmica foi descoberto. No entanto, tal campo, se encontrado no futuro, seria escalar . O primeiro campo escalar semelhante com existência comprovada foi descoberto apenas em 2012–2013 e ainda está sendo pesquisado. Portanto, não é considerado problemático que um campo responsável pela inflação cósmica e pela expansão métrica do espaço ainda não tenha sido descoberto.
O campo proposto e seus quanta (as partículas subatômicas relacionadas a ele) foram denominados ínflaton . Se esse campo não existisse, os cientistas teriam que propor uma explicação diferente para todas as observações que sugerem fortemente que uma expansão métrica do espaço ocorreu e ainda está ocorrendo muito mais lentamente hoje.
Visão geral das métricas e coordenadas móveis
Para entender a expansão métrica do universo, é útil discutir brevemente o que é uma métrica e como funciona a expansão métrica.
Uma métrica define o conceito de distância , afirmando em termos matemáticos como as distâncias entre dois pontos próximos no espaço são medidas, em termos do sistema de coordenadas . Os sistemas de coordenadas localizam pontos em um espaço (de qualquer número de dimensões ) atribuindo posições exclusivas em uma grade, conhecidas como coordenadas , para cada ponto. Latitude e longitude , e gráficos xy são exemplos comuns de coordenadas. Uma métrica é uma fórmula que descreve como um número conhecido como "distância" deve ser medido entre dois pontos.
Pode parecer óbvio que a distância é medida por uma linha reta, mas em muitos casos não é. Por exemplo, aeronaves de longo curso viajam ao longo de uma curva conhecida como " grande círculo " e não uma linha reta, porque essa é a melhor métrica para viagens aéreas. (Uma linha reta passaria pela terra). Outro exemplo é o planejamento de uma viagem de carro, onde se pode querer a viagem mais curta em termos de tempo de viagem - nesse caso, uma linha reta é uma escolha ruim de métrica porque a distância mais curta por estrada normalmente não é uma linha reta, e até mesmo o caminho mais próximo de uma linha reta não será necessariamente o mais rápido. Um último exemplo é a Internet , onde, mesmo para cidades próximas, a rota mais rápida para dados pode ser por meio de conexões principais que cruzam o país e voltam. Nesse caso, a métrica usada será o menor tempo que os dados levam para viajar entre dois pontos na rede.
Em cosmologia, não podemos usar uma régua para medir a expansão métrica, porque as forças internas de nossa régua superam facilmente a expansão extremamente lenta do espaço, deixando a régua intacta. Além disso, quaisquer objetos na Terra ou próximos a ela que possamos medir estão sendo mantidos juntos ou separados por várias forças que são muito maiores em seus efeitos. Portanto, mesmo que pudéssemos medir a pequena expansão que ainda está acontecendo, não notaríamos a mudança em pequena escala ou na vida cotidiana. Em grande escala intergaláctica, podemos usar outros testes de distância e estas tarefas mostram que o espaço está em expansão, mesmo que um governante na terra não poderia medi-lo.
A expansão métrica do espaço é descrita usando a matemática dos tensores métricos . O sistema de coordenadas que usamos é chamado de " coordenadas móveis ", um tipo de sistema de coordenadas que leva em conta o tempo, bem como o espaço e a velocidade da luz , e nos permite incorporar os efeitos da relatividade geral e especial .
Exemplo: métrica "Grande círculo" para a superfície da Terra
Por exemplo, considere a medição da distância entre dois lugares na superfície da Terra. Este é um exemplo simples e familiar de geometria esférica . Como a superfície da Terra é bidimensional, os pontos na superfície da Terra podem ser especificados por duas coordenadas - por exemplo, a latitude e a longitude. A especificação de uma métrica requer que primeiro especifique as coordenadas usadas. Em nosso exemplo simples da superfície da Terra, poderíamos escolher qualquer tipo de sistema de coordenadas que desejarmos, por exemplo, latitude e longitude ou coordenadas cartesianas XYZ . Uma vez que tenhamos escolhido um sistema de coordenadas específico, os valores numéricos das coordenadas de quaisquer dois pontos são exclusivamente determinados e, com base nas propriedades do espaço em discussão, a métrica apropriada também é matematicamente estabelecida. Na superfície curva da Terra, podemos ver este efeito em longo curso aéreas voos em que a distância entre dois pontos é medida com base em um grande círculo , em vez da linha de uma linha reta pode traçar em um mapa bidimensional da Terra superfície. Em geral, esses caminhos de menor distância são chamados de " geodésicas ". Na geometria euclidiana , a geodésica é uma linha reta, enquanto na geometria não euclidiana , como na superfície da Terra, esse não é o caso. Na verdade, mesmo o caminho do grande círculo de distância mais curta é sempre mais longo do que o caminho da linha reta euclidiana que passa pelo interior da Terra. A diferença entre o caminho em linha reta e o caminho do grande círculo de distância mais curta é devido à curvatura da superfície da Terra. Embora sempre haja um efeito devido a essa curvatura, em distâncias curtas o efeito é pequeno o suficiente para ser imperceptível.
