Qualquer pessoa que tenha prestado atenção à cosmologia nos últimos anos sabe que existem problemas com os nossos melhores esforços para explicar por que o universo é do jeito que é.
Nosso Modelo Padrão, Lambda-CDM (ou LCDM), é uma das teorias de maior sucesso na história da ciência. isso é responsável fundo cósmico de microondasa distribuição em grande escala de galáxias, a abundância de elementos leves e basicamente todas as outras observações em grande escala que fazemos. O problema é o L maiúsculo. Lambda é a constante cosmológica, o substituto de Einstein para a energia do vácuo, que desempenha um papel importante na explicação por que a expansão do universo está se acelerando.
O problema é que não sabemos por que o Lambda tem seu valor. A teoria quântica de campos prevê valores cerca de 122 ordens de magnitude maiores do que os que medimos – uma das piores previsões da história da física. O mais importante é, O universo parece estar se expandindo em taxas diferentes Dependendo se medimos localmente ou inferimos a partir de dados do universo primitivo, esta é uma discordância teimosa conhecida como Tensão de Haber. Apesar de décadas de esforços, nenhum dos problemas desapareceu.
em um Novos artigos postados no servidor de pré-impressão arXivSavvas Koushiappas, físico teórico da Brown University, tem uma proposta incomum. Ele acredita que o universo pode ter a sua própria versão do Princípio da Incerteza de Heisenberg. O seu tamanho e taxa de expansão não podem ser determinados simultaneamente com precisão perfeita, e esta ambiguidade fundamental pode ser suficiente para explicar a energia escura sem invocar qualquer nova física.
A proposta de Koushiappas contorna ambos os pontos. Em vez de adicionar novas partículas ou novos campos, ele perguntou o que aconteceria se tratássemos o factor de escala do universo (essencialmente o seu tamanho) e a sua taxa de expansão como operadores da mecânica quântica que não são completamente comutativos. Na mecânica quântica comum, o mesmo tipo de não comutabilidade nos dá o princípio da incerteza: a posição e o momento não podem ser determinados simultaneamente. Aplique a mesma ideia a todo o universo e você terá uma versão modificada da equação de Friedmann, a equação mestra que descreve como o universo cresce.
A deformação depende de um único índice livre. Quando o expoente é positivo, a equação de Friedmann modificada produz naturalmente uma expansão acelerada em estágio final. Não há necessidade de energia escura. O universo se comporta como se tivesse uma constante cosmológica embutida, mas a aceleração vem da geometria de sua própria imprecisão quântica, e não de alguma misteriosa energia do vácuo.
Fica mais interessante. As mesmas equações também prevêem que o comportamento semelhante ao da energia escura não deve ser completamente constante. Neste modelo, o parâmetro da equação de estado efetiva (que muitos cosmólogos usam para caracterizar a energia escura, e que é exatamente -1 para a verdadeira constante cosmológica) é ligeiramente maior que -1. Este é exactamente o enviesamento sugerido pelos inquéritos actuais, como o DESI, e os inquéritos da próxima geração deverão ser capazes de confirmar ou descartar este enviesamento.
Se você inverter o sinal do expoente, a mesma máquina fará algo completamente diferente. Em vez de acelerar o universo tardio, suaviza o universo primitivo, substituindo a singularidade do Big Bang pelo que Koushiappas chama de “salto clássico”. O universo se contrai até seu menor tamanho e depois se expande. Não há densidade infinita, nem colapso físico em t=0.
Existem algumas ressalvas. Este é um artigo teórico de um único autor, em vez de observações, a matemática faz grande parte do trabalho. O modelo assume que o universo é plano, o que é bom, dados os dados atuais. Também exige que a taxa de expansão seja um operador quântico bem comportado, que por sua vez fixa um dos parâmetros livres. A grande questão é se os desvios específicos do Lambda-CDM previstos pelo modelo realmente aparecem nos dados, ou se o universo insiste teimosamente num valor de -1 para a equação de estado da energia escura.
Devemos descobrir em breve. esse espectrômetro de energia escuraesse Missão Euclides,assim como Observatório Vera Rubin Todos estão focados em medir com precisão o quanto o modelo prevê que se desvia de uma constante puramente cosmológica. Se continuarem a encontrar pistas para a equação de estado logo acima de -1, o princípio da incerteza cósmica de Koushiappas começará a ficar realmente interessante.
