Título: DESI 2024 VI: Cosmological Constraints from the Measurements of Baryon Acoustic Oscillations
Autores: Colaboração DESI
Status: a ser submetido ao Journal of Cosmology and Astroparticle Physics [acesso aberto no arXiv]
O Dark Energy Spectroscopic Instrument (DESI) é um experimento/levantamento em atividade que pretende observar objetos distantes a fim de obter informação sobre a estrutura de grande escala do Universo. É baseado em obsevações espectroscópicas precisas.
Recentemente, saíram os resultados de três anos de observação do céu com galáxias luminosas e quasares. O volume dos dados é cerca de três vezes maior que do experimento mais preciso até então, BOSS e eBOSS. Com as observações, foi possível obter resultados cosmológicos.
Até aí tudo bem, porém, alguns dos resultados mostraram discrepância com o modelo padrão da cosmologia. Neste astropontos, vamos tentar entender as discrepâncias que surgiram.
O modelo padrão (Lambda CDM)
O modelo padrão da cosmologia estabelece que o universo é plano, homogêneo e isotrópico e que está em expansão acelerada. Além disso, é composto em sua maioria, por energia escura, seguido de matéria escura e uma quantidade assustadoramente menor de matéria bariônica (que é o que constitui planetas e estrelas).
Esse modelo é o que melhor se encaixa na maior parte das observações de diversos experimentos conduzidos há décadas. O mais preciso deles foi o satélite Planck, que observou o céu por completo em busca da radiação cósmica de fundo (CMB – Cosmic Microwave Background).
Além da CMB, outro observável importante é a escala de Oscilações Acústicas de Bárions (BAO, do inglês Baryon Acoustic Oscillations). Existe uma aglomeração de matéria preferencialmente numa casca esférica de maios ou menos 150 Mpc (megaparsecs). Se o universo está em expansão acelerada, é possível ver o estiramento dessa casca em diferentes épocas do universo, observando o redshift de galáxias. E é desse observável que o DESI extraiu informação cosmológica.
Constante de Hubble
A constante de Hubble (H0) indica a velocidade de expansão do universo por megaparsec. Existe uma discrepância entre valores medidos de diferentes maneiras, que é conhecida como tensão de Hubble. Na Figura 1, mostra essa tensão: medidas de H0 tendem a ser maiores com observações de objectos menos distantes, como Supernovas e outras velas-padrão. Já com CMB, o valor de H0 é bem menos que de Supernovas.
(figura 9 do artigo).
Com as análises do DESI (em azul), os resultados não estão tão próximos de CMB quanto os do antigo levantamento espectroscópico de referência o Sloan Digital Sky Sruvey (SDSS). Pelo contrário, para obter uma melhor aproximação com CMB é preciso combinar parâmetros cosmológicos obtidos pelo Planck.
No entanto, isso não significa que diminui ou aumenta a tensão, apenas mostra que para as galáxias observadas até então e com a combinação possível apresentada, temos H0 entre 68 e 69 km/s/Mpc.
Energia Escura
Um dos objetivos do DESI é tentar obter uma boa explicação de qual melhor modelo teórico explica a energia escura. Até então, a maioria dos resultados de diversos observáveis favorecem que a energia escura pode ser explicada como uma constante cosmológica, mas a colaboração utilizou seus dados para analisar o quão bem se ajustam a diferentes modelos de energia escura explicam as observações.
Uma boa teoria é o modelo wCDM, em que ao invés de uma constante cosmológica, a energia escura pode ser descrita por uma equação de estado (daquela como PV=nRT) onde a densidade de energia varia com o tempo (ou com o redshift). Caso a equação de estado seja uma constante igual a -1, recupera-se o modelo Lambda CDM. E é com a energia escura que iniciamos o debate se Capitu traiu Bentinho.
Além do wCDM, existe o w0waCDM. Tal modelo inclui outro parâmetro, wa. Com wa=0 e w0=-1, recuperamos o modelo Lambda CDM. Aí as coisas começam a ficar estranhas, se usarmos apenas os dados do DESI e o modelo wCDM, recuperamos w0=-1, linha tracejada da Figura 2. Combinando com outros observáveis o valor vai se distanciando de -1.
Os resultados obtidos pela colaboração favorecem w0>-1 e wa<0. Isso é mostrado na Figura 2, os contornos são nada mais nada menos que as incertezas de cada parâmetro. O valor exato seria um pontinho, mas como não é possível ter valor exato de nada na natureza, isso vira uma elipse. Ela pode ser larga num dos semi-eixos e estreita no outro. Aqui, o que vemos é que dependendo de qual observável é combinado essa elipse fica mais comprida e mais deslocada para w0 positivo, claramente um desacordo com o Lambda CDM.
Precisamos nos desesperar?
Até agora o que a colaboração tem são dados de 3 anos de observação do total de 5 anos. É possível que com mais objetos esses resultados mudem, isso aconteceu com a mudança de 2dF Galaxy Redshift Survey para o BOSS/eBOSS survey.
Além disso, o que foi feito no artigo é analizar apenas em que escala estão as BAO, existe uma análise mais completa que pode ser feita, olhando toda a função que engloba essa escala. Então, ainda não é necessário jogar fora o modelo Lambda CDM, tudo pode ser uma questão de flutuação estatística.
Imagem de destaque: DESI Collaboration.
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