Brasil - Quinta, 22 Junho 2017

Radiação Cósmica de Fundo

por Thiago Guimarães (dragunovsvd.09@gmail.com)

A Radiação Cósmica de Fundo é uma forma de radiação eletromagnética e uma evidência muito grande da teoria do big bang, tal radiação possui um espectro de corpo negro e é uma grande prova de que o universo no passado era muito mais denso e quente do que é hoje. Foi prevista por George Gamov, Ralph Alpher e Robert Herman em 1948 e descoberta em 1965, por Arno Penzias e Robert Woodrow Wilson, do Bell Telephone Laboratories.

Características: O universo deve ter sido muito diferente do que é atualmente para produzir uma radiação com as características da radiação cósmica de fundo, sendo completamente preenchido por um fluido primordial, constituído de radiação e partículas elementares extremamente energéticas. A radiação cósmica de fundo foi produzida quando o universo tinha cerca de 380 mil anos de idade, resfriou-se por causa da expansão e hoje a sua temperatura é de 2,725 K. A evolução posterior do universo não afetou as propriedades da radiação, de forma que ela nos permite uma grande oportunidade de estudar as condições físicas do universo tempos após sua gênese. As características de tal radiação (espectro, distribuição angular e polarização) são diretamente dependentes dessas condições e estão ligadas aos mecanismos que deram origem às grandes estruturas (aglomerados, superaglomerados, paredes, etc.) hoje observadas. A radiação cósmica de fundo é um espectro térmico de radiação de corpo negro de 2,725 kelvins que preenche o universo. Ela tem uma freqüência de pico de 160,4 GHz, o que corresponde a um comprimento de onda de 1,9 mm. Ela é isotrópica até uma parte em 100.000: as variações de seu valor eficaz são de somente 18 µK. Um instrumento no satélite Cosmic Background Explorer (COBE), da NASA, mediu cuidadosamente o espectro da radiação cósmica de fundo, o que o tornou a medida mais precisa de um espectro de corpo negro de todos os tempos. A radiação cósmica de fundo é uma predição do Big Bang,  sugere que a radiação cósmica de fundo preenche todo o espaço observável, e que a maior parte da energia do universo está na radiação cósmica de fundo, que constitui uma fração de aproximadamente 5×10-5 da densidade total do universo. Dois dos maiores sucessos da teoria do Big Bang são suas predições do seu espectro de corpo negro praticamente perfeito e sua detalhada predição das anisotropias na radiação cósmica de fundo.

Crédito: Michael Hauser (STScI), equipe do COBE/DIRBE e NASA
Visão infravermelha do universo do satélite COBE
Estas três imagens são mapas completos do céu como vistos na radiação infravermelha. As duas superiores são imagens compostas feitas nos comprimentos de onda de 60, 100 e 240 micrometros. O brilho de 60 micrometros é apresentado em azul, o de 100 em verde e o de 240 em vermelho. A imagem inferior mostra somente o brilho de 240 micrometros após a luz do sistema solar e da nossa galáxia terem sido removidas.
Superior: céu como é visto na radiação infravermelha. A brilhante linha amarelo-alaranjada cruzando o centro da imagem vem da poeira interestelar de nossa galáxia, sendo o centro da galáxia o centro da imagem. O vermelho acima e abaixo desta linha mostra nuvens tênues adicionais de poeira interestelar. O azul em forma de S vem da poeira interestelar do sistema solar.
Meio: céu após o brilho do sistema solar ter sido retirado. Esta imagem é dominada pela emissão de poeira interestelar na nossa galáxia. Os dois objetos brilhantes no centro do quadrante inferior direito são a Pequena e a Grande Nuvem de Magalhães.
Baixo: Após retirar a luz infravermelha do sistema solar e da nossa galáxia, o que sobra é um fundo infravermelho cósmico uniforme. A linha que cruza o centro é uma falha decorrente da retirada da luz galática.

