A(s) constante(s) de Hubble

Artigo: Cosmology at a Crossroads: Tension with the Hubble Constant

Autora: Wendy L. Freedman

Instituição da autora: University of Chicago

Status: Comentário publicado na Nature Astronomy, acesso aberto

Em cosmologia, podemos tentar entender o universo por dois caminhos principais: ou você começa do Big Bang e traça toda a evolução do passado até o presente, ou você começa do tempo atual e faz uma engenharia reversa do universo até o passado mais remoto possível. Caso ambas estratégias sejam coerentes, espera-se que elas produzam respostas similares para nossas perguntas mais inquietantes sobre o universo. Só que quando nós fazemos esse experimento, na realidade o resultado não é o mesmo.

Todo mundo concorda que o universo está expandindo: afinal, antes do Big Bang, ele não ocupava espaço nenhum, e olhe como está agora! A questão é, quão rápido ele está expandindo?

A velocidade do espaço

Normalmente, nós definimos como velocidade a distância que um objeto consegue se mover em um dado intervalo de tempo. Um Fusca bem conservado, por exemplo, consegue se deslocar de uns 70 quilômetros em uma hora. Nós podemos expressar a velocidade de uma galáxia (em relação à Terra) da mesma maneira, só que elas são geralmente mais rápidas, se movendo na ordem de quilômetros por segundo.

Astrônomos medem a velocidade de uma galáxia distante através do deslocamento Doppler de linhas espectrais. Georges Lemaître (também conhecido como o pai da teoria do Big Bang) e depois Edwin Hubble perceberam que galáxias estão quase que universalmente se afastando da Terra, e que as galáxias mais distantes se movem ainda mais rápido nesse sentido.

Isso só faz sentido se o movimento das galáxias se deve à própria expansão do espaço: há muito mais espaço entre nós e uma galáxia distante que entre nós e galáxias vizinhas, então a velocidade observada de galáxias se afastando de nós é proporcional às suas respectivas distâncias.

Podemos resumir esse efeito da expansão do espaço com uma relação entre distância e velocidade: Quão rápido uma galáxia se move (em km/s) dado o quão distante ela é (de novo em km, mas talvez seja melhor usar megaparsec)? A resposta é conhecida, infelizmente para Georges, que a mediu primeiro, como a Constante de Hubble, H0 (“H-zero”). Astrônomos que medem a velocidade e distância (através de velas padrão) chegam a um valor para H0 de 73.24 ± 1.74 quilômetros por segundo por megaparsec.

O antes e o agora

Também podemos medir H0 através de uma foto do universo recém-nascido: o céu brilha com um fluxo de fótons em comprimentos de micro-ondas que foram emitidos quando o universo era tinha apenas algumas centenas de milhares de anos. É importante ressaltar que essa medida de H0 é totalmente independente do valor derivado da expansão do universo — ela vem da luz que foi emitida muito antes de as primeiras galáxias terem nascido. O caminho para medir H0 é menos trivial, então fique atento ao raciocínio.

Figura 1. A radiação cósmica de fundo: uma foto do universo recém-nascido como foi observada pelo satélite Planck. Pontos azuis são um pouquinho mais frios que a média, enquanto que os vermelhos são um pouquinho mais quente.

A Fig.1 mostra a temperatura da radiação cósmica de fundo em todos os pontos do céu; as pequenas variações de temperatura nesse mapa e o padrão de manchas quentes e frias são importantes. Se você desfocar um pouco a visão, vai notar que tem flutuações concentradas em grandes regiões predominantemente mais frias e outras predominantemente mais quentes. Mas também há os detalhes mais finos: pequenas manchas espalhadas através das regiões maiores.

Podemos aproximar a Fig. 1 adicionando um mapa contendo somente pequenas flutuações a outro contendo somente grandes flutuações, e ajustando a contribuição de cada um até que fique parecido com o mapa observado. Para melhorar a aproximação, podemos tentar usar várias separações mais finas em vez de simplesmente “grande” e “pequeno”. Por outro lado, podemos também quebrar o mapa observado em ingredientes menores que vão desde um mapa com variações de pequena escala até os de maior escala. O resultado disso é a Fig. 2 abaixo (também conhecida como power spectrum ou densidade espectral da radiação cósmica de fundo), que funciona como uma receita para construir o mapa total da Fig. 1.

Figure 2. O power spectrum da radiação cósmica de fundo. Cada ponto vermelho é um ingrediente para construir o mapa da Fig. 1. Os valores no eixo-x correspondem ao tamanho das manchas quentes e frias, e o eixo-y corresponde a quão importante eles são para o mapa em geral. A curva verde é o melhor ajuste aos dados; o valor de H0 pode ser derivado dos parâmetros do ajuste.

Cosmologistas podem usar essa receita para tentar entender por que ela necessita desses ingredientes e proporções. A curva verde na Fig. 2 é uma tentativa de produzir um modelo das observações do Planck — em outras palavras, escolher uma descrição matemática do universo que produza a receita de Planck. A descrição é complexa, mas tem poucos (mais especificamente, seis) parâmetros livres, incluindo, por exemplo, a proporção de matéria escura em relação a matéria ordinária no universo. Desses seis parâmetros, encontramos que H0 é 67.8 ± 0.9 km/s/Mpc. Ufa!

Ufa?

Todo esse trabalho, e as duas respostas nem mesmo concordam. E elas não concordam por uma grande margem: mais de três vezes as suas incertezas!

Essa discrepância vem de um desenvolvimento relativamente recente. Até aproximadamente 2010, parecia que as estimativas de H0 de galáxias e CMB convergiam para a mesma resposta. Mas à medida que os dois experimentos foram ficando mais precisos, as incertezas começaram a ficar menos e menos superpostas. O artigo dessa semana é um comentário por Wendy Freedman, uma cosmologista que fez grandes contribuições para o lado galático de medidas de H0, e que ficou com uma pulga atrás da orelha em relação ao assunto.

Figura 3. Os resultados de grandes experimentos para media H0 nos últimos 17 anos. Em vermelho são as medidas feitas pelo método de ajuste à radiação cósmica de fundo, e em azul as medidas feitas por observações de galáxias. Tudo estava bem até o começo dos anos 2000, mas agora temos um desacordo estatístico genuíno.

Como podemos reconciliar essas duas medidas, Freedman pergunta? Primeiro, pode ser que um ou ambos experimentos podem ter involuntariamente subestimado suas incertezas. Um ou ambos experimentos podem estar viesados — por exemplo, talvez estejamos sistematicamente subestimando distâncias de galáxias, ou que a subtração da contribuição Galática ao mapa do Planck tenha um offset imprevisto.

Uma segunda, e muito mais tentadora, possibilidade, ela nota, é que nós não entendemos a física do universo jovem bem o suficiente como presumimos. Tudo bem, seis parâmetros fazem um bom trabalho em um modelo de power spectrum, mas há umas tensões persistentes e desconfortáveis entre teoria e observação. Talvez matéria e energia escuras não agem como esperamos; talvez a gravidade aja de maneira estranha em grandes escalas; talvez o universo não seja tão plano como pensamos.

Desacordos persistentes como esse — a pequena discrepância na precessão de Mercúrio, que não é explicada pela gravitação Newtoniana; um zumbido constante de um rádiotelescópio; as partes mais externas de uma galáxia, girando rápido demais — traçaram o caminho para grandes revoluções em astrofísica no passado. Talvez seja uma boa ideia ficar de olho nesse aqui.


Este texto foi baseado no post The Hubble Constant(s), publicado no Astrobites pela autora Emily Sandford.

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