Em mapas planos, grandes círculos da Terra geralmente não são mostrados como linhas retas. De fato, existe uma projeção cartográfica raramente usada , ou seja, a projeção gnomônica , onde todos os grandes círculos são mostrados como linhas retas, mas nesta projeção a escala de distância varia muito em diferentes áreas. Não há nenhuma projeção de mapa na qual a distância entre quaisquer dois pontos na Terra, medida ao longo da geodésica do grande círculo, seja diretamente proporcional à sua distância no mapa; tal precisão só é possível com um globo.
Tensores métricos
Em geometria diferencial , a espinha dorsal da matemática da relatividade geral , um tensor métrico pode ser definido, o que caracteriza precisamente o espaço que está sendo descrito, explicando a maneira como as distâncias devem ser medidas em todas as direções possíveis. A relatividade geral invoca necessariamente uma métrica em quatro dimensões (uma do tempo, três do espaço) porque, em geral, diferentes referenciais experimentarão diferentes intervalos de tempo e espaço dependendo do referencial inercial . Isso significa que o tensor métrico na relatividade geral relaciona precisamente como dois eventos no espaço-tempo são separados. Uma expansão métrica ocorre quando o tensor métrico muda com o tempo (e, especificamente, sempre que a parte espacial da métrica fica maior com o tempo). Esse tipo de expansão é diferente de todos os tipos de expansões e explosões comumente vistas na natureza em grande parte, porque os tempos e as distâncias não são os mesmos em todos os referenciais, mas estão sujeitos a mudanças. Uma visualização útil é abordar o assunto em vez de objetos em um "espaço" fixo se afastando para o "vazio", como o próprio espaço crescendo entre os objetos sem qualquer aceleração dos próprios objetos. O espaço entre os objetos diminui ou aumenta conforme as várias geodésicas convergem ou divergem.
Como essa expansão é causada por mudanças relativas na métrica de definição de distância, essa expansão (e o movimento resultante de afastamento dos objetos) não é restringida pelo limite superior da velocidade da luz da relatividade especial . Dois referenciais que são globalmente separados podem estar se afastando mais rápido do que a luz sem violar a relatividade especial, embora sempre que dois referenciais divergam um do outro mais rápido do que a velocidade da luz, haverá efeitos observáveis associados a tais situações, incluindo a existência de vários sistemas cosmológicos horizontes .
Teoria e observações sugerem que muito cedo na história do universo, houve uma fase inflacionária onde a métrica mudou muito rapidamente, e que a dependência do tempo remanescente dessa métrica é o que observamos como a chamada expansão de Hubble , o movimento além de todos os objetos não ligados gravitacionalmente no universo. O universo em expansão é, portanto, uma característica fundamental do universo em que habitamos - um universo fundamentalmente diferente do universo estático que Albert Einstein considerou pela primeira vez quando desenvolveu sua teoria gravitacional.
Coordenadas comoventes
Ao expandir o espaço, as distâncias adequadas são quantidades dinâmicas que mudam com o tempo. Uma maneira fácil de corrigir isso é usar coordenadas móveis que removem esse recurso e permitem a caracterização de diferentes locais no universo sem ter que caracterizar a física associada à expansão métrica. Nas coordenadas móveis, as distâncias entre todos os objetos são fixas e a dinâmica instantânea da matéria e da luz é determinada pela física normal da gravidade e da radiação eletromagnética . Qualquer evolução no tempo, entretanto, deve ser contabilizada levando-se em consideração a expansão da lei de Hubble nas equações apropriadas, além de quaisquer outros efeitos que possam estar operando ( gravidade , energia escura ou curvatura , por exemplo). As simulações cosmológicas que percorrem frações significativas da história do universo, portanto, devem incluir tais efeitos para fazer previsões aplicáveis à cosmologia observacional .
Compreendendo a expansão do universo
Medição da expansão e mudança da taxa de expansão
Em princípio, a expansão do universo poderia ser medida pegando uma régua padrão e medindo a distância entre dois pontos cosmologicamente distantes, esperando um certo tempo, e então medindo a distância novamente, mas na prática, réguas padrão não são fáceis de encontrar em escalas cosmológicas e as escalas de tempo nas quais uma expansão mensurável seria visível são grandes demais para serem observadas mesmo por várias gerações de humanos. A expansão do espaço é medida indiretamente. A teoria da relatividade prevê fenômenos associados à expansão, notadamente a relação redshift -versus-distance conhecida como Lei de Hubble ; formas funcionais para medições de distância cosmológica que diferem do que seria esperado se o espaço não estivesse se expandindo; e uma mudança observável na densidade da matéria e energia do universo vista em tempos retrospectivos diferentes .
A primeira medição da expansão do espaço veio com a compreensão de Hubble da relação velocidade vs. redshift. Mais recentemente, comparando o brilho aparente de velas padrão distantes com o desvio para o vermelho de suas galáxias hospedeiras, a taxa de expansão do universo foi medida em H 0 = 73,24 ± 1,74 (km / s) / Mpc . Isso significa que para cada milhão de parsecs de distância do observador, a luz recebida daquela distância é cosmologicamente desviada para o vermelho em cerca de 73 quilômetros por segundo (160.000 mph). Por outro lado, ao assumir um modelo cosmológico, por exemplo, modelo Lambda-CDM , pode-se inferir a constante de Hubble a partir do tamanho das maiores flutuações vistas no Fundo de Microondas Cósmico . Uma constante de Hubble mais alta implicaria em um tamanho característico menor das flutuações de CMB e vice-versa. A colaboração Planck mede a taxa de expansão desta forma e determina H 0 = 67,4 ± 0,5 (km / s) / Mpc . Há uma discordância entre as duas medições, a escada de distância sendo independente do modelo e a medição CMB dependendo do modelo ajustado, o que sugere uma nova física além de nossos modelos cosmológicos padrão.
