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 Nota: Para outros significados de CMB, veja CMB.
Mapa de calor da sonda Wilkinson Microwave Anisotropy Probe de 9 anos de flutuações de temperatura na radiação cósmica de fundo
Parte de uma série sobre
Cosmologia física
Universo primordial
Antecedentes

O fundo cósmico de micro-ondas (CMB ou CMBR) é a radiação de micro-ondas que preenche todo o espaço no universo observável. É um remanescente que fornece uma importante fonte de dados sobre o universo primordial.[1] Com um telescópio óptico padrão, o espaço de fundo entre estrelas e galáxias é quase completamente escuro. No entanto, um radiotelescópio suficientemente sensível detecta um brilho fraco de fundo que é quase uniforme e não está associado a nenhuma estrela, galáxia ou outro objeto. Esse brilho é mais forte na região de micro-ondas do espectro de rádio. A descoberta acidental da CMB em 1965 pelos radioastrônomos estadunidenses Arno Allan Penzias e Robert Woodrow Wilson foi o ponto culminante do trabalho iniciado na década de 1940.[2][3]

CMB é uma evidência marcante da teoria do Big Bang para a origem do universo. Nos modelos cosmológicos do Big Bang, durante os primeiros períodos, o universo estava cheio de uma névoa opaca de plasma quente e denso de partículas subatômicas. À medida que o universo se expandia, esse plasma esfriava até o ponto em que prótons e elétrons se combinavam para formar átomos neutros principalmente de hidrogênio. Ao contrário do plasma, esses átomos não podiam espalhar radiação térmica por espalhamento de Thomson, e assim o universo tornou-se transparente.[4] Conhecido como a época de recombinação, esse evento de desacoplamento liberou fótons para viajar livremente pelo espaço, às vezes chamado de radiação relíquia.[1] No entanto, os fótons ficaram menos energéticos, pois a expansão do espaço faz com que seu comprimento de onda aumente. A superfície do último espalhamento refere-se a uma concha na distância certa no espaço, de modo que agora são recebidos os fótons que foram originalmente emitidos no momento do desacoplamento.

A CMB não é completamente lisa e uniforme, mostrando uma fraca anisotropia que pode ser mapeada por detectores sensíveis. Experiências terrestres e espaciais, como COBE e WMAP, foram usadas para medir essas não homogeneidades de temperatura. A estrutura de anisotropia é determinada por várias interações de matéria e fótons até o ponto de desacoplamento, o que resulta em um padrão irregular característico que varia com a escala angular. A distribuição da anisotropia no céu tem componentes de frequência que podem ser representados por um espectro de potência exibindo uma sequência de picos e vales. Os valores de pico desse espectro contêm informações importantes sobre as propriedades físicas do universo primordial: o primeiro pico determina a curvatura geral do universo, enquanto o segundo e o terceiro detalham a densidade da matéria normal e da chamada matéria escura, respectivamente. Extrair detalhes finos dos dados CMB pode ser um desafio, uma vez que a emissão sofreu modificação por recursos de primeiro plano, como aglomerados de galáxias.

Importância da medição precisa[editar | editar código-fonte]

