Pergunte a Ethan #89: A Idade das Trevas do Universo
Crédito da imagem: NASA.
Depois do CMB, antes das primeiras estrelas, não havia nada para ver. Ou havia?
[Se] não houvesse luz no universo e, portanto, nenhuma criatura com olhos, nunca saberíamos que estava escuro. Escuro seria sem significado. – C.S. Lewis
Na semana passada no Ask Ethan, respondemos onde, exatamente, o Fundo de Microondas Cósmica (CMB) é no Universo, com a resposta curta sendo, em todos os lugares ao mesmo tempo, mas emitido e liberado quando o Universo tinha apenas 380.000 anos. Esta semana, depois de examinar atentamente suas perguntas e sugestões , vi que Steve Limpus pediu o próximo passo na história, perguntando o seguinte:
Por favor, conte-nos a história da era após o CMB - a misteriosa 'Idade das Trevas'!
Gostaria de saber mais sobre o efeito da gravidade na expansão do universo durante esta época após a 'inflação' e o 'desacoplamento'; também as primeiras estrelas, e a formação de galáxias e buracos negros supermassivos?
No início e no presente, há uma tremenda quantidade de luz energética: luz que é visível aos nossos olhos e além. Mas havia um tempo intermediário - um Sombrio tempo – onde não havia nenhum.
Crédito da imagem: Bock et al., 2012, via SPIE Newsroom. DOI: 10.1117/2.1201202.004144.
Hoje, é claro, o Universo está cheio de estrutura, incluindo elementos pesados, moléculas orgânicas, luas, planetas e vida. Em escalas maiores e autoluminosas, temos estrelas, aglomerados de estrelas, galáxias, aglomerados de galáxias, supernovas, quasares e a vasta teia cósmica. Em praticamente qualquer direção, qualquer local no espaço que estejamos dispostos a olhar, encontraremos uma infinidade de objetos emissores de luz. Parece que eles são limitados apenas pelo tamanho de nossos telescópios e pela quantidade de tempo que passamos observando-os.
Se olharmos para trás, para a coisa mais distante que podemos ver, chegamos a uma única superfície em todas as direções: o Fundo Cósmico de Microondas.
Crédito da imagem: equipe científica da NASA / WMAP, via http://space.mit.edu/home/tegmark/wmap/ .
De volta aos estágios iniciais do Universo - no quente Big Bang - o Universo estava cheio de tudo o que era energeticamente possível produzir: fótons, matéria, antimatéria e, possivelmente, um hospedeiro inteiro ou partículas cuja existência permanece desconhecida para nós hoje . À medida que o Universo envelheceu, ele se expandiu, algo que continua a fazer ao longo do tempo, inclusive até os dias atuais. Quando o Universo se expande, ele também esfria, pois a quantidade de energia em um fóton é inversamente proporcional ao seu comprimento de onda: esticar comprimento de onda do fóton à medida que o Universo se expande e o fóton esfria.
Crédito da imagem: Pearson / Addison-Wesley, via Christopher Palma em http://www2.astro.psu.edu/users/cpalma/astro1h/class28.html .
Esse resfriamento significa que, em algum momento:
- torna-se frio o suficiente para que a criação espontânea de pares matéria-antimatéria cesse, o que significa que todo o excesso de antimatéria será aniquilado,
- torna-se frio o suficiente para que os núcleos atômicos - compostos de combinações de prótons e nêutrons - possam se formar sem serem imediatamente destruídos e, eventualmente,
- torna-se frio o suficiente para que átomos neutros possam se formar de forma estável, sem fótons energéticos suficientes para reionizá-los.
Este último passo é incrivelmente importante, porque quando o Universo passa por essa transição, ele passa de um plasma opaco e ionizado, onde os fótons se espalham constantemente dos elétrons, para um estado transparente, onde os fótons podem fluir livremente, sem impedimentos dos átomos neutros (principalmente invisíveis). .
Crédito das imagens: Amanda Yoho.
É daí que vem a superfície de última dispersão, ou CMB. Quando se forma pela primeira vez, está a uma temperatura de cerca de 2.940 K, firmemente a cor da luz vermelha. Ao longo dos próximos três milhões de anos, essa luz CMB mudará para o vermelho fora do visível , tornando-se exclusivamente infravermelho e, eventualmente, com o passar do tempo, luz de comprimento de onda de microondas. No entanto, a partir desse ponto – onde o Universo emite o CMB com 380.000 anos de idade – até a formação das primeiras estrelas dezenas de milhões de anos depois, não há nova luz no Universo criado que será visível para nós. Isso é o que é conhecido como a idade das trevas cósmica.