O parâmetro Hubble não é considerado constante ao longo do tempo. Existem forças dinâmicas agindo sobre as partículas do universo que afetam a taxa de expansão. Era esperado anteriormente que o parâmetro de Hubble estaria diminuindo com o passar do tempo devido à influência das interações gravitacionais no universo e, portanto, há uma quantidade adicional observável no universo chamada de parâmetro de desaceleração que os cosmologistas esperavam estar diretamente relacionado ao densidade de matéria do universo. Surpreendentemente, o parâmetro de desaceleração foi medido por dois grupos diferentes como sendo menor que zero (na verdade, consistente com -1), o que implica que hoje o parâmetro de Hubble está convergindo para um valor constante com o passar do tempo. Alguns cosmologistas têm caprichosamente chamado o efeito associado ao "universo em aceleração" de " solavanco cósmico ". O Prêmio Nobel de Física de 2011 foi concedido pela descoberta desse fenômeno.
Em outubro de 2018, os cientistas apresentaram uma nova terceira via (dois métodos anteriores, um baseado em redshifts e outro na escada de distância cósmica , deram resultados que não concordam), usando informações de eventos de ondas gravitacionais (especialmente aqueles envolvendo a fusão de estrelas de nêutrons , como GW170817 ), de determinar a Constante de Hubble , essencial para estabelecer a taxa de expansão do universo.
Medindo distâncias no espaço em expansão
.png)
Em escalas cosmológicas, o universo atual é geometricamente plano para o erro experimental e, conseqüentemente, as regras da geometria euclidiana associadas ao quinto postulado de Euclides se mantêm, embora no passado o espaço-tempo pudesse ter sido altamente curvo. Em parte para acomodar essas geometrias diferentes, a expansão do universo é inerentemente relativística geral . Não pode ser modelado apenas com a relatividade especial : embora tais modelos existam, eles estão em desacordo fundamental com a interação observada entre matéria e espaço-tempo vista em nosso universo.
As imagens à direita mostram duas vistas de diagramas de espaço-tempo que mostram a geometria em grande escala do universo de acordo com o modelo cosmológico ΛCDM . Duas das dimensões do espaço são omitidas, deixando uma dimensão do espaço (a dimensão que cresce à medida que o cone fica maior) e uma do tempo (a dimensão que prossegue "para cima" da superfície do cone). A extremidade circular estreita do diagrama corresponde a um tempo cosmológico de 700 milhões de anos após o Big Bang, enquanto a extremidade ampla é um tempo cosmológico de 18 bilhões de anos, onde se pode ver o início da expansão acelerada como uma expansão externa do espaço-tempo, uma característica que eventualmente domina neste modelo. As linhas roxas da grade marcam o tempo cosmológico em intervalos de um bilhão de anos a partir do Big Bang. As linhas de grade ciano marcam distâncias móveis em intervalos de um bilhão de anos-luz na era presente (menos no passado e mais no futuro). Observe que a ondulação circular da superfície é um artefato da incorporação sem significado físico e é feita exclusivamente para fins ilustrativos; um universo plano não se enrola sobre si mesmo. (Um efeito semelhante pode ser visto na forma tubular da pseudosfera .)
A linha marrom no diagrama é a linha do mundo da Terra (ou mais precisamente sua localização no espaço, mesmo antes de ser formada). A linha amarela é a linha do mundo do quasar mais distante conhecido . A linha vermelha é o caminho de um feixe de luz emitido pelo quasar há cerca de 13 bilhões de anos e que atinge a Terra nos dias atuais. A linha laranja mostra a distância atual entre o quasar e a Terra, cerca de 28 bilhões de anos-luz, que é uma distância maior do que a idade do universo multiplicada pela velocidade da luz, ct .
De acordo com o princípio de equivalência da relatividade geral, as regras da relatividade especial são localmente válidas em pequenas regiões do espaço-tempo que são aproximadamente planas. Em particular, a luz sempre viaja localmente na velocidade c ; no diagrama, isso significa, de acordo com a convenção de construção de diagramas de espaço-tempo, que os feixes de luz sempre fazem um ângulo de 45 ° com as linhas de grade locais. Não se segue, entretanto, que a luz viaja uma distância ct em um tempo t , como a linha de mundo vermelha ilustra. Embora sempre se mova localmente em c , seu tempo em trânsito (cerca de 13 bilhões de anos) não está relacionado à distância percorrida de forma simples, uma vez que o universo se expande à medida que o feixe de luz atravessa o espaço e o tempo. A distância percorrida é, portanto, inerentemente ambígua por causa da mudança de escala do universo. No entanto, existem duas distâncias que parecem ser fisicamente significativas: a distância entre a Terra e o quasar quando a luz foi emitida, e a distância entre eles na era atual (tomando uma fatia do cone ao longo da dimensão definida como a dimensão espacial ) A primeira distância é de cerca de 4 bilhões de anos-luz, muito menor do que ct , enquanto a última distância (mostrada pela linha laranja) é de cerca de 28 bilhões de anos-luz, muito maior do que ct . Em outras palavras, se o espaço não estivesse se expandindo hoje, levaria 28 bilhões de anos para a luz viajar entre a Terra e o quasar, enquanto se a expansão tivesse parado no momento anterior, teria levado apenas 4 bilhões de anos.
