Pergunte a Ethan: Como a CMB prova o Big Bang?

No século 20, muitas opções abundavam quanto às nossas origens cósmicas. Hoje, apenas o Big Bang sobrevive, graças a essa evidência crítica.
Em qualquer época da nossa história cósmica, qualquer observador experimentará um 'banho' uniforme de radiação omnidirecional que se originou no Big Bang. Hoje, da nossa perspectiva, está apenas 2,725 K acima do zero absoluto e, portanto, é observado como o fundo cósmico de micro-ondas, com pico nas frequências de micro-ondas. Em grandes distâncias cósmicas, quando olhamos para trás no tempo, essa temperatura era mais quente dependendo do desvio para o vermelho do objeto distante observado. ( Crédito : Terra: NASA/BlueEarth; Via Láctea: ESO/S. Brunier; CMB: NASA/WMAP)
Principais conclusões
  • Desde tempos imemoriais, os humanos se perguntam o que é o Universo, de onde veio e como chegou a ser do jeito que é hoje.
  • Antes uma questão muito além do domínio do conhecimento, a ciência finalmente conseguiu resolver muitos desses quebra-cabeças no século 20, com a radiação cósmica de fundo fornecendo a evidência crítica.
  • Há um conjunto de razões convincentes pelas quais o Big Bang quente é agora nossa indiscutível história de origem cósmica, e essa radiação restante é o que decidiu a questão. Aqui está como.
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Menos de um século atrás, tínhamos muitas ideias diferentes sobre como era a história do nosso Universo, mas chocantemente poucas evidências disponíveis para decidir a questão. As hipóteses incluíam sugestões de que nosso Universo:

  • violou o princípio da relatividade, e que a luz que observamos de objetos distantes simplesmente se cansou enquanto viajava pelo Universo,
  • era o mesmo não apenas em todos os locais, mas em todos os momentos: estático e imutável, mesmo enquanto nossa história cósmica se desenrolava,
  • não obedeceu à Relatividade Geral, mas sim uma versão modificada dela que incluía um campo escalar,
  • não incluíam objetos ultradistantes, e que esses eram intrusos próximos que os astrônomos observacionais confundiam com os distantes,
  • ou que começou de um estado quente e denso, e desde então vinha se expandindo e esfriando.

Esse último exemplo corresponde ao que conhecemos hoje como o Big Bang quente, enquanto todos os outros desafiantes (incluindo os mais novos não mencionados aqui) caíram no esquecimento. Desde meados da década de 1960, de fato, nenhuma outra explicação resistiu às observações. Por que é que? Essa é a pergunta de Roger Brewis, que gostaria de algumas informações sobre o seguinte:

“Você cita o espectro de corpo negro do CMB como confirmação do Big Bang. Você poderia me dizer onde posso obter mais detalhes sobre isso, por favor.”

Nunca há nada de errado em pedir mais informações. É verdade: a radiação cósmica de fundo em micro-ondas (CMB), que concluímos ser o brilho remanescente do próprio Big Bang, é essa evidência fundamental. Eis por que confirma o Big Bang e desfavorece todas as outras interpretações possíveis.

  expansão do espaço Uma história visual do Universo em expansão inclui o estado quente e denso conhecido como Big Bang e o crescimento e formação da estrutura subsequente. O conjunto completo de dados, incluindo as observações dos elementos de luz e do fundo cósmico de micro-ondas, deixa apenas o Big Bang como uma explicação válida para tudo o que vemos. À medida que o Universo se expande, ele também esfria, permitindo a formação de íons, átomos neutros e, eventualmente, moléculas, nuvens de gás, estrelas e, finalmente, galáxias.
( Crédito : NASA/CXC/M. Weiss)

Houve dois desenvolvimentos na década de 1920 que, quando combinados, levaram à ideia original que eventualmente evoluiria para a moderna teoria do Big Bang.

