Entrevista com Simon White

No dia 15/12/2010, José Galisi Filho entrevistou por telefone o Prof. Simon White, diretor do Max Planck Institute for Astrophysics em Garching, Alemanha. Abaixo você confere essa entrevista inédita.

1. A Missão Planck é a terceira geração de sondas para medir as anisotropias secundárias da CMB (Cosmic microwave background radiation) e parece ser a mais sensível para estudá-las em função da interferência do ruído galáctico. Quais são as mais importantes melhoras de Planck em relação à WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe), lançada em junho de 2001?

Simon White: A sonda Planck foi lançada há 10 anos depois da WMAP com detectores de outra espécie, que trabalham em freqüências muito mais altas que a missão anterior e isto será um passo decisivo na compreensão e diferenciação dos sinais cosmológicos Por exemplo, enquanto a WMPA operava em freqüências entre 30 e 90 Hertz, Planck vai de 30 a 800 Hertz. Além disso, com uma resolução de ângulo maior e uma freqüência mais alta, podemos discernir melhor as estruturas e, finalmente, os detectores, os bolômetros são também mais sensíveis na faixa do rádio. Em suma, nos três pontos: freqüência, resolução e sensibilidade, Planck significa uma melhora num fator da ordem dez para analisar as temperaturas de cada ponto do céu.

2. O fato de que tenhamos evidências fortes e robustas até então, segundo a WMAP, de que o universo seja quase que inteiramente plano em grandes escalas, isto é, em distâncias de 200 Mpc (650 milhões de anos-luz), é suficiente para sustentar os vários cenários da inflação? Esta primeira pergunta desdobra-se agora em dois planos distintos de investigação: a) Uma vez que o mapeamento de altíssima precisão de Planck foi concebido para detectar as marcas polarizadas da CMB no assim chamado “modo B”, num padrão bastante específico, previsto para flutuações de temperatura de menos de um milionésimo de grau, se Planck reconhecer esta assinatura, estaremos aptos a isolar os modelos “válidos” da inflação e ter, desta forma, a prova “final” de sua validade? b) Ou seja, os cosmologistas desejam saber a “escala de energia”, ou sua densidade durante os cenários da inflação. Quanto maior a escala de energia, maior a amplitude das ondas gravitacionais e o “modo B” da polarização dos fótons de acordo com as previsões. Se Planck vir este padrão de polarização e assinatura, isto significa que estas ondas e sua densidade de energia devem ter sido muito intensas durante a inflação. Enfim, isto significaria que não poderemos mais extrair nenhuma informação útil da CMB e quais questões ainda permanecerão em aberto? ou haveria qualquer contingência para cobrir a possibilidade de que essas ondas gravitacionais não sejam ainda detectadas embora nossos instrumentos sejam bastante sensíveis para tanto?

Simon White: Inicialmente, em relação às flutuações de temperatura da WMAP, acreditamos que, depois de Planck, não serão necessárias mais missões para medir as primeiras flutuações do universo com tanta precisão,o que significa que teremos um mapa “quase” perfeito das flutuações de temperatura dos estágios iniciais do universo, a partir do qual não será necessário acrescentar mais dados. Planck nos dará respostas mais precisas que a WMAP, mas pode ser também, talvez, que nos devolva as mesmas, pois não sabemos ainda se ele vai encontrá-las. O fato de que tenhamos uma geometria quase plana em grandes escalas, o que é consistente com as previsões dos vários modelos inflacionários, não irá mudar, mas essa curvatura pode ter outros motivos também e, neste sentido, não poderá ser a prova final. Mas a análise dos dados das polarizações no modo B abrirá certamente uma janela nova. Essas polarizações são muito mais difíceis de serem mensuradas que as flutuações de temperaturas, elas são 10 vezes menores, já foram medidas com a WMAP e outros experimentos em terra, mas não com muita precisão. Planck nos fornecerá mensurações melhores que todos os experimentos anteriores, mas não perfeitas e não será a ultima palavra, mas espera-se que nesse modo B, talvez, que é um modelo bastante peculiar de polarização, se o detectarmos, essa assinatura foi gerada num estágio primário do universo. Algumas teorias da inflação prevêem o fator de 10 elevado a -7 nesse modo e esperam que Planck as encontrem. Se isto ocorrer, seria mais uma prova para fortalecê-las, mas, infelizmente, se não as encontrarmos também, existem outros modelos inflacionários com prognósticos menores. Se depois de Planck esta assinatura foi reconhecida, teremos então um novo campo para esses modelos. Mas se também não ocorrer, isso não vai alterar a consistência do modelo inflacionário Para cada cenário da inflação, temos teorias sobre suas fases e durações, muitas das quais prevêem que estas ondas gravitacionais no modo B da polarização têm de ser reconhecidas, mas em outros modelos não. Se encontrarmos algo será muito positivo e belo, será um novo campo, mas, caso contrário, isto não significa que não possamos mensurá-las.