A luz levou muito mais do que 4 bilhões de anos para chegar até nós, embora tenha sido emitida a apenas 4 bilhões de anos-luz de distância. Na verdade, a luz emitida em direção à Terra estava se afastando da Terra quando foi emitida pela primeira vez; a distância métrica à Terra aumentou com o tempo cosmológico durante os primeiros bilhões de anos de seu tempo de viagem, indicando também que a expansão do espaço entre a Terra e o quasar no tempo inicial era mais rápida do que a velocidade da luz. Nenhum desses comportamentos se origina de uma propriedade especial de expansão métrica, mas sim de princípios locais da relatividade especial integrados sobre uma superfície curva.
Topologia de expansão do espaço
Com o tempo , o espaço que compõe o universo está se expandindo. As palavras ' espaço ' e ' universo ', às vezes usadas indistintamente, têm significados distintos neste contexto. Aqui, "espaço" é um conceito matemático que representa a variedade tridimensional na qual nossas respectivas posições estão inseridas, enquanto "universo" se refere a tudo o que existe, incluindo a matéria e a energia no espaço, as dimensões extras que podem estar envolvidas em várias cadeias de caracteres e o tempo durante o qual vários eventos ocorrem. A expansão do espaço se refere apenas a essa variedade 3-D; ou seja, a descrição não envolve estruturas, como dimensões extras ou um universo exterior.
A topologia definitiva do espaço é a posteriori - algo que em princípio deve ser observado - pois não há restrições que possam ser simplesmente raciocinadas (em outras palavras, não pode haver nenhuma restrição a priori ) sobre como o espaço em que vivemos é conectado ou se envolve a si mesmo como um espaço compacto . Embora certos modelos cosmológicos, como o universo de Gödel até permitam linhas de mundo bizarras que se cruzam, em última análise, a questão de saber se estamos em algo como um " universo Pac-Man ", onde se viajar longe o suficiente em uma direção permitiria simplesmente acabar de volta ao mesmo lugar, como percorrer todo o caminho ao redor da superfície de um balão (ou um planeta como a Terra), é uma questão observacional que é restrita como mensurável ou não mensurável pela geometria global do universo . Atualmente, as observações são consistentes com o universo ser infinito em extensão e simplesmente conectado, embora sejamos limitados em distinguir entre propostas simples e mais complicadas por horizontes cosmológicos . O universo pode ser infinito em extensão ou finito; mas a evidência que leva ao modelo inflacionário do universo primitivo também implica que o "universo total" é muito maior do que o universo observável e, portanto, quaisquer arestas ou geometrias exóticas ou topologias não seriam diretamente observáveis, pois a luz não atingiu escalas em quais tais aspectos do universo, se existirem, ainda são permitidos. Para todos os efeitos, é seguro presumir que o universo é infinito em extensão espacial, sem limites ou conexões estranhas.
Independentemente da forma geral do universo, a questão de em que o universo está se expandindo não requer uma resposta de acordo com as teorias que descrevem a expansão; a maneira como definimos o espaço em nosso universo de forma alguma requer espaço exterior adicional no qual ele possa se expandir, uma vez que uma expansão de uma extensão infinita pode acontecer sem alterar a extensão infinita da extensão. Tudo o que é certo é que a variedade de espaço em que vivemos simplesmente tem a propriedade de que as distâncias entre os objetos vão ficando maiores com o passar do tempo. Isso implica apenas as consequências observacionais simples associadas à expansão métrica explorada abaixo. Nenhum "fora" ou incorporação no hiperespaço é necessário para que ocorra uma expansão. As visualizações frequentemente vistas do universo crescendo como uma bolha até o nada são enganosas a esse respeito. Não há razão para acreditar que haja algo "fora" do universo em expansão para o qual o universo se expande.
Mesmo que a extensão espacial geral seja infinita e, portanto, o universo não possa ficar "maior", ainda dizemos que o espaço está se expandindo porque, localmente, a distância característica entre os objetos está aumentando. À medida que um espaço infinito cresce, ele permanece infinito.
Densidade do universo durante a expansão
Apesar de ser extremamente denso quando muito jovem e durante parte de sua expansão inicial - muito mais denso do que normalmente é necessário para formar um buraco negro - o universo não voltou a colapsar em um buraco negro. Isso ocorre porque os cálculos comumente usados para o colapso gravitacional são geralmente baseados em objetos de tamanho relativamente constante, como estrelas , e não se aplicam ao espaço em rápida expansão, como o Big Bang.
