Great Rip (Universo)

O " Great tear " ( Big Rip em inglês ) é um modelo cosmológico que oferece um cenário incomum para o fim do universo . Nesse cenário, todas as estruturas , desde aglomerados de galáxias até átomos , são destruídas, alongadas por uma expansão cada vez mais violenta, até serem deslocadas, "rasgadas" (daí Big " Rip "). Este modelo assume a existência de uma forma muito atípica de energia , a energia fantasma , cuja principal característica é que sua densidade aumenta à medida que a expansão continua.

Este modelo foi proposto pela primeira vez em 1999 por Robert R. Caldwell , o nome Big Rip foi introduzido por ele e seus colaboradores Marc Kamionkowski e Nevin N. Weinberg em 2003 .

Energia fantasma

Desde o final de 1998 , um número crescente de observações sugere que a expansão do universo está se acelerando com o tempo. Concretamente, isso significa que a velocidade com que uma galáxia distante se afasta de nós não diminui com o tempo, mas aumenta. Este resultado pode ser interpretado naturalmente se assumirmos que uma força no Universo exerce um efeito gravitacional que não é atraente como a matéria comum, mas repulsivo. Essa força é genericamente conhecida como energia escura ou energia escura . A principal característica da energia escura é que sua pressão deve ser negativa. Assim como qualquer forma de matéria, a energia escura tem sua densidade afetada pela expansão. Surpreendentemente, pode-se mostrar que, se a pressão da energia escura for negativa o suficiente, sua densidade aumenta à medida que o universo se expande.

As propriedades ou mesmo a natureza da energia escura não são conhecidas com precisão neste momento, embora as observações mais recentes sugiram que a energia escura se comporta muito como uma constante cosmológica , que não se comporta como energia fantasma. No entanto, se a pressão da energia escura não for menor do que uma constante cosmológica teria, então seria energia fantasma. Portanto, foi imaginado que a energia escura poderia ser energia fantasma. No entanto, não há nenhuma observação astronômica que indique claramente que a energia escura é energia fantasma. Além disso, não é certo que a energia fantasma represente uma força fisicamente aceitável. Por esses motivos, o cenário do Big Rip permanece especulativo, o que não o impediu de chamar a atenção de diversos pesquisadores.

Propriedades

No modelo Big Rip , a densidade da energia fantasma aumenta com o tempo, o que tem como consequência que a expansão do Universo se torna cada vez mais violenta e tende a afastar os objetos cada vez mais rapidamente uns dos outros. A densidade da energia escura eventualmente atinge uma densidade infinita em um tempo finito, e qualquer estrutura existente no Universo, de aglomerados de galáxias a átomos , é finalmente destruída ("rasgada", porque está distante das outras pela expansão.) Como a expansão acelera. Este é um cenário muito incomum, pois geralmente é proposto que a expansão do Universo tem um efeito insignificante no tamanho de quaisquer estruturas que possam existir lá (de átomos a galáxias) uma vez que estas sejam formadas.

Analogia da tela elástica

De forma pictórica, a ação de expansão do Universo sobre uma galáxia pode ser vista como a de uma tela elástica (espaço) sobre a qual um pedaço de papelão (a galáxia) seria colado. Se o tecido elástico for esticado, não deformará o pedaço de papelão, pois este possui forças de coesão suficientemente grandes. Em geral, pode dizer-se que a energia de ligação das moléculas que constituem a peça de cartão é largamente suficiente para suportar a tensão exercida pelo tecido elástico. No modelo Big Rip , a densidade da energia fantasma aumenta com o tempo. É como se a tela elástica se tornasse cada vez mais rígida, ao mesmo tempo que se estica. Em tal situação, é bem possível que o pedaço de papelão se rasgue. Podemos então mostrar que são as estruturas maiores (aglomerados de galáxias, etc.) que serão deslocadas primeiro, as pequenas estruturas (planetas, depois átomos) experimentando o mesmo destino mais tarde.

