Pergunte a Ethan #88: Onde está o fundo de microondas cósmico?
Crédito da imagem: equipe científica da NASA / WMAP, via http://space.mit.edu/home/tegmark/wmap/.
É a luz mais antiga e distante que já vimos. Mas onde, exatamente, está?
Dizem-nos para deixar nossa luz brilhar e, se isso acontecer, não precisaremos contar a ninguém. Os faróis não disparam canhões para chamar a atenção para o seu brilho - eles apenas brilham. – Dwight L. Moody
Quando você olha para o Universo distante, também está olhando para trás no tempo, graças ao fato de que a velocidade da luz – embora enorme – é finita. Então, se você olhar para trás, para a coisa mais distante que puder ver, na primeira luz visível ao nosso equipamento, você chegará algo . No caso do nosso Universo, até onde sabemos, esse é o brilho remanescente do Big Bang: o fundo cósmico em micro-ondas (CMB) . Todos vocês enviaram um grande conjunto de perguntas e sugestões esta semana para Ask Ethan , mas optei por responder à pergunta de David English, pois ele quer saber:
Vemos uma imagem popular da CMB como um globo. Está tudo em nossa volta. Entendo que o CMB é a imagem mais antiga do universo que temos. Como olhamos para trás no tempo ao ver objetos distantes, o CMB é logicamente a coisa mais distante que podemos ver. Isso sugeriria que o CMB é o fim do universo, mas sabemos que isso não é verdade. O espaço continua infinitamente, até onde sabemos, e sabemos que não vimos seu limite. Então, onde está o CMB que fotografamos se não na borda do universo?
Vamos começar com o próprio Big Bang, para que possamos colocar o CMB em perspectiva e partir daí.
Crédito da imagem: Bock et al., 2012, via SPIE Newsroom. DOI: 10.1117/2.1201202.004144.
Quando o Big Bang quente começou – após um período de inflação cósmica que durou um período de tempo indeterminado – o Universo tinha as seguintes propriedades:
- Era grande: provavelmente muito, muito maior (pelo menos por fatores de muitas centenas) do que a parte dele que compõe nosso Universo observável.
- Era incrivelmente uniforme – da mesma densidade de energia em todos os lugares – para melhor do que 1 parte em 10.000 em média.
- Estava tremendamente quente. Pegue as energias mais altas alcançadas no Grande Colisor de Hádrons e aumente-as em pelo menos um fator de 10.000.000; tão quente.
- Não estava apenas quente, mas denso também. As densidades de radiação, matéria e antimatéria eram trilhões e trilhões de vezes mais densas que um núcleo de urânio.
- E também, estava se expandindo incrivelmente rápido, esfriando à medida que se expandia.
Esse foi o Universo com o qual começamos. Esse foi o nosso passado, cerca de 13,8 bilhões de anos atrás.
Crédito da imagem: Laboratório Nacional de Brookhaven.
Mas à medida que o Universo se expandia e esfriava, algumas coisas incríveis aconteceram em nossa história cósmica , e aconteceram em todos os lugares de uma vez só. Os pares matéria/antimatéria instáveis seriam aniquilados quando o Universo esfriasse abaixo da temperatura necessária para produzi-los espontaneamente. Eventualmente, ficamos com apenas uma pequena quantidade de matéria , que de alguma forma foi produzido em excesso sobre a antimatéria.
Crédito da imagem: E. Siegel.
À medida que as temperaturas continuassem a esfriar, a fusão nuclear ocorreria entre os prótons e os nêutrons, dando origem a elementos mais pesados. Embora tenha levado uma quantidade significativa de tempo – entre três e quatro minutos (uma vida inteira no Universo primitivo) – para a formação do deutério, o primeiro passo (um próton e um nêutron fazem um deutério) em todas as reações nucleares em cadeia, para ocorrer, uma vez que isso aconteça, acabamos com quantidades significativas de hélio, além de hidrogênio, bem como vestígios de lítio.
Os primeiros elementos pesados do Universo são formados aqui, em meio a um mar de neutrinos, fótons e elétrons ionizados.
Crédito da imagem: E. Siegel.