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  1. A primeira era puramente teórica. Em 1922, Alexander Friedmann encontrou uma solução exata para as equações de Einstein no contexto da Relatividade Geral. Se alguém construir um Universo isotrópico (o mesmo em todas as direções) e homogêneo (o mesmo em todos os locais), e preencher esse Universo com qualquer combinação de várias formas de energia, a solução mostrou que o Universo não poderia ser estático, mas deve sempre expandir ou contrair. Além disso, havia uma relação definitiva entre como o Universo se expandiu ao longo do tempo e a densidade de energia dentro dele. As duas equações derivadas de suas soluções exatas, as equações de Friedmann, ainda são conhecidas como as equações mais importantes do universo .
  2. A segunda foi baseada em observações. Ao identificar estrelas individuais e medir a distância até elas em nebulosas espirais e elípticas, Edwin Hubble e seu assistente, Milton Humason, foram capazes de mostrar que essas nebulosas eram realmente galáxias – ou, como eram então conhecidas, “universos insulares” – além nossa Via Láctea. Além disso, esses objetos pareciam estar se afastando de nós: quanto mais longe eles estavam, mais rápido eles pareciam se afastar.
O gráfico original de Edwin Hubble de distâncias de galáxias versus redshift (esquerda), estabelecendo o Universo em expansão, versus uma contraparte mais moderna de aproximadamente 70 anos depois (direita). De acordo com a observação e a teoria, o Universo está se expandindo, e a inclinação da linha que relaciona a distância à velocidade de recessão é uma constante.
( Crédito : E. Hubble; R. Kirshner, PNAS, 2004)

Combine esses dois fatos e é fácil ter a ideia que levaria ao Big Bang. O Universo não pode ser estático, mas deve estar expandindo ou contraindo se a Relatividade Geral estiver correta. Objetos distantes parecem estar se afastando de nós e se afastando mais rápido quanto mais distantes de nós, sugerindo que a solução de “expansão” é fisicamente relevante. Se este for o caso, então tudo o que temos a fazer é medir quais são as várias formas e densidades de energia no Universo - juntamente com a rapidez com que o Universo está se expandindo hoje e estava se expandindo em várias épocas no passado - e podemos praticamente sabe tudo.

Podemos saber do que o Universo é feito, com que rapidez está se expandindo e como essa taxa de expansão (e, portanto, as várias formas de densidade de energia) mudou ao longo do tempo. Mesmo se você presumisse que tudo o que existe no Universo é o que você pode ver facilmente – coisas como matéria e radiação – você chegaria a uma conclusão muito simples e direta. O Universo, como é hoje, não está apenas se expandindo, mas também esfriando, pois a radiação dentro dele está sendo esticada para comprimentos de onda mais longos (e energias mais baixas) pela expansão do espaço. Isso significa que, no passado, o Universo deve ter sido menor, mais quente e mais denso do que é hoje.

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, o que implica que o Universo começou a partir de um estado mais quente, mais denso e mais uniforme.
( Crédito : E. Siegel/Além da Galáxia)

Extrapolando para trás, você começaria a fazer previsões de como o Universo deveria ter aparecido no passado distante.

  1. Como a gravitação é um processo cumulativo – massas maiores exercem uma quantidade maior de atração gravitacional em distâncias maiores do que massas menores – faz sentido que as estruturas do Universo hoje, como galáxias e aglomerados de galáxias, tenham crescido a partir de sementes menores e de menor magnitude. . Com o tempo, eles atraíram mais e mais matéria para eles, levando a galáxias mais massivas e mais evoluídas aparecendo em épocas posteriores.
  2. Como o Universo era mais quente no passado, você pode imaginar uma época, no início, em que a radiação dentro dele era tão energética que os átomos neutros não poderiam ter se formado de forma estável. No instante em que um elétron tentasse se ligar a um núcleo atômico, um fóton energético viria e ionizaria aquele átomo, criando um estado de plasma. Portanto, à medida que o Universo se expandiu e esfriou, átomos neutros se formaram de forma estável pela primeira vez, “liberando” um banho de fótons (que anteriormente teriam se espalhado por elétrons livres) no processo.
  3. E em tempos ainda mais antigos e temperaturas mais quentes, você pode imaginar que nem mesmo os núcleos atômicos poderiam ter se formado, pois a radiação quente teria simplesmente criado um mar de prótons e nêutrons, explodindo qualquer núcleo mais pesado. Somente quando o Universo esfriou através desse limiar é que núcleos mais pesados ​​podem ter se formado, levando a um conjunto de condições físicas que teriam formado um conjunto primitivo de elementos pesados ​​através da fusão nuclear que ocorreu após o próprio Big Bang.
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.
(Crédito: Amanda Yoho por Starts With A Bang)