Medições precisas do CMB são críticas para a cosmologia, uma vez que qualquer modelo proposto do universo deve explicar essa radiação. O CMB tem um espectro de corpo negro térmico a uma temperatura de 2.72548±0.00057 K.[5] A radiância espectral dEν/dν atinge o pico em 160.23 GHz, na faixa de frequências de micro-ondas, correspondendo a uma energia de fóton de cerca de 6.626×10−4 eV. Alternativamente, se a radiância espectral for definida como dEλ/dλ, então o comprimento de onda de pico é de 1.063 mm (282 GHz, 1.168×10−3 eV fótons). O brilho é quase uniforme em todas as direções, mas as minúsculas variações residuais mostram um padrão muito específico, o mesmo esperado de um gás quente distribuído uniformemente que se expandiu até o tamanho atual do universo. Em particular, a radiância espectral em diferentes ângulos de observação no céu contém pequenas anisotropias, ou irregularidades, que variam com o tamanho da região examinada. Eles foram medidos em detalhes e correspondem ao que seria esperado se pequenas variações térmicas, geradas por flutuações quânticas da matéria em um espaço muito pequeno, tivessem se expandido para o tamanho do universo observável que vemos hoje. Este é um campo de estudo muito ativo, com cientistas buscando melhores dados (por exemplo, a sonda espacial Planck) e melhores interpretações das condições iniciais de expansão. Embora muitos processos diferentes possam produzir a forma geral de um espectro de corpo negro, nenhum outro modelo além do Big Bang explicou as flutuações. Como resultado, a maioria dos cosmologos considera o modelo do universo do Big Bang como a melhor explicação para o CMB.

O alto grau de uniformidade em todo o universo observável e sua anisotropia fraca, mas medida, dão forte suporte ao modelo do Big Bang em geral e ao modelo ΛCDM ("Lambda Cold Dark Matter") em particular. Além disso, as flutuações são coerentes em escalas angulares maiores que o horizonte cosmológico aparente na recombinação. Ou tal coerência é ajustada acausalmente, ou ocorreu uma inflação cósmica.[6][7]

Além da anisotropia de temperatura e polarização, espera-se que o espectro de frequência CMB apresente pequenos desvios da lei do corpo negro conhecida como distorções espectrais. Eles também estão no foco de um esforço de pesquisa ativo com a esperança de uma primeira medição nas próximas décadas, pois contêm uma riqueza de informações sobre o universo primordial e a formação de estruturas em tempos tardios.[8]

Características[editar | editar código-fonte]

Gráfico do espectro cósmico de fundo de micro-ondas medido pelo instrumento FIRAS no COBE, o espectro de corpo negro medido com mais precisão na natureza.[9] As barras de erro são muito pequenas para serem vistas mesmo em uma imagem ampliada, sendo impossível distinguir os dados observados da curva teórica

A radiação cósmica de fundo em micro-ondas é uma emissão uniforme de energia térmica de corpo negro proveniente de todas as partes do céu. A radiação é isotrópica para aproximadamente uma parte em 100.000: as variações quadráticas médias são de apenas 18 μK,[10] após subtrair uma anisotropia dipolo do deslocamento Doppler da radiação de fundo. O último é causado pela velocidade peculiar do Sol em relação ao referencial cósmico comovente conforme ele se move a 369.82 ± 0.11 km/s em direção à constelação de Leo (longitude galáctica 264.021 ± 0.011, latitude galáctica 48.253 ± 0.005).[11] O dipolo CMB e a aberração em multipolos superiores foram medidos, consistentes com o movimento galáctico.[12]

No modelo do Big Bang para a formação do universo, a inflação cósmica prevê que após cerca de 10−37 segundos[13] o universo nascente passou por um crescimento exponencial que suavizou quase todas as irregularidades. As irregularidades restantes foram causadas por flutuações quânticas no campo da inflação que causaram o evento de inflação.[14] Muito antes da formação de estrelas e planetas, o universo primordial era menor, muito mais quente e, começando 10−6 segundos após o Big Bang, preenchido com um brilho uniforme de sua névoa incandescente de plasma interativo de fótons, elétrons e bárions.