Efeitos da expansão em pequenas escalas
A expansão do espaço às vezes é descrita como uma força que atua para separar os objetos. Embora esta seja uma descrição precisa do efeito da constante cosmológica , não é uma imagem precisa do fenômeno da expansão em geral.
Além de desacelerar a expansão geral, a gravidade causa aglomeração local de matéria em estrelas e galáxias. Uma vez que os objetos são formados e limitados pela gravidade, eles "caem" da expansão e não se expandem subsequentemente sob a influência da métrica cosmológica, não havendo nenhuma força que os compele a fazê-lo.
Não há diferença entre a expansão inercial do universo e a separação inercial de objetos próximos no vácuo; o primeiro é simplesmente uma extrapolação em grande escala do último.
Uma vez que os objetos são limitados pela gravidade, eles não se afastam mais uns dos outros. Assim, a galáxia de Andrômeda, que está ligada à galáxia da Via Láctea, está na verdade caindo em nossa direção e não está se expandindo. Dentro do Grupo Local , as interações gravitacionais mudaram os padrões inerciais dos objetos de tal forma que não há expansão cosmológica ocorrendo. Uma vez que se vai além do Grupo Local, a expansão inercial é mensurável, embora os efeitos gravitacionais sistemáticos impliquem que partes cada vez maiores do espaço irão eventualmente cair do " Fluxo de Hubble " e terminar como objetos não expansíveis e limitados até as escalas de superaglomerados de galáxias. Podemos prever esses eventos futuros sabendo a maneira precisa como o fluxo de Hubble está mudando, bem como as massas dos objetos para os quais estamos sendo puxados gravitacionalmente. Atualmente, o Grupo Local está sendo puxado gravitacionalmente em direção ao Superaglomerado Shapley ou ao " Grande Atrator " com o qual, se a energia escura não estivesse agindo, eventualmente nos fundiríamos e não veríamos mais se expandir para longe de nós depois de tal tempo.
Uma consequência da expansão métrica ser devida ao movimento inercial é que uma "explosão" local uniforme de matéria no vácuo pode ser descrita localmente pela geometria FLRW , a mesma geometria que descreve a expansão do universo como um todo e também foi a base para o universo Milne mais simples que ignora os efeitos da gravidade. Em particular, a relatividade geral prevê que a luz se moverá na velocidade c em relação ao movimento local da matéria explodindo, um fenômeno análogo ao arrasto de quadro .
A situação muda um pouco com a introdução da energia escura ou uma constante cosmológica. Uma constante cosmológica devido a uma densidade de energia do vácuo tem o efeito de adicionar uma força repulsiva entre objetos que é proporcional (não inversamente proporcional) à distância. Ao contrário da inércia, ele "atrai" ativamente objetos que se aglomeraram sob a influência da gravidade e até mesmo átomos individuais. No entanto, isso não faz com que os objetos cresçam continuamente ou se desintegrem; a menos que estejam fracamente ligados, eles simplesmente se estabelecerão em um estado de equilíbrio que é ligeiramente (indetectavelmente) maior do que seria de outra forma. À medida que o universo se expande e a matéria nele se dilui, a atração gravitacional diminui (já que é proporcional à densidade), enquanto a repulsão cosmológica aumenta; assim, o destino final do universo ΛCDM é um quase vácuo que se expande a uma taxa sempre crescente sob a influência da constante cosmológica. No entanto, o único efeito localmente visível da expansão acelerada é o desaparecimento (por desvio para o vermelho descontrolado ) de galáxias distantes; objetos gravitacionalmente ligados como a Via Láctea não se expandem e a galáxia de Andrômeda está se movendo rápido o suficiente em nossa direção para ainda se fundir com a Via Láctea em 3 bilhões de anos, e também é provável que a supergaláxia fundida que se forma acabará caindo em e se fundir com o Cluster de Virgem próximo . No entanto, as galáxias mais distantes disso irão recuar a uma velocidade cada vez maior e serão deslocadas para o vermelho fora de nossa faixa de visibilidade.
Expansão métrica e velocidade da luz
No final do período inflacionário do universo inicial , toda a matéria e energia no universo foi colocada em uma trajetória inercial consistente com o princípio de equivalência e a teoria da relatividade geral de Einstein e é quando a forma precisa e regular de expansão do universo teve seu origem (isto é, a matéria no universo está se separando porque estava se separando no passado devido ao campo do ínflaton ).
Embora a relatividade especial proíba que os objetos se movam mais rápido do que a luz em relação a um referencial local onde o espaço-tempo pode ser tratado como plano e imutável , ela não se aplica a situações em que a curvatura do espaço-tempo ou a evolução no tempo se tornam importantes. Essas situações são descritas pela relatividade geral , que permite que a separação entre dois objetos distantes aumente mais rápido do que a velocidade da luz, embora a definição de "distância" aqui seja um pouco diferente daquela usada em um referencial inercial. A definição de distância usada aqui é o somatório ou integração das distâncias comoventes locais , tudo feito em tempo próprio local constante. Por exemplo, galáxias que estão a mais do que o raio de Hubble , aproximadamente 4,5 gigaparsecs ou 14,7 bilhões de anos-luz de distância de nós, têm uma velocidade de recessão mais rápida do que a velocidade da luz . A visibilidade desses objetos depende da história de expansão exata do universo. A luz que é emitida hoje de galáxias além do horizonte de eventos cosmológicos mais distantes , cerca de 5 gigaparsecs ou 16 bilhões de anos-luz, nunca chegará até nós, embora ainda possamos ver a luz que essas galáxias emitiram no passado. Por causa da alta taxa de expansão, também é possível que uma distância entre dois objetos seja maior do que o valor calculado pela multiplicação da velocidade da luz pela idade do universo. Esses detalhes são uma fonte frequente de confusão entre amadores e até físicos profissionais. Devido à natureza não intuitiva do assunto e ao que foi descrito por alguns como escolhas "descuidadas" de redação, certas descrições da expansão métrica do espaço e os equívocos a que tais descrições podem levar são um assunto contínuo de discussão dentro do campos da educação e comunicação de conceitos científicos.
