Pergunte a Ethan: O fundo de microondas cósmico desaparecerá?

Uma ilustração do fundo de radiação cósmica em vários desvios para o vermelho no Universo. Observe que o CMB não é apenas uma superfície que vem de um ponto, mas sim um banho de radiação que existe em todos os lugares ao mesmo tempo. (TERRA: NASA/BLUEEARTH; VIA LÁCtea: ESO/S. BRUNIER; CMB: NASA/WMAP)



À medida que o Universo envelhece, acabará por desaparecer completamente?


O primeiro sinal que já detectamos diretamente do Universo chega até nós logo após o Big Bang: quando o Universo tinha apenas 380.000 anos. Conhecido hoje como o Fundo de Microondas Cósmica, é alternativamente chamado de bola de fogo primitiva ou brilho remanescente do Big Bang. Foi uma previsão surpreendente que remonta a George Gamow na década de 1940, e chocou o mundo astronômico quando foi detectada diretamente na década de 1960. Nos últimos 55 anos, medimos suas propriedades primorosamente, aprendendo muito sobre o nosso Universo no processo. Mas estará sempre por perto? É isso que Jürgen Sörgel quer saber, perguntando:



O fundo cósmico em micro-ondas (CMB) foi gerado 380.000 anos após o big bang, quando o universo se tornou transparente. Os fótons que mediremos na próxima semana foram gerados um pouco mais distantes da posição que tínhamos naquela época em comparação com os fótons que medimos hoje. Nosso futuro é infinito, mas o universo no ano 380.000 era finito. Isso significa que chegará o dia em que [o] CMB desaparecerá?



É uma pergunta simples com uma resposta complexa. Vamos mergulhar no que sabemos.

Observados pela primeira vez por Vesto Slipher em 1917, alguns dos objetos que observamos mostram as assinaturas espectrais de absorção ou emissão de átomos, íons ou moléculas particulares, mas com um deslocamento sistemático para o extremo vermelho ou azul do espectro de luz. Quando combinados com as medições de distância do Hubble, esses dados deram origem à ideia inicial do Universo em expansão: quanto mais distante está uma galáxia, maior é o desvio para o vermelho da sua luz. (VESTO SLIPHER, (1917): PROC. AMER. PHIL. SOC., 56, 403)



Se nos voltarmos para o lado teórico, podemos entender de onde vem o Fundo Cósmico de Microondas. Quanto mais distante uma galáxia está de nós hoje, mais rápido ela parece estar se afastando de nós. A maneira como observamos isso é a mesma que cientistas como Vesto Slipher observaram há mais de 100 anos:



  • medimos a luz que vem de um objeto distante,
  • nós o dividimos em seus comprimentos de onda individuais,
  • identificamos conjuntos de linhas de emissão ou absorção que correspondem a átomos, íons ou moléculas específicos,
  • e medir se todos eles são sistematicamente deslocados, na mesma porcentagem, para comprimentos de onda mais curtos (mais azuis) ou mais longos (mais vermelhos).

Embora haja um pouco de aleatoriedade no movimento de cada galáxia individual – até alguns milhares de quilômetros por segundo, correspondendo aos puxões gravitacionais em cada galáxia pela matéria circundante – há uma tendência geral e inequívoca que emerge. Quanto mais distante uma galáxia está, maior a quantidade de sua luz é desviada para comprimentos de onda mais longos. Isso foi observado pela primeira vez na década de 1910 e foi uma das primeiras evidências em apoio à expansão do Universo.

À medida que o tecido do Universo se expande, os comprimentos de onda de qualquer radiação presente também serão esticados. Isso se aplica tanto às ondas gravitacionais quanto às ondas eletromagnéticas; qualquer forma de radiação tem seu comprimento de onda esticado (e perde energia) à medida que o Universo se expande. À medida que voltamos no tempo, a radiação deve aparecer com comprimentos de onda mais curtos, maiores energias e temperaturas mais altas. (E. SIEGEL / ALÉM DA GALÁXIA)



Embora muitos cientistas tenham aproveitado essa observação, o primeiro a juntar essa peça na estrutura que reconhecemos como o Big Bang moderno foi George Gamow. Na década de 1940, Gamow percebeu que um Universo que estava se expandindo hoje – onde a distância entre dois pontos está aumentando – deve ter sido não apenas menor no passado, mas também mais quente e mais denso. A razão é simples, mas ninguém mais havia juntado as peças até Gamow.