Formação: Na teoria, o universo inicial era composto de um plasma quente de fótons, elétrons e bárions. Os fótons interagiam constantemente com o plasma através do Efeito Compton. À medida que o universo se expandia, o desvio para o vermelho cosmológico fazia com que o plasma esfriasse até que fosse possível aos elétrons combinar-se com os núcleos atômicos de hidrogênio e hélio para formarem átomos. Isso aconteceu por volta de 3000 K, ou quando o universo tinha aproximadamente 380.000 anos de idade (z=1088). Nesse momento, os fótons puderam começar a viajar livremente pelo espaço. Esse processo é chamado "recombinação".Os fótons continuaram a esfriar até que atingiram a temperatura atual de 2,7 K. Assim, a radiação do espaço que se mede hoje vem de uma superfície esférica, chamada superfície de última difusão, da qual os fótons que se desvencilharam da interação com a matéria no universo inicial, 13,7 bilhões de anos atrás, estão recém alcançando os observadores na Terra.
 
Medição: A recente sonda Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) mediu com precisão essas anisotropias através de todo o céu até escalas angulares de 0,2 graus.  Elas podem ser utilizadas para estimar os parâmetros do modelo padrão Lambda-CDM do Big Bang. Algumas informações, como a forma do universo, podem ser obtidas diretamente da radiação cósmica de fundo, enquanto outras, como a constante de Hubble, não são evidentes e precisam ser inferidas de outras medidas.
 
Relação com a formação de matéria: O Universo é homogêneo e isotrópico em escalas suficientemente largas e sendo estudado em detalhes nos últimos anos e verificado com base em resultados de diversos levantamentos de distâncias de galáxias. A homogeneidade e isotropia do Universo começam a ser verificadas a partir de distâncias da ordem de 100 megaparsecs (3,08x1026 cm, que equivalem a três bilhões de trilhões de quilômetros). Até distâncias dessa ordem ainda são observados diversos tipos de estrutura, tais como vazias paredes e estruturas filamentares. Desse ponto até o ponto onde se formou a radiação cósmica de fundo (~ 3000 megaparsecs, equivalentes a 100 bilhões de trilhões de quilômetros), essa região é conhecida como a Superfície de último Espalhamento, existe uma lacuna de informações, mas cálculos teóricos sugerem que esse foi o intervalo de tempo necessário para que perturbações gravitacionais evoluíssem nas primeiras galáxias do Universo. A existência da radiação cósmica de fundo em microondas, a abundância de determinados elementos químicos leves (hidrogênio, deutério, hélio e lítio) e a observação da velocidade relativa de afastamento de galáxias distantes (descoberta por E. Hubble, em 1929), que são fatos observacionais e servem como base do modelo cosmológico padrão. O cenário previsto pelo modelo cosmológico padrão, sugere que o universo explodiu há cerca de 10-20 bilhões de anos, a partir de um estado de densidade, temperatura e pressão infinitas. A partir do instante zero, Big Bang, o universo começou a expandir-se e resfriar-se. Até aproximadamente 0,01 segundo, após a tal explosão, a temperatura era muito alta e havia formação e aniquilação incessante de pares de partículas elementares. Após a temperatura cair para valores abaixo de um bilhão de K, a produção e aniquilação de pares e as reações nucleares cessaram, deixando como resultado elétrons, prótons e nêutrons, e também neutrinos e fótons.A combinação de prótons e nêutrons deu origem aos primeiros elementos químicos formados no universo: hidrogênio, deutério, hélio e lítio. Com o universo em expansão e conseqüente resfriamento, a temperatura atingiu o valor de 3000 K, 300 mil anos após a explosão. Nesse momento, prótons e elétrons, que estavam livres, começaram a combinar-se para formar átomos de hidrogênio e o plasma de matéria e radiação deixou de existir. Com a combinação, o processo de interação entre fótons e elétrons, conhecido como espalhamento Thomson, tornou-se insignificante e o universo tornou-se transparente à radiação. A trajetória de um fóton, que antes era limitada devido às colisões sucessivas com os elétrons livres, passou a ser da mesma ordem de grandeza do universo. Devido ao processo de expansão, a temperatura dos fótons da radiação cósmica fundo está decrescendo proporcionalmente à taxa de expansão, mas mantendo exatamente as suas características. Observa-se essa radiação, a uma temperatura de 2,725 K. Como a variação de temperatura é inversamente proporcional à taxa de expansão, pode-se estimar que o universo hoje seja mil vezes maior que na época da recombinação. Por outro lado, a partir dessa época a matéria estava livre para condensar-se em estruturas que evoluíram nas galáxias que hoje observamos, aumentando a atração gravitacional e o conseqüente colapso de nuvens de gás em galáxias ou grandes aglomerados, dependendo do modelo escolhido para descrever a formação.A formação de estruturas (galáxias, aglomerados e superaglomerados) está diretamente ligada ao entendimento dos processos que ocorreram nos primeiros instantes do universo primordial, ou seja, ele está sujeito ao conhecimento das condições iniciais do universo. Devido ao estado de equilíbrio termodinâmico em que se encontravam matéria e radiação nesse período, e à uniformidade da radiação cósmica de fundo, sabemos que a matéria, até separar-se do campo de radiação, deveria estar uniformemente distribuída, do mesmo modo que a radiação. A principal fonte de informações sobre os instantes em que a matéria se separou do campo de radiação é a radiação cósmica fundo. As flutuações na distribuição de matéria evoluíram para formar as galáxias e aglomerados hoje vistos no céu, e a “marca”, das flutuações de matéria foram impressas na radiação cósmica de fundo, dando origem às flutuações de temperatura estudadas pelos cosmólogos atualmente.
 