Crédito da imagem: NASA/WMAP.
A pergunta de Steve queria saber sobre muitas coisas, incluindo a formação de estrelas, galáxias e buracos negros. Tenho más notícias se você esperava por isso: é oficialmente no fim da idade das trevas, na era da segunda luz . Se o Big Bang anunciasse primeira luz , não há nova fonte até que você forme as primeiras estrelas, algo que não acontece até que o Universo tenha entre 50 e 100 milhões de anos. (Você pode ter ouvido um número de 550 milhões de anos, mas isso é para reionização do Universo, não para a formação das primeiras estrelas !)
Crédito da imagem: NASA, ESA e Hubble Heritage (STScI/AURA)-ESA/Hubble Collaboration; Agradecimento: R. O'Connell (Universidade da Virgínia) e o Comitê de Supervisão Científica do WFC3.
É somente depois que as primeiras estrelas se formam que obtemos os primeiros buracos negros (de suas mortes), os primeiros buracos negros supermassivos (de suas fusões), as primeiras galáxias (das fusões de muitos aglomerados de estrelas) e estruturas maiores mais tarde. Mas e aquele tempo intermediário, depois do CMB, mas antes das primeiras estrelas? Faz nada interessante acontecer?
Na verdade, existem duas respostas afirmativas para isso, sendo uma potencialmente muito mais interessante que a outra.
Crédito da imagem: equipe científica da NASA/WMAP.
1.) O crescimento gravitacional transforma superdensidades minúsculas, de 1 parte em 30.000, nos locais das primeiras estrelas do nosso Universo . Essas flutuações na CMB? Eles não são apenas belos padrões descobertos por satélites como COBE, Boomerang, WMAP e Planck. Esses pontos quentes (em vermelho) que você vê são, na verdade, regiões onde há um pouco menos matéria do que a média no Universo, enquanto os pontos frios (em azul) são regiões com um pouco mais de matéria do que a média. Por quê? Porque mesmo que o CMB seja o mesmo em todos os lugares, ele tem um buraco gravitacional para sair, e quanto mais matéria você tem, mais longe você tem que subir e, portanto, mais energia você perde ao sair.
Crédito da imagem: E. Siegel.
Esses pontos frios que você vê atraem cada vez mais matéria - eles crescem com o tempo - com a taxa de crescimento aumentando à medida que a matéria se torna mais importante e a radiação se torna menos importante. Quando o Universo tem 16 milhões de anos, as regiões superdensas típicas que você vê são dez vezes a magnitude que eles estavam na superfície da última dispersão. Os que eram 1 parte em 30.000 superdensos agora são 1 em 3.000; os que eram 1 em 10.000 agora são 1 em 1.000, e os ultra-raros, grandes flutuações, aqueles que poderiam ter sido 1 parte em 500 na época do CMB agora são 1- parte em 50 superdensa, ou 2% mais densa que a média. Com o passar do tempo, essas superdensidades continuam a crescer. Eventualmente, há um certo limite que muda tudo. Quando uma região superdensa atinge cerca de 168% da densidade média – ou se torna 68% superdensa – atinge a escala de não linearidade, o que significa que a acumulação gravitacional de matéria acelera rapidamente.
Imagem mostrando crescimento não linear em pequenas escalas cosmológicas. Crédito: Ângulo e outros . (2008) .
Depois de cruzar esse limite, você estará no caminho certo para formar estrelas; é provável que seja um processo de menos de 10 milhões de anos desde quando você atinge esse limite até que você tenha estrelas em seu núcleo. É por isso que pode levar muitas dezenas ou mesmo centenas de milhões de anos de idade das trevas antes que uma região do espaço atinja nem o dobro da densidade média do Universo, mas uma vez que chega lá, é apenas uma breve questão de tempo antes está iluminando as profundezas do espaço mais uma vez. A era de segunda luz estará então sobre nós, à medida que a idade das trevas, o único período de tempo em que não há luz visível no Universo, chega ao fim.
Crédito da imagem: E. Siegel, baseado no original de S.G. Djorgovski, Digital Media Center, Caltech.