Um fóton, ou quantum de luz, é definido por seu comprimento de onda. A energia de um fóton individual é inversamente proporcional ao seu comprimento de onda: um fóton de comprimento de onda longo tem menos energia do que um fóton de comprimento de onda curto. Se você tem um fóton viajando pelo seu Universo e o Universo está se expandindo, então o espaço pelo qual o fóton está passando está se esticando, o que significa que o próprio fóton é esticado para comprimentos de onda mais longos e energias mais baixas. No passado, portanto, esses fótons devem ter comprimentos de onda mais curtos e energias mais altas, e energias mais altas significam temperaturas mais quentes e um Universo mais energético.



As escalas de tamanho, comprimento de onda e temperatura/energia que correspondem a várias partes do espectro eletromagnético. Você tem que ir para energias mais altas e comprimentos de onda mais curtos, para sondar as menores escalas. A luz ultravioleta é suficiente para ionizar os átomos, mas à medida que o Universo se expande, a luz é sistematicamente deslocada para temperaturas mais baixas e comprimentos de onda mais longos. (NASA / WIKIMEDIA COMMONS USUÁRIO INDUCTIVELOAD)



Gamow, em um salto de fé, extrapolou isso até onde podia imaginar. Em algum momento de sua extrapolação, ele percebeu que os fótons que existem no Universo teriam sido aquecidos a uma temperatura tão alta que um deles, de vez em quando, teria energia suficiente para ionizar átomos de hidrogênio: o tipo mais comum de átomo no universo. Quando um fóton atinge um átomo, ele interage com o elétron, seja elevando-o para um nível de energia mais alto ou – se tiver energia suficiente – chutando o elétron totalmente livre do átomo, ionizando-o.

Em outras palavras, deve ter havido um tempo no passado do Universo em que havia fótons de alta energia suficientes em comparação com ambos:



  • a quantidade de energia necessária para ionizar um átomo,
  • e o número de átomos que existem,

de modo que cada átomo foi ionizado. À medida que o Universo se expandiu e esfriou, no entanto, elétrons e íons continuam a se encontrar e a reformar átomos e, eventualmente, não havia fótons com energia suficiente para continuar ionizando-os. Nesse ponto, os átomos se tornam eletricamente neutros, os fótons não saltam mais dos elétrons livres e a luz que compõe o Fundo de Microondas Cósmica simplesmente viaja livremente pelo Universo, que continua a se expandir.

No universo quente e primitivo, antes da formação de átomos neutros, os fótons se espalham de elétrons (e, em menor grau, prótons) a uma taxa muito alta, transferindo momento quando o fazem. Depois que os átomos neutros se formam, devido ao resfriamento do Universo abaixo de um certo limiar crítico, os fótons simplesmente viajam em linha reta, afetados apenas no comprimento de onda pela expansão do espaço. (AMANDA YOHO)



Quando avançamos para hoje, 13,8 bilhões de anos depois, podemos realmente detectar esses fótons restantes. Quando esses átomos neutros se formaram, o Universo tinha menos de um bilionésimo do seu volume atual, e a temperatura dessa radiação de fundo estava em torno de 3.000 K: típico para a temperatura da superfície de uma estrela gigante vermelha. Após bilhões de anos de expansão cósmica, a temperatura dessa radiação é agora apenas 2,725 K: menos de três graus acima do zero absoluto.

E ainda assim, somos capazes de detectá-lo. Existem 411 fótons remanescentes do Big Bang que permeiam cada centímetro cúbico do espaço hoje. Os fótons que estamos detectando hoje foram emitidos apenas 380.000 anos após o Big Bang, viajaram pelo Universo por 13,8 bilhões de anos e finalmente estão chegando aos nossos telescópios agora. O CMB de amanhã pode parecer quase idêntico ao de hoje, mas seus fótons estão um dia-luz atrás.