À medida que o universo se expandia, o resfriamento adiabático fazia com que a densidade de energia do plasma diminuísse até que se tornasse favorável para que os elétrons se combinassem com os prótons, formando átomos de hidrogênio. Esse evento de recombinação aconteceu quando a temperatura estava em torno de 3.000 K ou quando o universo tinha aproximadamente 379.000 anos.[15] Como os fótons não interagiam com esses átomos eletricamente neutros, os primeiros começaram a viajar livremente pelo espaço, resultando no desacoplamento entre matéria e radiação.[16]

A temperatura de cor do conjunto de fótons desacoplados continuou a diminuir desde então; agora abaixo de 2.7260±0.0013 K,[5] continuará a cair à medida que o universo se expande. A intensidade da radiação corresponde à radiação de corpo negro a 2.726 K porque a radiação de corpo negro desviado para o vermelho é exatamente como a radiação de corpo negro a uma temperatura mais baixa. De acordo com o modelo do Big Bang, a radiação do céu que medimos hoje vem de uma superfície esférica chamada superfície do último espalhamento. Isso representa o conjunto de locais no espaço em que se estima que o evento de desacoplamento tenha ocorrido[17] e em um ponto no tempo em que os fótons dessa distância acabaram de alcançar os observadores. A maior parte da energia de radiação no universo está na radiação cósmica de fundo,[18] perfazendo uma fração de aproximadamente 6×10−5 da densidade total do universo.[19]

Dois dos maiores sucessos da teoria do Big Bang são sua previsão do espectro quase perfeito do corpo negro e sua previsão detalhada das anisotropias na radiação cósmica de fundo. O espectro CMB tornou-se o espectro de corpo negro medido com mais precisão na natureza.[9]

A densidade de energia do CMB é de 0.260 eV/cm3 (4.17×10−14 J/m3), que produz cerca de 411 fótons/cm3.[20]

História[editar | editar código-fonte]

Ver também: Descoberta da radiação cósmica de fundo em micro-ondas

Ver também[editar | editar código-fonte]

