CMB Parte 1: A arma fumegante do Big Bang
Como o fundo de microondas cósmico - o brilho de radiação restante do Big Bang - continua a lançar luz sobre o nascimento do nosso Universo.
Crédito da imagem: ESA e a Colaboração Planck.
O anúncio de os resultados do BICEP2 , que mostrou a primeira evidência de que as ondas gravitacionais podem ter sido geradas em nosso Universo primitivo, também gerou muito interesse em cosmologia entre cientistas e não cientistas. O Fundo de Microondas Cósmica (CMB), o chamado brilho posterior do big bang, pode se tornar polarizado de uma maneira particular por ondas gravitacionais, e foi esse sinal de polarização que o BICEP2 observou de sua localização no pólo sul. Mas o satélite Planck foi o experimento mais recente a pesar, mostrando que uma fração significativa do resultado do BICEP2 pode ter sido devido não a ondas gravitacionais, mas a observações de poeira próxima que obscurecem o próprio Fundo de Microondas Cósmica.
Precisaremos esperar por mais dados, tanto de uma futura colaboração entre BICEP2 e Planck, quanto de outros experimentos, para quantificar o quanto a poeira pode ter se mascarado como um sinal de onda gravitacional. Uma coisa é certa: blogs de ciência e sites de notícias manterão sua atenção focada em quaisquer novas descobertas. Este explicador é uma tentativa de ajudar a colocar esses futuros artigos sobre novas pesquisas no campo da cosmologia da CMB em algum contexto, começando com a ciência básica por trás do que é a CMB, como ela foi formada e o que ela pode nos dizer. O foco principal aqui será no intensidade da CMB (que chamamos de temperatura), e em um artigo futuro falarei mais sobre polarização.
História
A primeira detecção do CMB em 1964 foi um acidente. Arno Penzias e Robert Wilson estavam trabalhando em um experimento no Bell Labs usando satélites de balão como refletores para transmitir comunicações de micro-ondas de um ponto da Terra para outro. Para isso, eles precisavam entender qualquer possível ruído que pudesse contaminar suas medições. Eles fizeram um excelente trabalho de contabilização de todos eles, exceto um: o fundo uniforme de radiação de microondas de 2,73 Kelvin (-450 graus Fahrenheit) que acabou se originando de 380.000 anos após o big bang.
Horn Antenna-in Holmdel, New Jersey pela NASA — Ótimas imagens na descrição da NASA. Licenciado sob domínio público via Wikimedia Commons.
Desde aquela detecção inicial por Arno Penzias e Robert Wilson (pela qual ganharam o Prêmio Nobel de Física em 1978), vários experimentos aqui na Terra e no espaço mediram o CMB com precisão crescente. Em 1992, o Cosmic Background Explorer (CoBE) mostrou as primeiras observações das anisotropias de temperatura CMB – pequenas mudanças na temperatura que são 100.000 vezes menores do que a média de fundo uniforme de 2,73 Kelvin. O Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) expandiu nosso conhecimento completo dessas anisotropias de temperatura em 2003 e, em 2013, o Planck nos deu nossa medição mais precisa até o momento. Essas melhorias contínuas mediram não apenas detalhes de temperatura cada vez mais finos, mas também escalas angulares progressivamente menores.
Crédito da imagem: NASA / WMAP Science Team.
O que é o CMB?
Antes da formação do CMB, os componentes comuns do Universo eram limitados principalmente à luz (também chamados de fótons), núcleos de hidrogênio e hélio e elétrons livres. (Sim, também havia neutrinos e matéria escura, mas isso é uma história para outra hora.) Como os elétrons livres são carregados negativamente, eles interagem com fótons por meio de um processo chamado Espalhamento de Thomson . Se um fóton e um elétron se cruzarem, eles se chocarão como duas bolas de bilhar. Durante esta época, os fótons tinham um muito de energia, e a temperatura média do Universo neste momento era superior a 3000 Kelvin. A alta temperatura é exatamente o que manteve os elétrons livres, já que os fótons tinham uma energia maior que a dos átomos energia de ionização : a quantidade de energia necessária para arrancar um elétron de um núcleo. Em vez de permitir que eles permaneçam ligados aos núcleos de hidrogênio e hélio carregados positivamente para formar átomos neutros, os fótons energéticos liberariam um elétron no momento em que se combinassem com um núcleo.