Este desenho conceitual mostra uma concepção logarítmica do Universo. A parede vermelha mais distante corresponde à luz emitida a partir do momento em que os átomos do Universo se tornaram neutros e a radiação remanescente do Big Bang começou a viajar em linha reta. O CMB de ontem levou um dia a menos para chegar aos nossos olhos e se originou de um ponto um pouco mais próximo do que o de hoje, enquanto o CMB de amanhã levará um dia a mais e se originará de um ponto mais distante. Nós nunca vamos ficar sem CMB. (USUÁRIO DA WIKIPEDIA PABLO CARLOS BUDASSI)

Isso não significa que o CMB que estamos vendo hoje vai lavar sobre nós e depois desaparecer ! O que significa, em vez disso, é que a CMB que vemos hoje foi emitida há 13,8 bilhões de anos, quando essa porção do Universo atingiu 380.000 anos de idade. A CMB que veremos amanhã terá sido emitida há 13,8 bilhões de anos mais um dia atrás, quando essa porção do Universo atingiu 380.000 anos de idade. A luz que vemos é a luz que está chegando depois de viajar pelo Universo desde que foi emitida pela primeira vez, mas há uma percepção fundamental que precisa acompanhar isso.

O Big Bang – se pudéssemos de alguma forma sair do nosso Universo e vê-lo ocorrer – é um evento que ocorreu em todos os lugares do nosso Universo ao mesmo tempo. Ocorreu aqui, onde estamos, no mesmo instante em que ocorreu a 46 bilhões de anos-luz de distância em todas as direções, bem como em todos os lugares intermediários. Quando olhamos para a grande expansão cósmica, estamos olhando cada vez mais para trás no tempo. Não importa o quão longe olhemos ou o quanto o Universo se expanda, sempre haverá uma superfície que podemos ver, em todas as direções, onde o Universo está apenas agora atingindo 380.000 anos de idade.

O brilho remanescente do Big Bang, o CMB, não é uniforme, mas tem pequenas imperfeições e flutuações de temperatura na escala de algumas centenas de microkelvin. Embora isso desempenhe um grande papel nos últimos tempos, após o crescimento gravitacional, é importante lembrar que o Universo inicial e o Universo em grande escala hoje são apenas não uniformes em um nível inferior a 0,01%. O Planck detectou e mediu essas flutuações com maior precisão do que nunca e pode usar os padrões de flutuação que surgem para impor restrições à taxa de expansão e composição do Universo. (A COLABORAÇÃO ESA E PLANCK)

Em outras palavras, o Universo nunca ficará sem fótons para nós vermos. Sempre haverá um lugar distante, da nossa perspectiva, onde o Universo está primeiro formando átomos estáveis ​​e neutros. Nesse local, o Universo se torna transparente para os fótons de ~ 3.000 K que anteriormente se espalhavam dos íons (principalmente na forma de elétrons livres) que eram onipresentes, permitindo que eles simplesmente fluíssem livremente em todas as direções. O que observamos como o Fundo de Microondas Cósmica são os fótons emitidos desse local que estavam viajando em nossa direção naquele momento.

Depois de viajar pelo Universo por 13,8 bilhões de anos, eles finalmente estão chegando aos nossos olhos. Se avançarmos rapidamente no futuro, esses componentes da história ainda serão os mesmos, mas alguns aspectos importantes mudarão de maneira vital. À medida que o tempo passa, o Universo continuará a se expandir, o que significa que:

  • os fótons são esticados para comprimentos de onda mais longos,
  • significando que o CMB será mais frio,
  • haverá uma menor densidade de fótons,
  • e o padrão específico de flutuações que vemos começará a mudar lentamente ao longo do tempo.

As regiões superdensas, médias e subdensas que existiam quando o Universo tinha apenas 380.000 anos agora correspondem a pontos frios, médios e quentes na CMB, que por sua vez foram gerados pela inflação. Essas regiões são tridimensionais por natureza e, quando o Universo se expandir o suficiente, essa superfície bidimensional parecerá mudar de temperatura ao longo do tempo. (E. SIEGEL / ALÉM DA GALÁXIA)

O que vemos como CMB, hoje, consiste em pontos quentes e pontos frios que correspondem a regiões do espaço que são um pouco menos densas ou mais densas que a média cósmica, embora por uma quantidade minúscula: cerca de 1 parte em 30.000. Essas regiões superdensas e subdensas têm um tamanho finito e específico para elas e, eventualmente, essas regiões estarão na frente do CMB, em vez do ponto de origem do CMB que vemos. Se esperarmos tempo suficiente – e tempo suficiente é pelo menos centenas de milhões de anos de onde estamos atualmente – veremos uma CMB inteiramente estrangeira.