3. A matéria escura ainda permanece um mistério depois de décadas de pesquisa astronômica. A prova mais convincente de sua existência escura decorre da observação de objetos luminosos (estrela, nuvens de gás, conglomerados globulares, galáxias) movendo-se mais rápido do que deveriam, a menos que resolvamos levar MOND (Modified Newtonian dynamics) à prova. O Sr. acredita que MOND não irá sobreviver a uma verificação empírica rigorosa e não funciona ou nunca funcionará na escala dos aglomerados. Por que esta convicção?

Simon White: As provas da matéria escura não se restringem mais apenas ao movimento nos aglomerados de galáxias e da rotação do gás nas galáxias espirais. As melhores provas de sua existência se encontram na própria CMB. Quando olhamos mais detalhadamente os modelos de flutuações da WMAP do universo inicial, vemos claramente vemos provas de que, já neste ponto antes que existissem galáxias, aglomerados ou estrelas, quando o universo era mais homogêneo, já havia um componente de matéria escura que não interagia com a matéria bariônica ou fótons Esta prova é muito mais forte, pois neste ponto, o universo era bem mais simples, ele era quase que inteiramente uniforme e as únicas estruturas eram estas flutuações que podemos comparar a ondas gravitacionais sonoras no plasma e a física dessas ondas não é nada fácil de se compreender como a das galáxias que dela se originaram. Já neste ponto da recombinação vemos na CMB, quando o universo tinha 400.000 anos, que já havia muita matéria escura, que corresponde a 20% do atual universo. 4,5% de matéria bariônica, 20% de matéria escura e 75% de energia escura.

4. A designação energia escura parece extremamente pobre, pois não se trata propriamente de uma energia, mas uma pressão negativa que causa o aumento da taxa de expansão. Para o Sr., quase uma “via de mão única” para os impasses da pesquisa atual, assim formulado em seu polêmico ensaio “Fundamentalist physics: why Dark Energy is bad for Astronomy” (2007): “Desta maneira, enquanto a matéria escura tem todas as virtudes de um típico problema astronômico (sic do Autor), interagindo com muitos outros aspectos de seu campo e acessível por muitos caminhos, esclarecer a natureza da energia escura é um problema fundamental (sic do Autor), aparentemente apenas acessível por um único caminho e com pouco impacto para a astrofísica“. Qual é nossa segurança hoje de que a aceleração da taxa de expansão seja um efeito genuíno, já que o Sr. parece reconhecer que nosso hardware neste campo ainda esteja em sua infância: “Infelizmente observamos este efeito nos antecedentes do deslocamento para o vermelho das supernovas que se formaram e explodiram em galáxias novas mais que os deslocamentos para o vermelho menores que suas contrapartes, e isto poderia ocasionar pequenos deslocamentos para o vermelho dependentes nas propriedades das supernovas ou de seu meio local. Deslocamentos não detectados desta espécie poderiam confundir a busca pelo sinal da energia escura e limitar a precisão com a qual ela pode ser medida. Erros sistemáticos similares potencialmente poderiam afetar as novas sondas propostas, já que estão baseadas em objetos astrofísicos complexos.”

Simon White: Não, não e uma crítica ao hardware, eles são ótimos, mas a própria complexidade dos objetos, os objetos do universo inicial não são nada fáceis de serem analisados. Uma supernova, por exemplo. Há várias modalidades de colapso estelar e cada um deles tem suas peculiaridades. Mas desde que escrevi este texto há cinco anos, as medições de supernovas se multiplicaram e aperfeiçoaram. Temos hoje mais de 1000 medições de ótima qualidade de supernovas distantes e melhores possibilidades sistemáticas de investigação, o que vem apenas vem fortalecendo esta convicção e não o contrário Ou seja, hoje é cada vez menor a possibilidade de encontramos erros sistemáticos que ameacem esta conclusão. E não apenas as medições de supernovas, mas a própria CMB e a geometria do universo que vemos nos mostram que existe apenas 4,5% de matéria bariônica e 20% de matéria escura. Precisamos então de 75% de outra coisa que não seja a matéria que conhecemos. Temos assim dois caminhos achar a matéria escura, mas a conclusão será a mesma. A confiança é bem maior hoje, mas na ciência nunca estamos inteiramente certos. Mas se todos os caminhos e evidências nos levam à mesma conclusão, temos motivos para nos sentirmos mais seguros.