Fator de escala
Em um nível fundamental, a expansão do universo é uma propriedade da medição espacial nas maiores escalas mensuráveis de nosso universo. As distâncias entre pontos cosmologicamente relevantes aumentam com o passar do tempo, levando a efeitos observáveis descritos abaixo. Esta característica do universo pode ser caracterizada por um único parâmetro que é chamado de fator de escala, que é uma função do tempo e um único valor para todo o espaço em qualquer instante (se o fator de escala fosse uma função do espaço, isso violaria o princípio cosmológico ). Por convenção, o fator de escala é definido como unidade no tempo presente e, como o universo está se expandindo, é menor no passado e maior no futuro. Extrapolar para trás no tempo com certos modelos cosmológicos produzirá um momento em que o fator de escala era zero; nosso conhecimento atual da cosmologia define este tempo em 13,799 ± 0,021 bilhões de anos atrás . Se o universo continuar a se expandir para sempre, o fator de escala se aproximará do infinito no futuro. Em princípio, não há razão para que a expansão do universo deva ser monotônica e há modelos em que em algum momento no futuro o fator de escala diminui com uma contração concomitante do espaço ao invés de uma expansão.
Outros modelos conceituais de expansão
A expansão do espaço é frequentemente ilustrada com modelos conceituais que mostram apenas o tamanho do espaço em um determinado tempo, deixando a dimensão do tempo implícita.
No "modelo de formiga em corda de borracha ", imagina-se uma formiga (idealizada como uma ponta) rastejando a uma velocidade constante em uma corda perfeitamente elástica que está constantemente se esticando. Se esticarmos a corda de acordo com o fator de escala ΛCDM e pensarmos na velocidade da formiga como a velocidade da luz, então essa analogia é numericamente precisa - a posição da formiga ao longo do tempo corresponderá ao caminho da linha vermelha no diagrama de incorporação acima.
No "modelo de folha de borracha", substitui-se a corda por uma folha de borracha plana bidimensional que se expande uniformemente em todas as direções. A adição de uma segunda dimensão espacial aumenta a possibilidade de mostrar perturbações locais da geometria espacial por curvatura local na folha.
No "modelo de balão", a folha plana é substituída por um balão esférico que é inflado a partir de um tamanho inicial igual a zero (representando o big bang). Um balão tem curvatura gaussiana positiva, enquanto as observações sugerem que o universo real é espacialmente plano, mas essa inconsistência pode ser eliminada tornando o balão muito grande de modo que seja localmente plano dentro dos limites da observação. Essa analogia é potencialmente confusa, pois sugere erroneamente que o big bang ocorreu no centro do balão. Na verdade, pontos fora da superfície do balão não têm significado, mesmo que tenham sido ocupados pelo balão anteriormente.
No "modelo de pão de passas", imagina-se um pão de passas se expandindo no forno. O pão (espaço) se expande como um todo, mas as passas (objetos gravitacionalmente ligados) não se expandem; eles simplesmente ficam mais distantes um do outro.
Base teórica e primeiras evidências
Lei de Hubble
Tecnicamente, a expansão métrica do espaço é uma característica de muitas soluções para as equações de campo de Einstein da relatividade geral , e a distância é medida usando o intervalo de Lorentz . Isso explica as observações que indicam que as galáxias que estão mais distantes de nós estão recuando mais rápido do que as galáxias que estão mais perto de nós (veja a lei de Hubble ).
Constante cosmológica e as equações de Friedmann
Os primeiros modelos relativísticos gerais previram que um universo que fosse dinâmico e contivesse matéria gravitacional comum se contraia em vez de se expandir. A primeira proposta de Einstein para uma solução para este problema envolvia adicionar uma constante cosmológica em suas teorias para equilibrar a contração, a fim de obter uma solução estática para o universo. Mas em 1922 Alexander Friedmann derivou um conjunto de equações conhecidas como equações de Friedmann , mostrando que o universo poderia se expandir e apresentando a velocidade de expansão neste caso. As observações de Edwin Hubble em 1929 sugeriram que as galáxias distantes estavam todas aparentemente se afastando de nós, de modo que muitos cientistas passaram a aceitar que o universo estava se expandindo.