Como foi descoberto: Em 1948 a radiação cósmica de fundo foi prevista por três cientistas da universidade de Princeton, George Gamov, Ralph Alpher e Robert Herman, após o físico Fred Hoyle dizer que se o big bang tivesse ocorrido haveria um “fóssil” da explosão.
George Gamov, Ralph Alpher e Robert Herman Trabalharam incessantemente para tentar comprovar a teoria do big bang encontrando assim seu “fóssil”. Anos depois, em 1965, Arno Penzias e Robert Woodrow Wilson, do Bell Telephone Laboratories perto de Holmdel, New Jersey, haviam detectado um ruído na antena utilizada para radiodifusão, após limparem a antena e anotarem rigorosamente as características do ruído, entraram em contato com os três cientistas de Princeton, dizendo que detectaram uma interferência na antena que parecia vir de todo lugar do espaço e que tinha por volta de 2,25 K. A partir daí descobriram que realmente se tratava da radiação cósmica de fundo. 

Breve história: A radiação cósmica de fundo foi predita por George Gamov, Ralph Alpher e Robert Herman em 1948. Além disso, Alpher e Herman foram capazes de estimar a temperatura da radiação cósmica de fundo como sendo de 2,25K. Apesar de que existissem diversas estimativas anteriores da temperatura do espaço, essas sofriam de diversos inconvenientes. Primeiramente, elas eram medidas da temperatura ''efetiva'' do espaço, e não sugeriam que o espaço fosse repleto com um espectro de Planck térmico; segundo, elas eram dependentes da nossa posição específica na beira da Via Láctea e não sugeriam que a radiação fosse isotrópica. Além disso, elas levariam as predições completamente diferentes se a Terra estivesse localizada em um outro lugar do universo.Os resultados de Gamov não foram amplamente discutidos. No entanto, eles foram redescobertos por Robert Dicke e Yakov Zel'dovich no início da década de 1960. Em 1964, isso incentivou David Todd Wilkinson e Peter Roll, colegas de Dicke na Universidade de Princeton, a começar a construção de um radiômetro Dicke a fim de medir a radiação cósmica de fundo. R. H. Dicke, "The measurement of thermal radiation at microwave frequencies", ''Rev. Sci. Instrum.'' '''17''', 268 (1946). Esse design básico para um radiômetro foi utilizado na maioria das experiências posteriores implicando a radiação cósmica de fundo. Em 1965, Arno Penzias e Robert Woodrow Wilson, do Bell Telephone Laboratories perto de Holmdel, New Jersey, construíram um radiômetro Dicke que pretendiam utilizar para experiências de radioastronomia e comunicação via satélite. O instrumento deles tinha um ruído térmico excessivo de 2,5K que eles não podiam explicar, e após diversos testes Penzias se deu finalmente conta que aquele ruído nada mais era do que a radiação cósmica de fundo predita por Gamov, Alpher e Herman e mais tarde por Dicke. Após receber um telefonema de Penzias, Dicke disse a famosa frase: “Gente, nos passaram para trás”. (''Boys, we've been scooped''). Uma reunião entre as equipes de Princeton e Holmdel determinou que o ruído da antena fosse devido efetivamente