Referências

  1. ↑ a b Sunyaev, R. A. (1974). «The thermal history of the universe and the spectrum of relic radiation». In: Longair, M. S. Confrontation of Cosmological Theories with Observational Data. Col: IAUS. 63. Dordrecht: Springer. pp. 167–173. Bibcode:1974IAUS...63..167S. ISBN 978-90-277-0457-3. doi:10.1007/978-94-010-2220-0_14 
  2. ↑ Penzias, A. A.; Wilson, R. W. (1965). «A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s». The Astrophysical Journal. 142 (1): 419–421. Bibcode:1965ApJ...142..419P. doi:10.1086/148307 
  3. ↑ Smoot Group (28 de março de 1996). «The Cosmic Microwave Background Radiation.». Lawrence Berkeley Lab. Consultado em 11 de dezembro de 2008 
  4. ↑ Kaku, M. (2014). «First Second of the Big Bang». How the Universe Works. Temporada 3. Episódio 4. Discovery Science 
  5. ↑ a b Fixsen, D. J. (2009). «The Temperature of the Cosmic Microwave Background». The Astrophysical Journal. 707 (2): 916–920. Bibcode:2009ApJ...707..916F. arXiv:0911.1955Acessível livremente. doi:10.1088/0004-637X/707/2/916 
  6. ↑ Dodelson, S. (2003). «Coherent Phase Argument for Inflation». AIP Conference Proceedings. 689: 184–196. Bibcode:2003AIPC..689..184D. CiteSeerX 10.1.1.344.3524Acessível livremente. arXiv:hep-ph/0309057Acessível livremente. doi:10.1063/1.1627736 
  7. ↑ Baumann, D. (2011). «The Physics of Inflation» (PDF). University of Cambridge. Consultado em 9 de maio de 2015. Arquivado do original (PDF) em 21 de setembro de 2018 
  8. ↑ Chluba, J.; et al. (2021). «New Horizons in Cosmology with Spectral Distortions of the Cosmic Microwave Background» (PDF). Voyage 2050 Proposals. 51 (3): 1515–1554. Bibcode:2021ExA....51.1515C. arXiv:1909.01593Acessível livremente. doi:10.1007/s10686-021-09729-5 
  9. ↑ a b White, M. (1999). «Anisotropies in the CMB». Proceedings of the Los Angeles Meeting, DPF 99. UCLA. Bibcode:1999dpf..conf.....W. arXiv:astro-ph/9903232Acessível livremente 
  10. ↑ Wright, E.L. (2004). «Theoretical Overview of Cosmic Microwave Background Anisotropy». In: W. L. Freedman. Measuring and Modeling the Universe. Col: Carnegie Observatories Astrophysics Series. [S.l.]: Cambridge University Press. p. 291. Bibcode:2004mmu..symp..291W. ISBN 978-0-521-75576-4. arXiv:astro-ph/0305591Acessível livremente 
  11. ↑ The Planck Collaboration (2020), «Planck 2018 results. I. Overview, and the cosmological legacy of Planck», Astronomy and Astrophysics, 641, pp. A1, Bibcode:2020A&A...641A...1P, arXiv:1807.06205Acessível livremente, doi:10.1051/0004-6361/201833880 
  12. ↑ The Planck Collaboration (2014), «Planck 2013 results. XXVII. Doppler boosting of the CMB: Eppur si muove», Astronomy, 571 (27), pp. A27, Bibcode:2014A&A...571A..27P, arXiv:1303.5087Acessível livremente, doi:10.1051/0004-6361/201321556 
  13. ↑ Guth, A. H. (1998). The Inflationary Universe: The Quest for a New Theory of Cosmic Origins. [S.l.]: Basic Books. p. 186. ISBN 978-0201328400. OCLC 35701222 
  14. ↑ Cirigliano, D.; de Vega, H.J.; Sanchez, N. G. (2005). «Clarifying inflation models: The precise inflationary potential from effective field theory and the WMAP data». Physical Review D (Submitted manuscript). 71 (10): 77–115. Bibcode:2005PhRvD..71j3518C. arXiv:astro-ph/0412634Acessível livremente. doi:10.1103/PhysRevD.71.103518 
  15. ↑ Abbott, B. (2007). «Microwave (WMAP) All-Sky Survey». Hayden Planetarium. Consultado em 13 de janeiro de 2008. Arquivado do original em 13 de fevereiro de 2013 
  16. ↑ Gawiser, E.; Silk, J. (2000). «The cosmic microwave background radiation». Physics Reports. 333–334 (2000): 245–267. Bibcode:2000PhR...333..245G. CiteSeerX 10.1.1.588.3349Acessível livremente. arXiv:astro-ph/0002044Acessível livremente. doi:10.1016/S0370-1573(00)00025-9 
  17. ↑ Smoot, G. F. (2006). «Cosmic Microwave Background Radiation Anisotropies: Their Discovery and Utilization». Nobel Lecture. Nobel Foundation. Consultado em 22 de dezembro de 2008 
  18. ↑ Hobson, M.P.; Efstathiou, G.; Lasenby, A.N. (2006). General Relativity: An Introduction for Physicists. [S.l.]: Cambridge University Press. pp. 388. ISBN 978-0-521-82951-9  Verifique o valor de |url-access=limited (ajuda)
  19. ↑ Unsöld, A.; Bodo, B. (2002). The New Cosmos, An Introduction to Astronomy and Astrophysics 5th ed. [S.l.]: Springer-Verlag. p. 485. Bibcode:2001ncia.book.....U. ISBN 978-3-540-67877-9 
  20. ↑ «29. Cosmic Microwave Background: Particle Data Group P.A. Zyla (LBL, Berkeley) et al.» (PDF) 

Leitura adicional[editar | editar código-fonte]

  • Balbi, Amedeo (2008). The music of the big bang : the cosmic microwave background and the new cosmology. Berlin: Springer. ISBN 978-3-540-78726-6 
  • Durrer, Ruth (2008). The Cosmic Microwave Background. [S.l.]: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-84704-9 
  • Evans, Rhodri (2015). The Cosmic Microwave Background: How It Changed Our Understanding of the Universe (em inglês). [S.l.]: Springer. ISBN 978-3-319-09927-9 

Ligações externas[editar | editar código-fonte]

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