Crédito das imagens: Amanda Yoho.
Esses dois efeitos, fótons garantindo que todos os núcleos permaneçam ionizados e fótons interagindo frequentemente com elétrons, levam a consequências importantes. A alta taxa de interação significa que um fóton não pode viajar muito antes de ricochetear em um elétron e mudar de direção. Pense em dirigir em uma névoa espessa, onde os faróis de um carro à sua frente estão obscurecidos porque a luz de cada lâmpada se espalha pelas moléculas de água intermediárias. Isto é o que está acontecendo no Universo antes da formação do CMB – a luz próxima é completamente obscurecida pela névoa de elétrons livres (geralmente os artigos se referem a esse período como o Universo sendo opaco). A combinação de opacidade e espalhamento de Thomson é o que dá ao CMB seus 2,73 K uniformes em todas as direções.
Crédito da imagem: ESA e a Colaboração Planck; Equipe Científica da NASA/WMAP. Através da http://www.esa.int/spaceinimages/Images/2013/03/Planck_WMAP_comparison .
Também sabemos que deve haver pequenas flutuações em torno da temperatura uniforme da CMB, uma vez que as altas taxas de interação significam que para onde a matéria do Universo vai, os fótons também irão. Você pode ouvir com frequência que o CMB pode nos fornecer informações sobre o conteúdo de matéria escura do Universo, ou que os padrões quentes e frios nos mapas do CMB correspondem a áreas sub e super densas, e é por isso. A matéria escura não interage regularmente com a matéria comum, por isso é capaz de se aglomerar em áreas densas enquanto os fótons ainda estão presos na névoa de elétrons livres. A atração gravitacional dos aglomerados de matéria escura aproxima os núcleos e os elétrons, que trazem os fótons junto com eles.
Portanto, as flutuações de temperatura dos fótons que observamos na CMB são marcadores diretos de onde a matéria estava localizada há mais de 13 bilhões de anos. (Se o fato de os cosmólogos terem sido capazes de observar o CMB não for suficientemente impressionante, as flutuações de temperatura observadas são 100.000 vezes menores do que o fundo uniforme de 2,73 Kelvin: na escala de micro Kelvins !)
Crédito da imagem: Amanda Yoho.
Ao mesmo tempo, o próprio espaço estava se expandindo, fazendo com que o comprimento de onda dos fótons fosse esticado junto com ele. A energia de um fóton está relacionada ao seu comprimento de onda, então um comprimento de onda maior significa menos energia. Eventualmente, a expansão do espaço estica o comprimento de onda do fóton o suficiente para que a energia do fóton caia abaixo da energia de ionização necessária para manter os elétrons livres. Assim que isso acontece, os elétrons se combinam com os núcleos para produzir hidrogênio neutro e hélio (entre algumas outras coisas) e os fótons de repente são capazes de fluir para fora, sem impedimentos.
Crédito da imagem: Amanda Yoho.
O ponto em que os átomos neutros se formam é conhecido como recombinação, e muitas vezes isso é descrito como o Universo se tornando transparente. Como os fótons estão agora fora da névoa de elétrons livres, eles podem viajar ininterruptamente em direção ao que eventualmente se tornará a Terra e nossos detectores CMB! Há um breve momento entre fótons e elétrons se espalhando (Universo sendo opaco) e átomos neutros se formando (Universo se tornando transparente) que é conhecido como o superfície do último espalhamento. Este breve momento é exatamente a imagem que a CMB está nos mostrando. Como o Universo era opaco antes da superfície da última dispersão, literalmente não podemos ver nada antes do tempo da CMB usando detectores ópticos.
Mas e essas tramas?
A melhor forma de obter as informações contidas nos mapas da CMB que temos é computando sua espectro de força, e é provável que você tenha visto pelo menos um em um artigo popular sobre o assunto. A conexão entre os pontos quentes e frios que observamos pode parecer um exagero, mas na verdade é bem simples.