Mas não vai desaparecer completamente. Em algum momento, um observador hipotético que ainda está por perto precisará usar ondas de rádio para detectar o brilho restante do Big Bang, pois a radiação se estenderá tão severamente que se deslocará para o vermelho da porção de microondas do espectro para o rádio. Teremos que construir antenas de rádio ainda mais sensíveis, pois a densidade numérica de fótons cairá de centenas por centímetro cúbico para menos de 1 por metro cúbico. Precisaremos de antenas maiores para detectar esses fótons de comprimento de onda longo e coletar luz suficiente para identificar esse sinal antigo.

Penzias e Wilson na Antena Holmdel Horn de 15 m, que primeiro detectou o CMB. Embora muitas fontes possam produzir fundos de radiação de baixa energia, as propriedades do CMB confirmam sua origem cósmica. À medida que o tempo passa e o brilho remanescente do Big Bang continua a se deslocar para o vermelho, telescópios maiores sensíveis a comprimentos de onda mais longos e densidades de número menores de fótons serão necessários para detectá-lo. (NASA)

No entanto, o brilho remanescente do Big Bang nunca desaparecerá completamente. Não importa o quanto extrapolemos para o futuro, mesmo que a densidade de fótons e a energia por fóton continuem a cair, um detector grande o suficiente, sensível o suficiente, sintonizado no comprimento de onda certo, sempre pode identificá-lo.

Em algum momento, é claro, isso se torna totalmente impraticável. Quando o comprimento de onda de um fóton remanescente do Big Bang se torna maior que um planeta, ou a densidade espacial dos fótons se torna menor que 1 por sistema solar, parece implausível que construamos um detector capaz de medi-lo. Em escalas de tempo cósmicas suficientemente longas, a densidade numérica de partículas – tanto partículas de matéria quanto fótons – bem como a energia por fóton que observamos, ambas assíntotas em direção a zero.

Mas a taxa na qual vai para zero é lenta o suficiente para que, enquanto estivermos falando de um período finito de tempo após o Big Bang, mesmo que seja um tempo arbitrariamente longo, sempre seremos capazes de projetar, em pelo menos em teoria, um detector suficientemente grande para revelar nossas origens cósmicas.

A galáxia mais solitária do Universo, que não tem outras galáxias em sua vizinhança por 100 milhões de anos-luz em qualquer direção. No futuro distante, qualquer que seja o nosso Grupo Local se fundir será a única galáxia ao redor por bilhões e bilhões de anos-luz. Nos faltarão as pistas que nos ensinaram até mesmo a procurar a CMB. (ESA/HUBBLE & NASA E N. GORIN (STSCI); AGRADECIMENTOS: JUDY SCHMIDT)

O maior quebra-cabeça existencial sobre tudo isso, no entanto, é este: se criaturas como nós viesse a existir centenas de bilhões de anos (ou mais) a partir de agora, como eles saberiam procurar esse brilho remanescente de um Big Bang? A única razão pela qual pensamos em procurá-lo é porque tínhamos evidências, em todos os lugares que olhávamos, de um Universo em expansão. Mas em um futuro muito distante, esse não será o caso! A energia escura está atualmente separando o Universo, e enquanto a Via Láctea, Andrômeda e o resto do Grupo Local permanecerem unidos, todas as galáxias, grupos de galáxias e aglomerados de galáxias além de ~ 3 milhões de anos-luz de distância serão afastados. pela expansão do Universo.

Daqui a 100 bilhões de anos, a galáxia mais próxima estará inobservavelmente distante; nenhum telescópio óptico ou mesmo infravermelho existente hoje seria capaz de ver uma única galáxia além da nossa. Sem essa pista para guiar uma civilização, como eles saberiam procurar um brilho ultra-fraco e remanescente? Como eles poderiam supor que nosso Universo surgiu de um passado quente, denso, uniforme e em rápida expansão? Pode ser que a única razão pela qual determinamos nossas origens cósmicas seja porque viemos à existência tão cedo na história do Universo. Os sinais mudarão e se tornarão mais difíceis de detectar, com certeza, mas mesmo que não desapareçam, as civilizações futuras não terão as mesmas pistas que nós. De certa forma, nós realmente somos os cósmicos afortunados.


Envie suas perguntas Ask Ethan para beginwithabang no gmail ponto com !

Começa com um estrondo é agora na Forbes , e republicado no Medium com um atraso de 7 dias. Ethan é autor de dois livros, Além da Galáxia , e Treknology: A ciência de Star Trek de Tricorders a Warp Drive .

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