Essas três previsões, juntamente com a expansão já medida do Universo, agora formam os quatro pilares modernos do Big Bang. Embora a síntese original do trabalho teórico de Friedmann com as observações de galáxias tenha ocorrido na década de 1920 – com Georges Lemaître, Howard Robertson e Edwin Hubble juntando as peças independentemente – não seria até a década de 1940 que George Gamow, um ex-aluno de Friedmann, apresentaria essas três previsões-chave.

No início, essa ideia de que o Universo começou a partir de um estado quente, denso e uniforme era conhecida como “ovo cósmico” e “átomo primitivo”. Ele não pegaria o nome “Big Bang” até que um proponente da teoria do estado estacionário e detrator zombeteiro dessa teoria concorrente, Fred Hoyle, lhe desse esse apelido na rádio BBC enquanto argumentava apaixonadamente contra ela.

Enquanto isso, no entanto, as pessoas começaram a elaborar previsões específicas para a segunda dessas novas previsões: como seria esse “banho” de fótons hoje. Nos estágios iniciais do Universo, os fótons existiriam em meio a um mar de partículas de plasma ionizado: núcleos atômicos e elétrons. Eles colidiriam com essas partículas constantemente, particularmente os elétrons, termalizando no processo: onde as partículas massivas atingem uma distribuição de energia particular que é simplesmente o análogo quântico de um Distribuição Maxwell-Boltzmann , com os fótons terminando com um espectro de energia particular conhecido como espectro de corpo negro .

Esta simulação mostra partículas em um gás de uma distribuição de velocidade/energia inicial aleatória colidindo umas com as outras, termalizando e se aproximando da distribuição de Maxwell-Boltzmann. O análogo quântico dessa distribuição, quando inclui fótons, leva a um espectro de corpo negro para a radiação.
( Crédito : Dswartz4/Wikimedia Commons)

Antes da formação de átomos neutros, esses fótons trocam energia com os íons em todo o espaço vazio, alcançando essa distribuição de energia espectral de corpo negro. Uma vez que os átomos neutros se formam, no entanto, esses fótons não interagem mais com eles, pois não têm o comprimento de onda certo para serem absorvidos pelos elétrons dentro dos átomos. (Lembre-se, os elétrons livres podem se espalhar com fótons de qualquer comprimento de onda, mas os elétrons dentro dos átomos só podem absorver fótons com comprimentos de onda muito específicos!)

Como resultado, os fótons simplesmente viajam pelo Universo em linha reta e continuarão a fazê-lo até encontrarem algo que os absorva. Esse processo é conhecido como fluxo livre, mas os fótons estão sujeitos ao mesmo processo que todos os objetos que viajam pelo Universo em expansão devem enfrentar: a expansão do próprio espaço.

À medida que os fótons fluem livremente, o Universo se expande. Isso dilui a densidade numérica de fótons, pois o número de fótons permanece fixo, mas o volume do Universo aumenta, e também diminui a energia individual de cada fóton, esticando o comprimento de onda de cada um pelo mesmo fator à medida que o Universo se expande.