Para entender qual é a conexão, primeiro nos concentraremos em um padrão de onda simples. Qualquer onda suave irregular que você vê ou pode desenhar tem uma propriedade matemática importante: pode ser escrita como uma soma de muitos padrões de ondas regulares diferentes com frequências específicas e intensidades diferentes. A própria onda está em espaço real, significando que podemos plotá-lo em um eixo x e y. Mas também podemos descrever exatamente a mesma onda em espaço harmônico , o que significa que plotamos as frequências necessárias na soma para descrever o original como uma função de quão forte cada frequência individual deve ser. O gif abaixo faz um excelente trabalho mostrando a conexão entre um padrão de onda, como ele pode ser dividido em uma soma de muitas frequências diferentes e como isso se relaciona com o gráfico do espaço harmônico. Para pessoas com um pouco mais de conhecimento básico de matemática, isso é simplesmente uma transformação de Fourier.
Crédito da imagem: Domínios de tempo e frequência da transformada de Fourier (pequeno) de Lucas V. Barbosa — Trabalho próprio. Licenciado sob domínio público via Wikimedia Commons.
Além de falar de uma onda feita de uma única linha, podemos falar de uma onda em uma superfície. Isso é exatamente o que a imagem do CMB é – um padrão de pontos quentes (picos) e pontos frios (calhas) impressos na superfície do último espalhamento. Em vez de mostrar uma imagem das flutuações de temperatura do CMB, podemos escrevê-la como uma soma de muitos padrões diferentes, cada um correspondendo a um modo ou multipolar.
Crédito da imagem: Amanda Yoho.
Os gráficos do espectro de potência do CMB que você vê informam o quão forte cada modo individual deve ser, de modo que, quando somados, eles reproduzem a imagem total do CMB.
Crédito da imagem: ESA and the Planck Collaboration, via http://www.esa.int/spaceinimages/Images/2013/03/Planck_Power_Spectrum .
A coisa brilhante sobre os espectros de energia para a cosmologia é que podemos fazer previsões de como deve ser com base nas propriedades que achamos que o Universo tem. O modelo padrão para cosmologia é chamado LambdaCDM, para Lambda (Dark Energy) Cold Dark Matter, e se encaixa no espectro de potência de temperatura CMB notavelmente bem para a maioria dos multipolos. Os menores multipolos (que correspondem a grandes distâncias no céu) parecem apresentar algumas peculiaridades, e muitos desses problemas têm foi resumido muito bem aqui .
Crédito das imagens: Amanda Yoho (E); http://b-pol.org/ (R), de um padrão de polarização em modo E à esquerda e um padrão em modo B à direita.
A discussão até agora tem sido inteiramente sobre a temperatura das observações da CMB, mas os fótons da CMB também polarização. Como a luz é uma onda eletromagnética, ela tem intensidade e direção orientadas em relação a um sistema de coordenadas de referência. A direção em que a onda está orientada é sua polarização, e a razão pela qual os óculos de sol polarizados são tão bons em bloquear o brilho. Eles filtram preferencialmente as ondas de luz que são orientadas na mesma direção, geralmente refletidas em uma superfície plana. A polarização do CMB (que vem em dois sabores, modos E e modos B) pode ser dividida em um espectro de potência da mesma forma que as flutuações de temperatura.
Esses espectros de energia adicionais adicionam ainda mais informações sobre nosso universo primitivo, incluindo a possibilidade de fornecer evidências de ondas gravitacionais primordiais. Eles realmente fornecem essa evidência, no entanto? Esse é exatamente o conflito entre Planck e BICEP2 que os cientistas estão tentando desvendar agora, com resultados em apenas algumas semanas!
Este artigo foi escrito por Amanda Yoho , estudante de pós-graduação em cosmologia teórica e computacional na Case Western Reserve University. Você pode alcançá-la no Twitter em @mandaYoho . Volte em outubro para a Parte 2, onde ela nos levará mais a fundo na ciência da CMB!
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