à radiação cósmica de fundo. Penzias e Wilson receberam o Prêmio Nobel de Física de 1978 pela descoberta.A interpretação da radiação cósmica de fundo foi um assunto controverso nos anos 1960, com alguns defensores da teoria do estado estacionário argumentando que a radiação de fundo era o resultado da difusão de luz estelar de outras galáxias. Usando esse modelo, e baseando-se no estudo de características da linha de absorção no espectro de estrelas, o astrônomo Andrew McKellar escreveu em 1941: "Pode-se calcular que a temperatura ''rotacional'' do espaço interestelar é de 2K. No entanto, durante a década de 1970, o consenso foi estabelecido que a radiação cósmica de fundo é um resquício do Big Bang. Isso ocorreu principalmente porque novas medidas em uma gama de freqüências mostraram que o espectro era um espectro térmico, de corpo negro, um resultado que o modelo de estado estacionário foi incapaz de reproduzir.  Harrison, Peebles e Yu, e Zel'dovich deram-se conta que o universo primordial deveria ter heterogeneidades a nível de 10-4 ou 10-5. Rashid Sunyaev mais tarde calculou a marca observável que essas heterogeneidades teriam na radiação cósmica de fundo. Enquanto esta é a primeira publicação a discutir a marca observável das heterogeneidades de densidade como anisotropias na radiação cósmica de fundo, parte do trabalho de base baseava-se em Peebles e Yu. Limites crescentes na anisotropia da radiação cósmica de fundo foram colocados através de experiências, mas a anisotropia foi detectada pela primeira vez pelo ''Differential Microwave Radiometer'' (Radiômetro de microondas diferencial) do satélite COBE. Inspiradas pelos resultados obtidos pelo COBE, uma série de experiências de solo e baseadas em balões mediram as anisotropias da radiação cósmica de fundo em escalas angulares inferiores ao longo da década seguinte. O objetivo principal dessas experiências era medir a escala do primeiro pico acústico, que COBE não tinha resolução suficiente para resolver. O primeiro pico na anisotropia foi detectado por tentativas pela experiência Toco e o resultado foi confirmado pelos experimentos boomerang e maxima. Essas medidas demonstraram que o universo é plano e foram capazes de indicar a teoria de string cósmico como uma teoria de formação da estrutura cósmica, e sugeriu que a Inflação cósmica é a teoria correta de formação estrutural.O segundo pico foi detectado por tentativas por diversas experiências antes de ser definitivamente detectado pelo WMAP, que também detectou por tentativas o terceiro pico. A polarização da radiação cósmica de fundo foi primeiramente descoberta pelo ''Degree Angular Scale Interferometer'' (DASI). Várias experiências para melhorar as medidas da polarização da radiação cósmica de fundo em pequenas escalas angulares estão em andamento. Estas incluem DASI, WMAP, boomerang e o ''Cosmic Background Imager''. Outras experiências incluem a sonda Planck, o  Telescópio cosmológico de Atacama e o Telescópio do Pólo Sul.

 

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