Muitos de nós não percebem que o destino do Universo, governado pelas leis da Teoria Geral da Relatividade, que começou com o Big Bang 13,8 bilhões de anos atrás, foi predeterminado desde o seu nascimento. As condições iniciais são uma corrida entre a expansão primária, que trabalha para espalhar matéria e energia para os lados, e a gravidade, que trabalha para juntar tudo, desacelerar a expansão e, se possível, comprimir o Universo em colapso. Se soubermos como o Universo está se expandindo e como aconteceu no passado, podemos calcular em que consiste e qual será o seu destino - mas apenas se pudermos
medir com
precisão o passado.
Nesta semana, recebi uma enorme quantidade de perguntas sobre reportagens de que o Universo está se expandindo mais rápido do que o previsto. O problema é este: se o destino do Universo depende da velocidade de expansão, atual e passada, e a medimos incorretamente, nossas conclusões sobre o Universo também podem estar erradas? Não poderia haver energia escura nele? Será que o Universo não está nos acelerando? A velocidade de expansão pode diminuir e se tornar uma compactação grande no futuro? Para responder a essas perguntas, você precisa recorrer à base científica do que está acontecendo.
A maneira mais simples de medir a expansão do universo é observar objetos que são bem conhecidos por nós. São estrelas individuais, galáxias rotativas, supernovas etc. Podemos medir o brilho aparente e o desvio para o vermelho. Se conhecemos o brilho real de um objeto - e para objetos bem estudados o conhecemos - e medimos seu brilho aparente, podemos calcular a que distância ele está, assim como podemos descobrir a distância de uma lâmpada de 60 watts medindo seu brilho visível. . Os astrônomos chamam esses objetos de "velas padrão", porque essa idéia nasceu muito antes das lâmpadas. À medida que o universo se expande, medir o desvio para o vermelho e a distância nos permite observar como o espaço se expande hoje. E trabalhando com distâncias cada vez maiores, podemos observar como a taxa de expansão mudou ao longo do tempo.
O conceito funciona para muitos objetos diferentes: estrelas variáveis das cefeidas, flutuações na superfície das galáxias espirais, gigantes vermelhos em evolução, galáxias espirais rotativas e supernovas do tipo Ia - estas últimas podem ser encontradas nas maiores distâncias. Uma combinação desses métodos foi usada nas décadas de 90 e 2000 para determinar a taxa de expansão Hubble do Universo com uma precisão incrível: 72 ± 7 km / s / Mpc. Este foi um avanço em comparação com as estimativas anteriores, variando de 50 a 100. O Telescópio Espacial Hubble, que fez essas medições, recebeu esse nome devido à intenção de medir a constante do Hubble!
Mas desde então, aprimoramos ainda mais as medições e reduzimos os erros, o que levou a um novo problema: medições diferentes fornecem valores diferentes da taxa de expansão.
Uma maneira de medir a história da expansão do universo é recorrer à radiação, o brilho residual do Big Bang. Suas flutuações e algumas propriedades gerais nos permitem calcular a taxa de expansão. O satélite Planck fornece um valor de
67 ± 2 km / s / Mpc , que coincide com as medições anteriores, aumentando a precisão. Dos aglomerados de galáxias nas maiores escalas (oscilações acústicas bariônicas) medidos no Sloan Digital Sky Survey e outros, obtemos um valor de
68 ± 1 km / s / Mpc . E essas duas dimensões nos dão valores que correspondem às medições anteriores e entre si. Mas se nos voltarmos para os dados de Cefeidas e supernovas, quando estudamos cefeidas e supernovas do tipo Ia na mesma galáxia, obtemos o mesmo valor exato, que, no entanto, não coincide com os outros:
73 ± 2 km / s / Mpc .
É por isso que todo o barulho está acontecendo. Alguns começaram a oferecer teorias alternativas exóticas, como a
evolução da energia escura , enquanto outros já estão questionando o básico da cosmologia. Mas é possível, e até provável, que o problema não exista. Esses erros não incluem os erros sistemáticos ou incertezas inerentes ao processo de medição. Dados sobre Cefeidas e supernovas nos permitem recriar a escada das distâncias cósmicas, na qual cada passo do Universo em expansão é construído sobre um anterior mais próximo. Se você cometer um erro desde o início:
• na medição de paralaxe das cefeidas mais próximas,
• o padrão desses objetos,
• em relação ao brilho e à distância de qualquer uma das etapas,
• no brilho real assumido das velas comuns,
• sobre o ambiente dos fenômenos detectados,
esse erro será aplicado a todas as construções subseqüentes. Apesar da pequena incerteza dessa escada de distância, deve-se notar que existem quatro métodos independentes para calibrar a constante de Hubble, e cada um deles fornece um valor diferente, de 71,82 a 75,91, e o erro de cada um é de aproximadamente 3.
Espera-se que as medidas de paralaxe planejadas melhorem essas incertezas e ajudem a entender os erros sistemáticos que passam por essas diferenças. É muito interessante discutir tópicos incomuns, mas, muito provavelmente, esses novos sinais de incerteza na constante Hubble indicam uma oportunidade para entender melhor os fenômenos astrofísicos, devido aos quais obtemos esses valores e, possivelmente, convergem em um único valor da velocidade de expansão, um por todos métodos Se o valor muda em 73, se permanece em torno de 70 ou salta para 67, o resultado alterará nossos parâmetros em alguns por cento, mas não nossas conclusões. Talvez o universo não tenha 13,8 bilhões de anos, mas 13,5 bilhões; talvez seja 65%, e não 70%, de energia escura; talvez em 40 bilhões de anos o Big Break possa acontecer. Mas a imagem principal do universo permanecerá inalterada. A chave, como sempre, é descobrir o básico dos fenômenos e aprender o que o Universo nos ensina.