5. Nossas atuais medições que restringem o modelo cosmológico de concordância (Lambda-CDM model) são baseadas seja em deslocamentos para o vermelho elevados como da CMB, ou mais recentemente com supernovas de tipo 1a. A energia escura teria se tornado a força dominante há apenas alguns bilhões de anos, mas seria possível que vivamos numa assim chamada “Hubble Bubble”, ou que esta expansão tenha uma história incomum?

Simon White: O nosso universo não é totalmente homogêneo, mas que vivamos exatamente num ponto muito peculiar neste universo não inteiramente homogêneo (o autor refere-se ao “problema do horizonte” ou “paradoxo do horizonte”), o que faz deste ponto justamente algo muito especial é que nos encontremos no meio de uma esfera quase simétrica e não inteiramente homogênea, soa até, diria, anti-copernicano. Isto parece difícil de compreender, pois, ainda da perspectiva da CMB, só poderíamos exatamente estar neste ponto que não era homogêneo, de acordo com a sua história evolutiva, já que não existem flutuações deste tamanho. A nossa “vizinhança cósmica”, que não é apenas a nossa vizinhança, mas vai até o deslocamento para o vermelho de 1, ou seja uma gigantesca vizinhança, não é apenas simétrica em torno de nós, mas é a única estrutura com estas características em todo o universo visível. Não dá para se sentir muito confortável com isto. Temos também provas da aceleração em outros campos como, diria, no desvio para o vermelho de 0 a 1 e, na estrutura do gás intergaláctico, de 2 para 4, isto é, quando o universo era de 3 a 5 vezes menor que hoje, podemos medir a estrutura do gás intergaláctico apenas através dos espectros puros de suas linhas de absorção e essas estruturas correspondem às previsões do modelo padrão de concordância. Isto é, encontramos também indícios robustos disto na WMAP, e, utilizando as previsões do modelo padrão, podemos já deduzir diretamente no desvio para o vermelho de 4 a 2 uma estrutura para o gás intergaláctico, isto é sem precisar compará-la com o espectro integral das linhas de absorção do hidrogênio, e tudo isto está inteiramente de acordo com as previsões, o que significa que o modelo padrão resiste a este teste no desvio para o vermelho de 1000, isto é, da CMB, até 2, o que se complementa e fortalece mais ainda com a aceleração da taxa de expansão na medição de supernovas 1a.

6. Como já apontado, a cisão de “culturas” no interior da comunidade vem se radicalizando nos últimos anos em torno da constante cosmológica que, em sua argumentação, parece assumir contornos de uma quase “conspiração” dos físicos de altas energias tomarem de assalto a astrofísica. Ela não seria assim má para os dois lados, assim como o foi para Einstein?

Simon White: Não, não, a constante cosmológica não é má. O ensaio que você citou refere-se ao fato de que as duas partes da comunidade tenham métodos de trabalho distintos que nem sempre se complementam. Os físicos de altas energias realizam certos experimentos e querem responder a certas perguntas em laboratórios com instrumentos muito precisos. Por sua vez, os astrônomos tem de lidar com os objetos do universo e procuram esclarecê-los com observações, mas eles não dispõem de laboratórios em que possam controlá-los e, sim, observatórios Os problemas aparecem quando tentamos aproximar ambas as comunidades na medida em que tentamos fazer experimentos astronômicos, isto é, previsões muito precisas. Não podemos controlar supernovas. Quando temos problemas sistemáticos e complexos, temos que viver com isto e isto pode melhorar a precisão das medições Você mesmo mencionou os problemas das medições de supernovas. Podemos medi-las na suas curvas de luminosidade, que podemos perfeitamente entender, mas não podemos dizer com certeza que estas medições sejam a “qualidade” das supernovas ou do universo em si, assim como não podemos reproduzir uma supernova num laboratório, para entender a aceleração do universo

7. Que consequências haverá para a física se provarmos cabalmente que o Boson Higgs não existe? E quais serão suas ramificações para a Cosmologia?

Simon White: Aí vai ser bem interessante. Neste caso, será bem ruim para a física de partículas e não haveria mais esta prova decisiva, o modelo padrão estaria encerrado e não teríamos nada. Seria um beco sem saída para a física de partículas, e bastante arriscado, pois significaria que o modelo padrão não é consistente e a última verdade.