Radiação cósmica de fundo

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Imagem WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe) da anisotropia da radiação cósmica de fundo. (Março de 2006)

Em Cosmologia, a radiação cósmica de fundo é uma forma de radiação eletromagnética 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. Ela tem um espectro térmico de corpo negro na faixa de microondas. A maior parte dos cosmologistas consideram a radiação cósmica de fundo como a melhor evidência para o modelo do Big Bang de criação do universo.

Penzias e Wilson receberam o Nobel de Física em 1978 por essa descoberta.

[editar] Características

A radiação cósmica de fundo é um espectro térmico de radiação de corpo negro de 2,725 kelvin 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.^[1] O Far-Infrared Absolute Spectrophotometer (FIRAS), 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.^[2]

A radiação cósmica de fundo é uma predição do Big Bang. Na teoria, o universo inicial era composto de 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 combinarem-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. O 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.^[3]

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. 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.^[4] 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.^[5]

[editar] 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 5 K.^[6] 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 a predições completamente diferentes se a Terra estivesse localizada em um outro lugar do Universo.^[7]

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. ^[8]. 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 3,5 K 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)."^[9] Uma reunião entre as equipes de Princeton e Holmdel determinou que o ruído da antena era devido efetivamente à radiação cósmica de fundo. Penzias e Wilson receberam o Prêmio Nobel de Física de 1978 pela descoberta.

Melhoramentos sucessivos das observações das anisotropias (ou flutuações) da radiação cósmica de fundo

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 lue 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 2 K."^[10] 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.^[11] Rashid Sunyaev mais tarde calculou a marca observável que essas heterogeneidades teriam na radiação cósmica de fundo.^[12] 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.^[13]

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.^[14]. 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).^[15]. 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.

[editar] Referências

↑ Isso ignora a anisotropia dipolar, que é devida ao efeito Doppler da radiação de fundo causado pela nossa velocidade relativa ao resto do cosmos. Essa característica é consistente com o movimento da Terra a 380 km/s em direção da constelação de Virgo.
↑ D. J. Fixen et al., "The Cosmic Microwave Background Spectrum from the full COBE FIRAS data set", Astrophysical Journal 473, 576–587 (1996).
↑ A densidade de energia de um espectro de corpo negro é $\pi k_B^2T^4/15(\hbar c)^3$ , onde T é a temperatura, 'k_B é a constante de Boltzmann, $\hbar$ é a constante de Planck e c a velocidade da luz no vácuo. Isso pode ser relacionado à densidade crítica do universo através dos parametros do modelo Lambda-CDM.
↑ Astrophysical Journal Supplement, 148 (2003). Em particular, G. Hinshaw et al. "First-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: the angular power spectrum", 135–159.
↑ D. N. Spergel et al., "First-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: determination of cosmological parameters", Astrophysical Journal Supplement 148, 175–194 (2003).
↑ G. Gamow, "The Origin of Elements and the Separation of Galaxies," Physical Review 74 (1948), 505. G. Gamow, "The evolution of the universe", Nature 162 (1948), 680. R. A. Alpher and R. Herman, "On the Relative Abundance of the Elements," Physical Review 74 (1948), 1577.
↑ A. K. T. Assis, M. C. D. Neves, "History of the 2.7 K Temperature Prior to Penzias and Wilson," (1995, PDF | HTML) mas veja também N. Wright, "Eddington did not predict the CMB", [1].
↑ 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.
↑ A. A. Penzias and R. W. Wilson, "A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s," Astrophysical Journal 142 (1965), 419. R. H. Dicke, P. J. E. Peebles, P. G. Roll and D. T. Wilkinson, "Cosmic Black-Body Radiation," Astrophysical Journal 142 (1965), 414. A história é contada em P. J. E. Peebles, Principles of physical cosmology (Princeton Univ. Pr., Princeton 1993).
↑ A. McKellar, Publ. Dominion Astrophys. Obs. 7, 251.
↑ E. R. Harrison, "Fluctuations at the threshold of classical cosmology," Phys. Rev. D1 (1970), 2726. P. J. E. Peebles and J. T. Yu, "Primeval adiabatic perturbation in an expanding universe," Astrophysical Journal 162 (1970), 815. Ya. B. Zel'dovich, "A hypothesis, unifying the structure and entropy of the universe," Monthly Notices of the Royal Astronomical Society 160 (1972).
↑ R. A. Sunyaev, "Fluctuations of the microwave background radiation," in Large Scale Structure of the Universe ed. M. S. Longair and J. Einasto, 393. Dordrecht: Reidel 1978. 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, acima.
↑ G. F. Smoot et al. "Stucture in the COBE DMR first year maps", Astrophysical Journal 396 L1–L5 (1992). C. L. Bennett et al. "Four year COBE DMR cosmic microwave background observations: maps and basic results.", Astrophysical Journal 464 L1–L4 (1996).
↑ A. D. Miller et al., "A measurement of the angular power spectrum of the cosmic microwave background from l = 100 to 400", Astrophysical Journal 524, L1–L4 (1999). A. E. Lange et al., "Cosmological parameters from the first results of Boomerang". P. de Bernardis et al., "A flat universe from high-resolution maps of the cosmic microwave background", Nature 404, 955 (2000). S. Hanany et al. "MAXIMA-1: A measurement of the cosmic microwave background anisotropy on angular scales of 10'-5°", Astrophysical Journal 545 L5–L9 (2000).
↑ J. Kovac et al., "Detection of polarization in the cosmic microwave background using DASI", Nature 420, 772-787 (2002).