Radiação Cósmica de Fundo - I

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 galáctica.

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.

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.