Cronologia da grande lágrima ( Big Rip )

A densidade da energia fantasma aumenta durante a expansão, enquanto a densidade da matéria comum ou a densidade da energia da radiação eletromagnética diminui. Portanto, é inevitável que a partir de um determinado momento a densidade da energia fantasma tenda a dominar as demais, e isso seja qual for o seu valor no momento do Big Bang . A observação da aceleração da expansão do Universo revela ainda que a energia escura só tem sido preponderante em comparação com outras formas de energia desde tempos relativamente recentes (alguns bilhões de anos). Em última análise, todas as formas de energia no Universo se tornarão insignificantes em comparação com a energia fantasma, é apenas dentro dos objetos astrofísicos (estrelas, galáxias) que a densidade da energia fantasma será localmente mais baixa do que a energia fantasma. Outras formas de densidade de energia. No entanto, esse estado não será capaz de durar para sempre porque a energia fantasma aumentará com o tempo, até exceder inevitavelmente a energia de ligação desses objetos. Cálculos mostram que um sistema ligado gravitacional será deslocado quando o tempo entre nós e a singularidade gravitacional for da ordem do período orbital do sistema.

De acordo com os cálculos (ver #Formalismo ), o Big Rip ocorreria de acordo com a seguinte cronologia:

Algumas centenas de milhões de anos antes do Big Rip : deslocamento de superaglomerados de galáxias
Várias dezenas de milhões de anos antes do Big Rip : deslocamento da Via Láctea
Alguns anos antes do Big Rip : desenraizamento de Júpiter , Saturno , Urano e Netuno do sistema solar
Poucos meses antes do Big Rip : arrancando a Terra de sua órbita
Algumas dezenas de minutos antes do Big Rip : deslocamento da Terra
Poucos minutos antes do Big Rip : deslocamento do Sol
10 -17 segundos antes do Big Rip : deslocamento de átomos

É importante notar que o tamanho do universo observável sempre permanecerá maior do que o tamanho dos sistemas que estarão em processo de deslocamento. Assim, durante o deslocamento da Via Láctea, assistiríamos ao mesmo tempo o deslocamento de galáxias vizinhas, como a galáxia de Andrômeda ou a galáxia do Triângulo .

O tempo que nos separaria do Big Rip é dado aproximadamente pelo inverso da taxa de expansão atual, ou seja, o inverso da constante de Hubble (ou seja, o tempo de Hubble ). Portanto, é da ordem de quinze bilhões de anos.

O termo deslocamento usado para qualificar este fenômeno de “explosão” transmite imperfeitamente a realidade, ou seja, que o sistema gravitacional não é deslocado, mas apenas “levado” por uma espécie de “ elefantíase cósmica”.

Formalismo

Esquematicamente, a velocidade que a expansão do universo tende a imprimir em dois objetos separados pela distância R é v = H R , onde H é a constante de Hubble . O potencial gravitacional Φ em que um objeto localizado a uma distância R de uma massa M é escrito

{\ displaystyle \ Phi = - {\ frac {GM} {R}}}

. A expansão tenderá a afastar o objeto em órbita ao redor da massa central no momento em que tenderá a dar a ele uma velocidade de distância da ordem de sua velocidade de liberação v L ,

{\ displaystyle v _ {\ mathrm {L}} = {\ sqrt {\ frac {2GM} {R}}}}

O deslocamento do sistema, portanto, ocorre quando

{\ displaystyle H ^ {2} R ^ {2} \ sim {\ frac {GM} {R}}}

{\ displaystyle H ^ {2} \ sim {\ frac {GM} {R ^ {3}}}}

De acordo com a terceira lei de Kepler , podemos transformar o lado direito usando o período orbital T dado por

{\ displaystyle {\ frac {T ^ {2}} {R ^ {3}}} = {\ frac {4 \ pi ^ {2}} {GM}}}

de onde :

{\ displaystyle HT \ sim 2 \ pi}

Se olharmos agora para a evolução da taxa de expansão H ao longo do tempo, a aplicação das equações de Friedmann indicam que o fator de escala a varia ao longo do tempo de acordo com