Como a matéria (em cima), a radiação (no meio) e uma constante cosmológica (em baixo) evoluem com o tempo em um Universo em expansão. À medida que o Universo se expande, a densidade da matéria se dilui, mas a radiação também se torna mais fria à medida que seus comprimentos de onda se estendem para estados mais longos e menos energéticos. A densidade da energia escura, por outro lado, permanecerá realmente constante se se comportar como se pensa atualmente: como uma forma de energia intrínseca ao próprio espaço.
( Crédito : E. Siegel/Além da Galáxia)

Isso significa que, permanecendo hoje, devemos ver um banho de radiação restante. Com muitos fótons para cada átomo no Universo primitivo, os átomos neutros só teriam se formado quando a temperatura do banho térmico esfriasse para alguns milhares de graus, e teriam levado centenas de milhares de anos após o Big Bang para chegar lá. Hoje, bilhões de anos depois, esperaríamos:

  • aquele banho de radiação restante ainda deve persistir,
  • deve ser a mesma temperatura em todas as direções e em todos os locais,
  • deve haver algo em torno de centenas de fótons em cada centímetro cúbico de espaço,
  • deve estar apenas alguns graus acima do zero absoluto, deslocado para a região de micro-ondas do espectro eletromagnético,
  • e, talvez o mais importante, ainda deve manter essa “natureza de corpo negro perfeita” em seu espectro.

Em meados da década de 1960, um grupo de teóricos de Princeton, liderados por Bob Dicke e Jim Peebles, estava trabalhando nos detalhes desse banho de radiação residual teorizado: um banho que era então conhecido poeticamente como a bola de fogo primitiva. Contemporaneamente, e quase por acaso, a equipe de Arno Penzias e Robert Wilson encontrou a evidência dessa radiação usando um novo radiotelescópio — o Antena Holmdel Horn - localizado a apenas 30 milhas de Princeton.

A previsão única do modelo do Big Bang é que haveria um brilho remanescente de radiação permeando todo o Universo em todas as direções. A radiação estaria apenas alguns graus acima do zero absoluto, teria a mesma magnitude em todos os lugares e obedeceria a um espectro de corpo negro perfeito. Essas previsões foram confirmadas espetacularmente bem, eliminando alternativas como a teoria do estado estacionário da viabilidade.
( Crédito : Equipe NASA/GSFC/COBE (principal); Grupo de Princeton, 1966 (inserção))

Originalmente, havia apenas algumas frequências nas quais poderíamos medir essa radiação; sabíamos que existia, mas não podíamos saber qual era seu espectro: quão abundantes fótons de temperaturas e energias ligeiramente diferentes eram em relação uns aos outros. Afinal, há pode ser outros mecanismos para criar um fundo de luz de baixa energia em todo o Universo.

  • Uma ideia rival era a de que havia estrelas por todo o Universo, e sempre existiu. Esta antiga luz estelar seria absorvida pela matéria interestelar e intergaláctica, e seria re-irradiada em baixas energias e temperaturas. Talvez houvesse um fundo térmico desses grãos de poeira radiantes.
  • Outra ideia rival, relacionada, é que esse fundo simplesmente surgiu como sendo a luz das estrelas refletida, deslocada para energias e temperaturas mais baixas pela expansão do Universo.
  • Ainda outra é que uma espécie instável de partícula decaiu, levando a um fundo energético de luz que depois esfriou para energias mais baixas à medida que o Universo se expandia.

No entanto, cada uma dessas explicações vem com sua própria previsão distinta de como deve ser o espectro dessa luz de baixa energia. Ao contrário do verdadeiro espectro de corpo negro decorrente da imagem quente do Big Bang, no entanto, a maioria deles seria a soma de luz de várias fontes diferentes: ao longo do espaço ou do tempo, ou mesmo de várias superfícies diferentes originadas do mesmo objeto.