As preocupações de Hubble sobre a taxa de expansão
Enquanto a expansão métrica do espaço parecia estar implícita nas observações de Hubble de 1929, Hubble discordou da interpretação dos dados do universo em expansão:
[...] se os desvios para o vermelho não são principalmente devidos à mudança de velocidade, [...] a relação velocidade-distância é linear; a distribuição da nebulosa é uniforme; não há evidência de expansão, nenhum traço de curvatura, nenhuma restrição de escala de tempo [...] e nos encontramos na presença de um dos princípios da natureza que ainda hoje nos é desconhecido [...] considerando que , se os desvios para o vermelho são desvios de velocidade que medem a taxa de expansão, os modelos de expansão são definitivamente inconsistentes com as observações que foram feitas [...] os modelos de expansão são uma interpretação forçada dos resultados observacionais.
- E. Hubble, Ap. J. , 84, 517, 1936
[Se os desvios para o vermelho são um desvio de Doppler ...] as observações, tal como estão, levam à anomalia de um universo fechado, curiosamente pequeno e denso e, pode-se acrescentar, suspeitamente jovem. Por outro lado, se os desvios para o vermelho não são efeitos Doppler, essas anomalias desaparecem e a região observada aparece como uma porção pequena, homogênea, mas insignificante de um universo estendido indefinidamente no espaço e no tempo.
- E. Hubble, Avisos mensais da Royal Astronomical Society , 97, 506, 1937
O ceticismo de Hubble sobre o universo ser muito pequeno, denso e jovem acabou se baseando em um erro de observação. Investigações posteriores pareceram mostrar que Hubble confundiu regiões H II distantes com variáveis Cefeidas e as próprias variáveis Cefeidas foram inadequadamente agrupadas com estrelas RR Lyrae de baixa luminosidade causando erros de calibração que levaram a um valor da Constante de Hubble de aproximadamente 500 km / s / Mpc em vez do valor verdadeiro de aproximadamente 70 km / s / Mpc. O valor mais alto significava que um universo em expansão teria uma idade de 2 bilhões de anos (mais jovem que a Idade da Terra ) e extrapolar a densidade numérica observada de galáxias para um universo em expansão rápida implicava em uma densidade de massa muito alta por um fator semelhante , o suficiente para forçar o universo em uma geometria fechada peculiar que também implicava um Big Crunch iminente que ocorreria em uma escala de tempo semelhante. Depois de corrigir esses erros na década de 1950, os novos valores mais baixos para a Constante de Hubble concordaram com as expectativas de um universo mais antigo e o parâmetro de densidade foi considerado bastante próximo a um universo geometricamente plano.
No entanto, medições recentes das distâncias e velocidades de galáxias distantes revelaram uma discrepância de 9 por cento no valor da constante de Hubble, implicando em um universo que parece se expandir muito rápido em comparação com as medições anteriores. Em 2001, Wendy Freedman determinou que o espaço se expandisse a 72 quilômetros por segundo por megaparsec - cerca de 3,3 milhões de anos-luz - o que significa que para cada 3,3 milhões de anos-luz mais longe da Terra você está, a matéria onde você está, está se afastando da Terra 72 quilômetros por segundo mais rápido. No verão de 2016, outra medição relatou um valor de 73 para a constante, contradizendo assim as medições de 2013 da missão europeia Planck de valor de expansão mais lenta de 67. A discrepância abriu novas questões sobre a natureza da energia escura, ou dos neutrinos.
Inflação como explicação para expansão
Até os desenvolvimentos teóricos na década de 1980, ninguém tinha uma explicação para por que isso parecia ser o caso, mas com o desenvolvimento de modelos de inflação cósmica , a expansão do universo tornou-se uma característica geral resultante da decadência do vácuo . Conseqüentemente, a pergunta "por que o universo está se expandindo?" agora é atendida por compreender os detalhes do processo de deterioração da inflação que ocorreu nos primeiros 10 -32 segundos de existência de nosso universo. Durante a inflação, a métrica mudou exponencialmente , fazendo com que qualquer volume de espaço menor que um átomo crescesse para cerca de 100 milhões de anos-luz em uma escala de tempo semelhante ao momento em que ocorreu a inflação ( 10-32 segundos).
Medindo a distância em um espaço métrico
.png)
Na expansão do espaço, a distância é uma quantidade dinâmica que muda com o tempo. Existem várias maneiras diferentes de definir distância em cosmologia, conhecidas como medidas de distância , mas um método comum usado entre os astrônomos modernos é a distância móvel .
A métrica define apenas a distância entre os pontos próximos (os chamados "locais"). Para definir a distância entre pontos arbitrariamente distantes, deve-se especificar os pontos e uma curva específica (conhecida como " intervalo de espaço-tempo ") conectando-os. A distância entre os pontos pode então ser encontrada encontrando o comprimento desta curva de conexão através das três dimensões do espaço. A distância comovente define esta curva de conexão como uma curva de tempo cosmológico constante . Operacionalmente, as distâncias comoventes não podem ser medidas diretamente por um único observador ligado à Terra. Para determinar a distância de objetos distantes, os astrônomos geralmente medem a luminosidade de velas padrão ou o fator de desvio para o vermelho 'z' de galáxias distantes e, em seguida, convertem essas medições em distâncias com base em algum modelo específico de espaço-tempo, como o modelo Lambda-CDM . É, de fato, fazendo tais observações que foi determinado que não há evidência de qualquer 'desaceleração' da expansão na época atual.