Agora, são necessárias energias da ordem de muitos MeV (ou Mega -electron-Volts) para fundir elementos leves em mais pesados, mas se você quiser formar átomos neutros? Você precisa que suas energias caiam abaixo de apenas alguns eV (ou elétron-volts), cerca de um fator de um milhão menor em temperatura.
Formar átomos neutros é incrivelmente importante se você quiser ver o que está acontecendo, porque não importa quanta luz você tenha, se você tiver um monte de elétrons densos e livres flutuando, essa luz vai se espalhar desses elétrons através de um processo conhecido como espalhamento de Thomson (ou, para altas energias, Compton).
Crédito das imagens: Amanda Yoho.
Contanto que você tenha uma densidade alta o suficiente de elétrons livres, toda essa luz, praticamente independentemente da energia, vai saltar, trocando energia e tendo qualquer informação codificada destruída (ou, mais precisamente, randomizada) por essas colisões. Então, até que você forme átomos neutros e bloqueie esses elétrons livres para que os fótons possam viajar sem impedimentos, você não pode ver nada. (Não com luz, de qualquer maneira.)
Acontece que o Universo precisa esfriar abaixo de uma temperatura de cerca de 3.000 Kelvin para que isso aconteça. Há muito mais fótons do que elétrons (por cerca de um fator de um bilhão) que você precisa atingir essas temperaturas insanamente baixas apenas para que os fótons de maior energia – um em um bilhão que tenha energia suficiente para ionizar o hidrogênio – mergulhar abaixo desse limiar de energia crítica. Quando isso ocorre, o Universo tem cerca de 380.000 anos, e o processo em si leva um pouco mais de 100.000 anos no total para acontecer.
Crédito da imagem: Wayne Hu, via http://background.uchicago.edu/~whu/physics/aux/secondary.html .
Agora, isso acontece em todos os lugares de uma só vez, gradualmente (como acabamos de abordar), com toda a luz do Universo finalmente livre para fluir para fora, na velocidade da luz, em todas as direções. O CMB foi emitido quando o Universo tinha cerca de 380.000 anos, e não era luz de microondas quando foi emitida: era infravermelho, com partes dele quentes o suficiente para serem visíveis como luz avermelhada aos olhos humanos, se houvesse havia qualquer humano ao redor na época.
Na verdade, temos evidências suficientes de que a temperatura do CMB foi mais quente no passado; à medida que olhamos para redshifts cada vez mais altos, vemos exatamente esse efeito.
Crédito da imagem: P. Noterdaeme, P. Petitjean, R. Srianand, C. Ledoux e S. López, (2011). Astronomia e Astrofísica, 526, L7.
Extrapolando todo o caminho de volta do que observamos hoje, um fundo de 2,725 K que foi emitido a partir de um desvio para o vermelho de z = 1089, descobrimos que quando o CMB foi emitido pela primeira vez, ele tinha uma temperatura de cerca de 2.940 K. O CMB não está em a borda do Universo, mas sim representar a borda do que podemos ver, visualmente.
Quando olhamos para o CMB, encontramos flutuações nele também: as regiões de superdensidade (que são codificadas em azul, ou mais frias) e subdensidade (que são codificadas em vermelho, ou mais quentes), que representam os pequenos desvios da uniformidade perfeita.
Crédito da imagem: ESA e a Colaboração Planck.
Crédito da imagem: Planck Colaboração: P. A. R. Ade et al., 2013, A&A.
Isso é bom, por dois motivos:
- Essas flutuações foram previstas pela inflação e foram previstas como invariantes em escala. Isso foi na década de 1980; a observação e confirmação dessas flutuações por satélites nos anos 90 (COBE), 00 (WMAP) e 10 (Planck) verificaram o que a inflação dita.
- Essas flutuações, de regiões superdensas e subdensas, são necessário para dar origem aos padrões de estrutura em grande escala – estrelas, galáxias, grupos, aglomerados e filamentos – todos separados por vastos vazios cósmicos.
Sem essas flutuações, nunca teríamos um Universo que corresponda ao que observamos ser o nosso.