{\ displaystyle a \ propto | t | ^ {\ frac {2} {3 (1 + w)}}}

onde w é o parâmetro da equação de estado da energia fantasma, ou seja, a razão entre sua pressão e sua densidade de energia, que é menor que -1 para energia fantasma. Nesse caso, a variável t indica o tempo que se separa da futura singularidade. A taxa de expansão do universo é então dada por

{\ displaystyle H = {\ frac {2} {3 | 1 + w |}} {\ frac {1} {| t |}}}

As restrições observacionais no parâmetro da equação de estado w indicam que, embora possa ser menor que -1, não pode ser muito negativo e, muito provavelmente, não menor que -2. Assim, a fração 2/3 | 1 + w | é da ordem de 1, e o deslocamento de um sistema gravitacional ocorre quando

{\ displaystyle HT \ sim {\ frac {T} {t}} \ sim 2 \ pi}

No limite newtoniano , uma partícula de teste orbitando em torno de um corpo central, tudo em um modelo de Friedmann-Lemaître-Robertson-Walker com curvatura espacial zero ( ) satisfaz a equação (em coordenadas polares comobile ): ${\ displaystyle {\ rm {d}} s ^ {2} = c ^ {2} {\ rm {d}} t ^ {2} -a ^ {2} (t) [{\ rm {d}} x ^ {2} + {\ rm {d}} y ^ {2} + {\ rm {d}} z ^ {2}]}$

{\ displaystyle {\ ddot {r}} = {\ frac {\ ddot {a}} {a}} r - {\ frac {GM} {r ^ {2}}} + {\ frac {L ^ {2 }} {r ^ {3}}}}

onde M representa a massa do corpo central, L é o momento angular por unidade de massa e tem o fator de escala .

Dentro do limite de uma singularidade do tipo Big Rip , o primeiro termo torna-se preponderante sobre os outros dois, quando se aproxima do fim dos tempos, o que dá à equação uma forma simplificada :, para a qual é fácil obter a solução . Já a velocidade angular tende a 0, pois r ( t ) aumenta indefinidamente. ${\ displaystyle {\ ddot {r}} = {\ frac {\ ddot {a}} {a}} r}$ ${\ displaystyle r (t) \ propto a (t)}$ ${\ displaystyle {\ dot {\ phi}}}$

“Concretamente” isso significa que o raio da órbita se torna comóvel , ou seja, que passa a participar da expansão explosiva. Não há deslocamento, no sentido de que a partícula de teste é "arrancada" de sua órbita; em vez disso, o último se expande indefinidamente.

Notas e referências

Notas

Para a matéria comum , a densidade diminui durante a expansão, o que tende a diluir a matéria.
Os dados do satélite WMAP combinados com outras observações implicam na presença de energia escura, mas prefere uma constante cosmológica de energia escura semelhante, não excluindo a energia fantasma.
Em setembro de 2003, o artigo Phantom Energy and Cosmic Doomsday foi citado mais de 300 vezes em artigos submetidos ou publicados em revistas científicas revisadas por pares.

Referências

Caldwell 2002 , p. 23
(em) Robert R. Caldwell , Marc Kamionkowski e Nevin N. Weinberg , " Phantom Energy and Cosmic Doomsday " , Physical Review Letters , n o 91,2003( leia online ).
(em) David N. Spergel et al. , “ Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Three Year Results: Implications for Cosmology ” , Astrophysical Journal Suppl. , vol. 170, n o 377,2007.
(em) Valerio Faraoni e Audrey Jacques , " Cosmological expansion and local physics " , Physical Review D , vol. 76,2007( resumo , leia online ).

Bibliografia

: documento usado como fonte para este artigo.

( fr ) Robert Caldwell , “ A Phantom Menace? Cosmológicas consequências de um componente de energia escura com a equação de super-negativa de estado ” , Physics Letters B , n o 545,2002, p. 23-29 ( resumo , ler online ).

Veja também

links externos

Big Rip: o dia em que o Universo se despedaçará (áudio) , os podcasts da rádio Ciel & Espace , Jean-Marc Bonnet-Bidaud