Loops coronais solares, como os observados pelo satélite Solar Dynamics Observatory (SDO) da NASA aqui em 2014, seguem o caminho do campo magnético no Sol. Embora o núcleo do Sol possa atingir temperaturas de ~ 15 milhões K, a borda da fotosfera fica relativamente insignificante ~ 5700 a ~ 6000 K, com temperaturas mais frias encontradas nas regiões mais externas da fotosfera e temperaturas mais quentes encontradas mais perto do interior . A magnetohidrodinâmica, ou MHD, descreve a interação dos campos magnéticos da superfície com os processos internos em estrelas como o Sol.
( Crédito : NASA/SDO)

Considere uma estrela, por exemplo. Podemos aproximar o espectro de energia do nosso Sol por um corpo negro, e isso faz um trabalho muito bom (mas imperfeito). Na verdade, o Sol não é um objeto sólido, mas sim uma grande massa de gás e plasma, mais quente e mais denso para o interior e mais frio e mais rarefeito para o exterior. A luz que vemos do Sol não é emitida de uma superfície na borda, mas sim de uma série de superfícies cujas profundidades e temperaturas variam. Em vez de emitir luz que é um único corpo negro, o Sol (e todas as estrelas) emitem luz de uma série de corpos negros cujas temperaturas variam em centenas de graus.

A luz das estrelas refletida, bem como a luz absorvida e reemitida, bem como a luz que é criada em uma série de vezes, em vez de tudo de uma vez, sofrem desse problema. A menos que algo venha em algum momento posterior para termalizar esses fótons, colocando todos os de todo o Universo no mesmo estado de equilíbrio, você não obterá um verdadeiro corpo negro.

E embora tivéssemos evidências de um espectro de corpo negro que melhorou muito ao longo dos anos 1960 e 1970, o maior avanço ocorreu no início dos anos 1990, quando o Satélite COBE - abreviação de COsmic Background Explorer - mediu o espectro do brilho restante do Big Bang com maior precisão do que nunca. O CMB não é apenas um corpo negro perfeito, é o corpo negro mais perfeito já medido em todo o Universo.

  temperatura do universo A luz real do Sol (curva amarela, à esquerda) versus um corpo negro perfeito (em cinza), mostrando que o Sol é mais uma série de corpos negros devido à espessura de sua fotosfera; à direita está o corpo negro perfeito real do CMB medido pelo satélite COBE. Observe que as “barras de erro” à direita são surpreendentes 400 sigma. A concordância entre teoria e observação aqui é histórica, e o pico do espectro observado determina a temperatura restante da Microondas Cósmica de Fundo: 2,73 K.
( Crédito : Sch/Wikimedia Commons (L); COBE/FIRAS, NASA/JPL-Caltech (R))

Ao longo das décadas de 1990, 2000, 2010 e agora na década de 2020, medimos a luz do CMB com precisão cada vez maior. Agora medimos as flutuações de temperatura até cerca de 1 parte por milhão, descobrindo as imperfeições primordiais impressas no estágio inflacionário que precedeu o Big Bang quente. Medimos não apenas a temperatura da luz do CMB, mas também suas propriedades de polarização. Começamos a correlacionar essa luz com as estruturas cósmicas em primeiro plano que se formaram posteriormente, quantificando os efeitos destas últimas. E, junto com as evidências da CMB, agora temos a confirmação das outras duas pedras angulares do Big Bang: a formação da estrutura e a abundância primordial dos elementos leves.

É verdade que o CMB – que eu sinceramente gostaria que ainda tivesse um nome tão legal quanto “a bola de fogo primitiva” – fornece evidências incrivelmente fortes em apoio ao Big Bang quente, e que muitas explicações alternativas para ele falham espetacularmente. Não há apenas um banho uniforme de luz omnidirecional vindo em nossa direção a 2,7255 K acima do zero absoluto, ele também possui um espectro de corpo negro: o corpo negro mais perfeito do Universo. Até que uma alternativa possa explicar não apenas essa evidência, mas também os outros três pilares do Big Bang, podemos concluir com segurança que não há concorrentes sérios à nossa imagem cosmológica padrão da realidade.

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