Evidência observacional
Cosmologistas teóricos desenvolvendo modelos do universo se basearam em um pequeno número de suposições razoáveis em seu trabalho. Esse funcionamento levou a modelos nos quais a expansão métrica do espaço é uma característica provável do universo. Os principais entre os princípios subjacentes que resultam em modelos que incluem expansão métrica como um recurso são:
- o Princípio Cosmológico que exige que o universo tenha a mesma aparência em todas as direções ( isotrópico ) e tenha aproximadamente a mesma mistura lisa de material ( homogêneo ).
- o Princípio de Copérnico que exige que nenhum lugar no universo seja preferido (isto é, o universo não tem "ponto de partida").
Os cientistas testaram cuidadosamente se essas suposições são válidas e confirmadas por observação. Cosmologistas observacionais descobriram evidências - muito fortes em alguns casos - que apóiam essas suposições e, como resultado, a expansão métrica do espaço é considerada pelos cosmologistas uma característica observada com base em que, embora não possamos vê-la diretamente, os cientistas testaram o propriedades do universo e observação fornecem uma confirmação convincente. As fontes desta confiança e confirmação incluem:
- Hubble demonstrou que todas as galáxias e objetos astronômicos distantes estavam se afastando de nós, conforme previsto por uma expansão universal. Usando o desvio para o vermelho de seus espectros eletromagnéticos para determinar a distância e a velocidade de objetos remotos no espaço, ele mostrou que todos os objetos estão se afastando de nós e que sua velocidade é proporcional à distância, uma característica da expansão métrica. Estudos posteriores mostraram que a expansão é altamente isotrópica e homogênea , ou seja, não parece ter um ponto especial como "centro", mas parece universal e independente de qualquer ponto central fixo.
- Em estudos da estrutura em grande escala do cosmos, tirados de pesquisas de redshift, um assim chamado " Fim da Grandeza " foi descoberto nas maiores escalas do universo. Até que essas escalas fossem pesquisadas, o universo parecia "irregular" com aglomerados de aglomerados de galáxias , superaglomerados e filamentos que eram tudo menos isotrópicos e homogêneos. Essa granulação desaparece em uma distribuição uniforme de galáxias em escalas maiores.
- A distribuição isotrópica no céu de explosões distantes de raios gama e supernovas é outra confirmação do Princípio Cosmológico.
- O Princípio de Copérnico não foi realmente testado em uma escala cosmológica até que as medições dos efeitos da radiação cósmica de fundo em microondas na dinâmica de sistemas astrofísicos distantes fossem feitas. Um grupo de astrônomos do European Southern Observatory notou, medindo a temperatura de uma distante nuvem intergaláctica em equilíbrio térmico com a radiação cósmica de fundo, que a radiação do Big Bang era comprovadamente mais quente em épocas anteriores. O resfriamento uniforme da radiação cósmica de fundo ao longo de bilhões de anos é uma evidência observacional forte e direta para a expansão métrica.
Tomados em conjunto, esses fenômenos suportam esmagadoramente os modelos que dependem da expansão do espaço por meio de uma mudança na métrica. Somente com a descoberta, no ano 2000, de evidências observacionais diretas da mudança de temperatura da radiação cósmica de fundo em micro-ondas é que as construções mais bizarras puderam ser descartadas. Até aquele momento, era baseado puramente na suposição de que o universo não se comportava como um com a Via Láctea situada no meio de uma métrica fixa com uma explosão universal de galáxias em todas as direções (como visto, por exemplo, um modelo inicial proposto por Milne ). Mesmo assim, antes dessa evidência, muitos rejeitaram o ponto de vista de Milne com base no princípio da mediocridade .
Resultados mais diretos da expansão, como mudança de redshift, distância, fluxo, posição angular e tamanho angular de objetos astronômicos, ainda não foram detectados devido à pequenez desses efeitos. Mudança do redshift ou do fluxo pode ser observada por Square Kilometer Array ou Extremely Large Telescope em meados da década de 2030.
Veja também
Notas
Referências
Referências impressas
- Eddington, Arthur. The Expanding Universe: Astronomy's 'Great Debate', 1900-1931 . Press Syndicate da Universidade de Cambridge, 1933.
- Liddle, Andrew R. e David H. Lyth. Inflação cosmológica e estrutura em grande escala . Cambridge University Press, 2000.
- Lineweaver, Charles H. e Tamara M. Davis, " Misconceptions about the Big Bang ", Scientific American , março de 2005 (conteúdo não gratuito).
- Mook, Delo E. e Thomas Vargish. Por dentro da relatividade . Princeton University Press, 1991.
links externos
- Swenson, Jim Resposta a uma pergunta sobre o universo em expansão
- Felder, Gary, " The Expanding universe ".
- A equipe WMAP da NASA oferece uma " explicação da expansão universal " em um nível muito elementar
- Tutorial de Hubble do Departamento de Física da Universidade de Wisconsin
- Expandindo pão de passas da Universidade de Winnipeg: uma ilustração, mas nenhuma explicação
- Analogia da "formiga em um balão" para explicar o universo em expansão em "Pergunte a um astrônomo". (O astrônomo que fornece esta explicação não é especificado.)