luz UV-vis-IR, a imagem mais profunda alguma vez obtida. As diferentes galáxias aqui mostradas estão a diferentes distâncias e redshifts, e permitem-nos derivar a lei de Hubble. NASA, ESA, H. Teplitz e M. Rafelski (IPAC/Caltech), A. Koekemoer (STScI), R. Windhorst (Arizona State University), e Z. Levay (STScI)
O Universo é um lugar enorme, cheio de estrelas e galáxias durante milhares de milhões de anos-luz em todas as direcções. Desde o Big Bang, a luz tem vindo a viajar de todas as fontes que a criaram, com uma fracção minúscula a chegar eventualmente aos nossos olhos. Mas a luz não se propaga simplesmente através do espaço entre onde é emitida e onde estamos hoje; o tecido do espaço em si está a expandir-se.
Quanto mais longe está uma galáxia, mais a expansão do espaço se estende – e portanto, redshifts – a luz que eventualmente chegará aos nossos olhos. À medida que olhamos para distâncias cada vez maiores, vemos os redshifts que aumentam. Se traçarmos a forma como esta aparente velocidade de recessão se escala com a distância, obtemos uma boa relação em linha recta: a lei de Hubble. Mas a inclinação dessa linha, conhecida como a constante de Hubble, não é de facto uma constante de todo. É um dos maiores equívocos em toda a astronomia.
galáxias. Os pontos que não caem exactamente na linha devem a ligeira descoordenação às diferenças de velocidades peculiares, que oferecem apenas ligeiros desvios em relação à expansão geral observada. Os dados originais de Edwin Hubble, utilizados pela primeira vez para mostrar que o Universo estava em expansão, todos cabiam na pequena caixa vermelha na parte inferior-esquerda. Robert Kirshner, PNAS, 101, 1, 8-13 (2004)
Existem duas formas de compreender a expansão do Universo: teoricamente e em observação. Quando olhamos para o Universo, vemos uma série de factos importantes sobre a expansão:
- o Universo expande-se ao mesmo ritmo em todas as direcções,
- quanto mais distante estiver uma galáxia, mais rápido ela retrocede de nós,
- e que isto só é verdade em média.
Quando olhamos para galáxias individuais, existem grandes discrepâncias nas velocidades que realmente têm, e isto deve-se a interacções gravitacionais de tudo o resto em todo o Universo.
sub-densas (azul/preto) do Universo. As linhas e setas ilustram a direcção de fluxos de velocidade peculiares, mas tudo isto está embutido num tecido de espaço em expansão. Cosmografia do Universo Local – Courtois, Helene M. et al. Astron.J. 146 (2013) 69
Mas este não é um problema intransponível. O Universo não é um lugar onde tenhamos apenas algumas galáxias para as quais possamos medir o redshift e a distância; existem literalmente milhões de galáxias para as quais fizemos isto. Ao encontrarmos uma enorme quantidade de galáxias, podemos fazer o que se chama “encastrá-las” em conjunto, onde tomaremos galáxias a uma certa distância e as mediremos em média, calculando um redshift médio para elas. Ao fazermos isto, encontramos aquela relação linear que define a lei de Hubble.
Aqui está a surpresa, no entanto. Se olharmos para distâncias suficientemente grandes, podemos ver que a taxa de expansão já não segue essa lei de linha recta, mas sim curvas.
distância (eixo x) é consistente com um Universo que se expandiu mais rapidamente no passado, mas que continua a expandir-se hoje em dia. Esta é uma versão moderna de, estendendo-se milhares de vezes mais longe do que o trabalho original de Hubble. Note-se o facto de que os pontos não formam uma linha recta, indicando a mudança da taxa de expansão ao longo do tempo. Ned Wright, com base nos últimos dados de Betoule et al. (2014)
Quando usamos um termo como “a constante de Hubble”, estamos a falar da inclinação dessa linha. Se não é uma linha – isto é, se a inclinação muda – que nos diz que a taxa de expansão de Hubble do Universo não é afinal uma verdadeira constante! A razão porque lhe chamamos constante de Hubble é porque o Universo se expande à mesma taxa em todos os locais do Universo: a constante de Hubble é constante em todo o espaço.
Mas a taxa de expansão, e portanto o valor da constante de Hubble, muda com o tempo. Isto não é um puzzle, mas é exactamente o que esperamos. Para compreender isto, vejamos do outro ponto de vista: teoricamente.
A hiperwall da Sociedade em 2017, juntamente com a primeira equação de Friedmann à direita. Perimeter Institute / Harley Thronson
A primeira equação de Friedmann é aquilo a que se chega se se começar com um Universo uniformemente preenchido com matéria, radiação, e qualquer outra forma de energia que se queira. As únicas hipóteses são que o Universo é isotrópico (o mesmo em todas as direcções), homogéneo (com a mesma densidade média em todo o lado), e governado pela Relatividade Geral. Se assumir isto, obtém uma relação entre H, a taxa Hubble (no lado esquerdo), e todas as várias formas de matéria e energia no Universo (no lado direito).
