Qualquer pessoa que tenha prestado atenção à cosmologia nos últimos anos está ciente dos problemas com as nossas melhores tentativas de 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. É responsável pelo 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 reside no facto de L. Lambda maiúsculo ser a constante cosmológica, o substituto de Einstein para a energia do espaço vazio, e que faz o trabalho pesado de explicar porque é que a expansão do Universo está a acelerar.
O problema é que não temos ideia de por que o Lambda tem o valor que tem. A teoria quântica de campos prevê um valor aproximadamente 122 ordens de magnitude maior do que o que medimos – uma das piores previsões da história da física. Além disso, o universo parece estar se expandindo em taxas diferentes dependendo se o medimos localmente ou o inferimos a partir dos dados do universo primitivo, uma discordância teimosa conhecida como Tensão Hubble. Nenhum dos problemas desapareceu apesar de décadas de trabalho.
Em um novo artigo postado no servidor de pré-impressão arXivo físico teórico Savvas Koushiappas, da Brown University, apresentou uma proposta incomum. O universo, argumenta ele, pode ter a sua própria versão do princípio da incerteza de Heisenberg. O seu tamanho e a sua taxa de expansão não podem ser especificados simultaneamente com perfeita precisão, e essa imprecisão fundamental pode ser suficiente para explicar a energia escura sem invocar qualquer nova física.
A proposta de Koushiappas contorna ambos. Em vez de adicionar novas partículas ou novos campos, ele pergunta o que acontece se tratarmos o factor de escala do universo (essencialmente, o seu tamanho) e a sua taxa de expansão como operadores da mecânica quântica que não comutam completamente. Na mecânica quântica comum, o mesmo tipo de não-comutação é o que nos dá o princípio da incerteza: a posição e o momento não podem ser determinados ao mesmo tempo. Aplique a mesma ideia ao universo como um todo e você terá uma versão deformada da equação de Friedmann, a equação mestra que descreve como o cosmos cresce.
A deformação depende de um único expoente livre. Quando esse expoente é positivo, a equação de Friedmann modificada produz naturalmente expansão acelerada tardia. Não é necessária energia escura. O universo se comporta como se tivesse uma constante cosmológica incorporada, mas a aceleração vem da geometria de sua própria imprecisão quântica, e não de alguma misteriosa energia do vácuo.
Fica mais interessante. A mesma equação também prevê que o comportamento semelhante ao da energia escura não deveria ser perfeitamente constante. O parâmetro efetivo da equação de estado (um número que os cosmólogos usam para caracterizar a energia escura, que é exatamente igual a -1 para uma constante cosmológica verdadeira) é ligeiramente maior que -1 neste modelo. É exactamente esse tipo de desvio que os inquéritos actuais como o DESI têm sugerido, e que os inquéritos da próxima geração deverão ser capazes de confirmar ou descartar.
E se você inverter o sinal do expoente, o mesmo maquinário faz algo totalmente 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 cosmos contrai-se até um tamanho mínimo e depois expande-se. Sem densidade infinita, sem quebra da física em t=0.
Existem advertências. Este é um artigo teórico de um único autor, não uma observação, e a matemática está dando muito trabalho. O modelo assume um universo espacialmente 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 que este modelo prevê realmente aparecem nos dados, ou se o universo insiste teimosamente num valor de -1 para a equação de estado da energia escura.
Devemos saber em breve. O Instrumento espectroscópico de energia escurao Missão Euclidese o Observatório Vera C. Rubin todos estão empenhados em medir exatamente as quantidades que este modelo prevê que se desviarão de uma constante cosmológica pura. Se continuarem a encontrar indícios de uma equação de estado ligeiramente acima de -1, o princípio da incerteza cósmica de Koushiappas começará a parecer realmente muito interessante.
