Como a CMB nos diz o que há no Universo?
As flutuações na CMB dão origem à estrutura do Universo tal como existe hoje. (Crédito da imagem: NASA / WMAP Science Team)
O brilho remanescente do Big Bang nos diz muito mais do que apenas de onde viemos.
Cosmologia é o estudo da origem, evolução e destino dos objetos no universo observável. ... A chave para o nascimento e evolução de tais objetos está nas ondulações primordiais observadas através da luz que brilha desde o início do universo. – Wayne Hu
O Big Bang quente pode ter começado nosso Universo como o conhecemos há cerca de 13,8 bilhões de anos, mas há um pedaço dele ainda visível para nós hoje. Como o estrondo aconteceu em todos os lugares ao mesmo tempo, há luz que viaja em todas as direções há 13,8 bilhões de anos, e parte dela está chegando aos nossos olhos hoje. Como o Universo está se expandindo todo esse tempo, o comprimento de onda dessa luz inicialmente quente foi esticado, desde os raios gama até a luz visível e na porção de micro-ondas do espectro. Este brilho remanescente do Big Bang aparece hoje como o Fundo de Microondas Cósmica, ou CMB. Hoje, é talvez a melhor evidência que temos para o que o Universo é feito.
Os detalhes no brilho remanescente do Big Bang foram progressivamente melhores e melhor revelados por imagens de satélite aprimoradas. (Crédito da imagem: NASA/ESA e as equipes COBE, WMAP e Planck)
Quando foi detectado pela primeira vez em 1965, foi uma confirmação incrível da ideia de que o Universo veio de um estado quente, denso e uniforme, com sua temperatura e espectro correspondendo exatamente às previsões da teoria. Mas à medida que nossa capacidade de medir as imperfeições da CMB crescia cada vez mais, aprendemos mais do que qualquer pessoa em 1965 poderia imaginar. Em média, o brilho remanescente do Big Bang nos dá um Universo cuja temperatura é de 2,725 K, apenas alguns graus acima do zero absoluto. Mas também há imperfeições nessa temperatura se olharmos em direções diferentes. Eles são muito pequenos em comparação com a temperatura média, com a maior imperfeição chegando a apenas 3 milikelvins (mK).
O dipolo CMB medido pelo COBE, representando nosso movimento através do Universo em relação ao quadro de repouso do CMB. (Crédito da imagem: DMR, COBE, NASA, Four-Year Sky Map)
Esse padrão característico - que é mais quente em uma direção e mais frio na oposta - nos diz o quão rápido estamos nos movendo pelo Universo, em relação ao quadro de repouso do Universo em expansão. Mas se subtrairmos isso, descobrimos que temos que descer para flutuações de magnitude muito menores para encontrar as diferenças de temperatura: microkelvin (µK). Se descermos tão longe, obtemos um instantâneo das pequenas imperfeições gravitacionais no universo muito jovem. Graças ao satélite Planck, podemos ver essas imperfeições em escalas angulares inferiores a 0,1º.
COBE, o primeiro satélite CMB, mediu flutuações em escalas de apenas 7º. O WMAP foi capaz de medir resoluções de até 0,3° em cinco bandas de frequência diferentes, com o Planck medindo até apenas 5 minutos de arco (0,08°) em nove bandas de frequência diferentes no total. (Crédito das imagens: NASA/COBE/DMR; equipe científica da NASA/WMAP; ESA e colaboração Planck)
Embora essas imagens possam parecer nada mais do que ruído para seus olhos, na verdade há uma enorme quantidade de dados compactados nelas. Imagine que você poderia dividir o céu de um certo número de maneiras independentes: 5, 15, 25, 150, etc., e medir o quão grande é a flutuação da temperatura média em cada escala. Todas as forças e componentes de energia presentes no Universo, incluindo prótons, nêutrons e elétrons, matéria escura, radiação, energia escura, imperfeições gravitacionais e muito mais influenciarão como as flutuações se comportam em cada escala.