escrito hoje (em notação moderna), onde o lado esquerdo detalha a taxa de expansão do Hubble e a evolução do espaço-tempo, e o lado direito inclui todas as diferentes formas de matéria e energia, juntamente com a curvatura espacial. LaTeX / domínio público
Interessantemente, à medida que o Universo se expande, a densidade da matéria, radiação, e energia podem mudar. Por exemplo, à medida que o seu Universo se expande, o seu volume aumenta, mas o número total de partículas dentro do seu Universo permanece o mesmo. Isto significa que, num Universo em expansão, para:
- matéria, a sua densidade cai como a-3,
- radiação, a sua densidade cai como a-4,
- e para a energia escura, a sua densidade permanece constante, evoluindo como a0,
onde a é o factor de escala (um proxy para a distância ou o raio) do Universo. Com o passar do tempo, uma componente do Universo cresce, e portanto diferentes componentes do Universo tornam-se mais ou menos importantes uns em relação aos outros.
constante cosmológica (fundo) evoluem todas com o tempo num Universo em expansão. E. Siegel / Beyond The Galaxy
Um Universo com uma maior densidade energética global tem uma maior taxa de expansão. Pelo contrário, um com uma menor densidade de energia tem uma taxa de expansão mais baixa. À medida que o Universo envelhece, expande-se; à medida que se expande, a matéria e a radiação dentro dele torna-se menos densa; à medida que se torna menos densa, a taxa de expansão diminui. A taxa de expansão, em qualquer momento, determina o valor da constante de Hubble. Num passado distante, a taxa de expansão era muito maior, enquanto que hoje é a mais pequena de sempre.
A densidade de energia do Universo, e quando podem dominar. Se existissem cordas cósmicas ou paredes de domínio em qualquer quantidade apreciável, elas contribuiriam significativamente para a expansão do Universo. Poderia mesmo haver componentes adicionais que já não vemos, ou que ainda não apareceram! Note-se que com o tempo chegamos hoje, a energia escura domina, a matéria ainda é um pouco importante, mas a radiação é insignificante. E. Siegel / Beyond The Galaxy
Então, porque é que, então, se perguntam, será que as galáxias muito distantes que observamos parecem seguir esta relação linear? É porque toda a luz que chega aos nossos olhos, desde a luz que foi emitida por uma galáxia vizinha até à luz que foi emitida por uma galáxia a milhares de milhões de anos-luz de distância, tem todos 13,8 mil milhões de anos de idade quando chega até nós. A idade de tudo no Universo, pelo tempo que nos chega hoje, já viveu o mesmo Universo em constante mutação que nós temos. A constante Hubble era mais elevada num passado distante, quando grande parte da luz era emitida, mas levou milhares de milhões de anos para que essa luz chegasse aos nossos olhos.
mas a expansão do Universo irá estirá-la à medida que viaja. A luz emitida no ultravioleta será deslocada até ao infravermelho quando se considera uma galáxia cuja luz chega de há 13,4 mil milhões de anos atrás. Larry McNish, do RASC Calgary Center
O universo expandiu-se ao longo desse tempo, o que significa que o comprimento de onda dessa luz se esticou. Só nos últimos cerca de 6 mil milhões de anos é que a energia escura se tornou importante, e chegámos agora ao momento em que se está a tornar rapidamente o único componente do Universo que tem impacto na nossa taxa de expansão. Se voltássemos a uma época em que o Universo tinha metade da sua idade actual, a taxa de expansão era 80% maior do que é hoje. Quando o Universo tinha apenas 10% da sua idade actual, a taxa de expansão era 17 vezes superior ao seu valor actual.
Mas quando o Universo atingir 10 vezes a sua idade actual, a taxa de expansão será apenas 18% menor do que é hoje.
incertezas de como a densidade de energia escura era/virá a ser diferente no passado e no futuro. Os dados apontam para uma verdadeira “constante” cosmológica, mas são ainda permitidas outras possibilidades. Infelizmente, a conversão da matéria em radiação não pode imitar a energia escura; só pode fazer com que o que antes se comportava como matéria se comporte agora como radiação. Histórias Quânticas
Isto deve-se à presença de energia escura, que se comporta como uma constante cosmológica. No futuro distante, tanto a matéria como a radiação tornar-se-ão relativamente sem importância em comparação com a energia escura, o que significa que a densidade energética do Universo permanecerá constante. Nestas circunstâncias, a taxa de expansão atingirá um valor constante e finito e aí permanecerá. À medida que avançamos para um futuro distante, a constante Hubble tornar-se-á uma constante não só no espaço, mas também no tempo.
No futuro distante, medindo a velocidade e a distância a todos os objectos que podemos ver, obteríamos a mesma inclinação para essa linha em todo o lado. A constante de Hubble tornar-se-á verdadeiramente uma constante.
componentes no Universo em vários momentos no passado. Note-se que quando a energia escura atingir um número próximo dos 100% no futuro, a densidade de energia do Universo permanecerá constante arbitrariamente muito à frente no tempo. E. Siegel
Se os astrónomos fossem mais cuidadosos com as suas palavras, teriam chamado H ao parâmetro Hubble, em vez da constante Hubble, uma vez que esta muda com o tempo. Mas durante gerações, as únicas distâncias que podíamos medir eram suficientemente próximas que H parecia ser constante, e nunca actualizámos isto. Em vez disso, temos de ter o cuidado de notar que H é uma função do tempo, e só hoje – onde lhe chamamos H0 – é que é uma constante. Na realidade, o parâmetro Hubble muda ao longo do tempo, e é apenas uma constante em todo o espaço. No entanto, se vivêssemos suficientemente longe no futuro, veríamos que o H deixa de mudar completamente. Por mais cuidadosos que possamos ser para fazer a distinção entre o que é realmente constante e o que muda agora, no futuro distante, a energia negra garante que não haverá qualquer diferença.
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