Mas a idade das trevas do Universo não é totalmente , 100% escuro. Claro, não há luz visível ao redor, mas há um pouco de luz que é criada antes de você formar uma estrela, e é devido a uma das estruturas mais simples de todo o Universo: um átomo humilde, simples e neutro.
Crédito da imagem: APS/Alan Stonebraker.
2.) Esses átomos neutros - 92% dos quais são átomos de hidrogênio - liberam lentamente luz de comprimento de onda de rádio perfeitamente precisa, em um comprimento de onda de 21 cm . Você normalmente pensa no átomo de hidrogênio como um próton e um elétron, com o elétron leve orbitando o próton. Esta é uma imagem incrivelmente precisa, tão verdadeira hoje quanto há 100 anos, quando Niels Bohr desenvolveu seu modelo do átomo de hidrogênio. Mas uma das propriedades dos prótons e elétrons que muitas vezes ignoramos é de suma importância durante esses tempos sombrios: o fato de ambos terem uma rodar , ou um momento angular intrínseco.
Crédito da imagem: Swinburne University of Technology, via http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/S/Spin-flip+Transition .
Para simplificar, podemos modelar a propriedade do spin como sendo para cima ou para baixo e, portanto, se você tem um próton e um elétron ligados, você pode alinhá-los (para cima ou para baixo) ou anti-alinhados ( cima para baixo ou para baixo). Qual deles você forma é aleatório e depende do que os prótons e elétrons estavam fazendo quando você fez o hidrogênio: inicialmente cerca de 50% estão alinhados e 50% são anti-alinhados. Há uma pequena diferença de energia entre os dois estados – correspondendo à quantidade de energia em um fóton de 21 cm de comprimento de onda, ou 5.9 micro -elétron-Volts — mas a transição do estado de energia superior (alinhado) para o estado de energia inferior (antialinhado) é proibida pelas leis da mecânica quântica.
É apenas através de um processo incrivelmente raro, um transição levando uma média de 3,4 × 10^15 segundos (ou cerca de 11 milhões de anos), que um átomo alinhado pode se tornar um átomo anti-alinhado, emitindo esse fóton característico de 21 cm no processo.
Crédito da imagem: Pearson Education / Addison-Wesley, via Jim Brau da Universidade de Oregon, via http://pages.uoregon.edu/jimbrau/astr122-2009/Notes/Chapter18.html .
Essa transição spin-flip nunca foi observada em laboratório devido a essas longas vidas, mas foi descoberta astronomicamente em 1951 e é de incrível importância para mapear recursos onde a luz visível simplesmente não funciona. É, afinal, como mapeamos a estrutura espiral de nossa própria galáxia pela primeira vez, já que ver através da galáxia em luz visível é impossível devido à poeira em nossa galáxia. É também como medimos as curvas de rotação das galáxias além das distâncias onde as estrelas existem; a linha de 21 cm é uma ferramenta incrivelmente poderosa para a astronomia.
Crédito da imagem: Gianni Bernardi, através de sua palestra AIMS em http://www.slideshare.net/CosmoAIMS/cosmology-with-the-21cm-line .
Um dos objetivos da astronomia de próxima geração é construir um telescópio altamente sensível à linha de 21 cm, com a esperança de mapear o Universo durante a idade das trevas, algo que nunca foi feito. Isso estenderia nosso alcance além do que é visível, além da era da reionização e antes mesmo das primeiras estrelas que o Telescópio Espacial James Webb espera alcançar. Embora as eras das trevas possam ser apropriadamente nomeadas, temos a chance de iluminá-las através da luz mais fraca e de menor energia de todas, luz que literalmente ter dezenas de metros de comprimento devido ao desvio para o vermelho do Universo, o que significa que precisaremos de um telescópio pelo menos tão grande para vê-lo. Idealmente, seria algo como o telescópio Arecibo, mas no espaço, longe das fontes de rádio da Terra.
Crédito da imagem: cortesia do NAIC — Observatório de Arecibo, uma instalação da NSF.
Existem também outras possibilidades, uma das quais foi discutida por Amanda Yoho aqui . E essa é a história da idade das trevas cósmica! Obrigado por uma ótima pergunta, Steve, e se você tiver dúvidas ou sugestões para o próximo Ask Ethan, envie-os! A próxima coluna pode ser toda sua!
Deixe seus comentários em o fórum Starts With A Bang em Scienceblogs .
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