Os mapas compostos (de l = 2 a 10) do mapa de Combinação Linear Interna (ILC) de 3 anos da NASA Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP). (Crédito da imagem: NASA / WMAP / Chiang Lung-Yih)
Alguns pontos são mais quentes que outros; alguns são mais frios que outros; alguns são exatamente médios. Mas ao perguntar o que quer dizer a flutuação está em cada escala - calculando a média da saída dos componentes independentes da média juntos - podemos quantificar como a temperatura varia em cada escala angular. Há uma enorme quantidade de informação codificada nos resultados, e eles nos permitem determinar exatamente o que compõe o Universo com apenas um pouco de informação extra lançada.
O espectro de potência das flutuações no CMB é melhor ajustado por uma curva única e exclusiva. Crédito da imagem: Planck Colaboração: P. A. R. Ade et al., 2014, A&A.
A linha de melhor ajuste pode parecer bastante arbitrária, mas na verdade é extremamente sensível a uma enorme quantidade de componentes diferentes no Universo. À esquerda (as maiores escalas), a altura e a inclinação da parte plana nos dizem quão profundas são as flutuações de grande escala no Universo e como elas crescem ao longo do tempo: os efeitos Sachs-Wolfe e Sachs-Wolfe Integrado. À medida que você vai para escalas menores, a altura desse grande primeiro pico nos diz qual é a densidade de bárions (prótons, nêutrons e elétrons combinados): cerca de 5% da densidade crítica. A escala angular – ou localização horizontal – desse pico nos diz qual é a curvatura total do Universo: cerca de 0% (com uma incerteza de cerca de 2%). A altura relativa do segundo e terceiro picos nos diz qual é a proporção de matéria normal para matéria escura: cerca de 1 para 5. Sem matéria escura, não teríamos um segundo pico.
A estrutura dos picos CMB muda dependendo do que está no Universo. (Crédito da imagem: W. Hu e S. Dodelson, Ann.Rev.Astron.Astrophys.40:171–216,2002)
Vale a pena notar que, para qualquer linha que você desenhar, você pode chegar a vários parâmetros diferentes. Isso é conhecido como um problema de degeneração; você não pode determinar tudo medindo o CMB por conta própria. Mas se você medir apenas uma outra coisa – como a taxa de expansão do Hubble, por exemplo – você quebra completamente essa degeneração.
Quatro cosmologias diferentes levam às mesmas flutuações no CMB, mas medir um único parâmetro de forma independente (como H_0) pode quebrar essa degeneração. (Crédito da imagem: Melchiorri, A. & Griffiths, L.M., 2001, NewAR, 45, 321)
Quando o fazemos, com os melhores dados de CMB disponíveis (do Planck), chegamos a um Universo que é feito de:
- cerca de 4,9% matéria normal, de base atômica,
- cerca de 0,01% fótons,
- por aí 0,1% neutrinos,
- cerca de 26,3% matéria escura,
- não cordas cósmicas,
- não paredes de domínio,
- e 68,7% constante cosmológica, sem evidências de que a energia escura seja algo mais exótico do que isso.
Os pontos frios (mostrados em azul) na CMB não são inerentemente mais frios, mas representam regiões onde há uma maior atração gravitacional devido a uma maior densidade de matéria, enquanto os pontos quentes (em vermelho) são apenas mais quentes porque a radiação em aquela região vive em um poço gravitacional mais raso. Com o tempo, as regiões superdensas terão muito mais probabilidade de se transformar em estrelas, galáxias e aglomerados, enquanto as regiões subdensas terão menos probabilidade de fazê-lo. (Crédito da imagem: E.M. Huff, equipe do SDSS-III e equipe do South Pole Telescope; gráfico de Zosia Rostomian)
Isso é consistente com tudo o que observamos, desde como a estrutura se forma nas maiores escalas até lentes gravitacionais, dados de supernovas e matéria escura em aglomerados e galáxias. Qualquer cosmologia alternativa ao Big Bang governado pela Relatividade Geral com matéria escura e energia escura também deve enfrentar esse desafio. Até agora, nenhuma alternativa teve sucesso nessa frente. Com precisão sem precedentes, o CMB nos diz exatamente o que há no Universo. Talvez o fato mais notável de todos seja quantas linhas de evidência independentes suportam a mesma imagem exata.
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