E, no entanto, embora a luz do CMB sempre se origine de quando o Universo tinha 380.000 anos, a luz que nós observemos , aqui na Terra, está em constante mudança. Veja bem, o Universo tem cerca de 13,8 bilhões de anos e, embora os dinossauros – se eles construíssem micro-ondas / radiotelescópios – pudessem observar o CMB por si mesmos, teria sido um pouco diferente.
Crédito da imagem: ESA e a colaboração do Planck, de um CMB simulado.
Teria sido alguns miliKelvin mais quente, porque o Universo era mais jovem há algumas centenas de milhões de anos, mas, mais importante, os padrões nas flutuações teriam sido inteiramente diferente do padrão que vemos hoje. Não estatisticamente, lembre-se: a magnitude geral e o espectro de pontos quentes e frios seriam extremamente semelhantes (dentro dos limites de variação cósmica ) ao que vemos hoje. Mas especificamente , o que é quente hoje e frio hoje não teria relação com o que é quente ou frio mesmo há cem ou duzentos mil anos, muito menos centenas de milhões.
Créditos da imagem: Terra: NASA/BlueEarth; Via Láctea: ESO/S. Brunier; CMB: NASA/WMAP.
Quando olhamos para o Universo, o CMB está lá, em todos os lugares, em todas as direções. Está lá para todos os observadores em todos os locais, sendo constantemente irradiado para todos do que elas observar como a superfície do último espalhamento. Se esperássemos o suficiente, veríamos não apenas um instantâneo do Universo como ele era em sua infância, mas um filme , que nos permitiu mapear as superdensidades e subdensidades em três dimensões com o passar do tempo! Em teoria, podemos medir isso no futuro, à medida que o fundo de micro-ondas cai na porção de rádio do espectro, à medida que as densidades de fótons caem de cerca de 411 por centímetro cúbico para dezenas, para um dígito, até o fim. para milionésimos da densidade de hoje. A radiação ainda estará lá, enquanto estivermos por perto para construir telescópios grandes e sensíveis o suficiente para detectá-la.
Portanto, o CMB não é o fim do Universo, mas sim o limite do que podemos ver, tanto em termos de distância (até onde podemos ir) quanto em termos de tempo (até onde podemos ir). Mas, teoricamente, há uma esperança que temos de poder voltar ainda mais longe.
Crédito da imagem: Christian Spiering, European Physics Journal H, 2012, via http://arxiv.org/abs/1207.4952 .
Você vê, enquanto luz está limitada a esta idade de 380.000 anos do Universo, a neutrinos (e antineutrinos) criados no Big Bang foram transmitidos virtualmente sem perturbações desde que o Universo estava entre um e três segundos velho! Se pudermos construir um detector sensível o suficiente para medir e mapear diretamente esse fundo de neutrinos cósmicos (CNB), podemos voltar ainda mais longe: ordens de magnitude mais próximas da origem do Big Bang quente no tempo. Isso é incrivelmente de baixa energia - atingiu o pico de algumas centenas micro -electron-Volts — mas deveria existir. Está simplesmente esperando que descubramos como encontrá-lo.
Então, David, não é a borda do Universo que estamos vendo, e nem é a coisa mais distante lá é ver. É apenas – com as limitações atuais de nossa tecnologia e know-how – a coisa mais distante que sabemos ver agora. E está constantemente ficando cada vez mais longe. À medida que o Universo continua a envelhecer, estamos simplesmente olhando cada vez mais fundo para o passado. Como Matthew McConaughey disse uma vez infame…
Crédito da imagem: Atordoado e confuso.
Eu envelheço, eles ficam da mesma idade.
Assim vale para o Universo também: envelhecemos, mas o CMB continua com a mesma idade.
Obrigado por uma ótima pergunta, David, e espero que você tenha gostado da retrospectiva, até onde sabemos como olhar no presente. Se você tem um ideia, pergunta ou sugestão para Ask Ethan, vá em frente e envie a sua hoje . Escolhemos uma entrada nova e fresca a cada semana, e você nunca sabe: a próxima pode ser sua!
Deixe seus comentários em o fórum Starts With A Bang em Scienceblogs .
Compartilhar:
