• Começa Com Um Estrondo

Quando o universo se tornou transparente à luz?

Uma jovem região de formação de estrelas encontrada dentro da nossa Via Láctea. Observe como o material ao redor das estrelas fica ionizado e, com o tempo, torna-se transparente a todas as formas de luz. Até que isso aconteça, no entanto, o gás circundante absorve a radiação, emitindo luz própria de uma variedade de comprimentos de onda. No Universo primitivo, são necessários centenas de milhões de anos para que o Universo se torne totalmente transparente à luz. (NASA, ESA, E HUBBLE HERITAGE (STSCI/AURA) - COLABORAÇÃO DA ESA/HUBBLE; AGRADECIMENTOS: R. O'CONNELL (UNIVERSIDADE DA VIRGÍNIA) E O COMITÊ DE SUPERVISÃO CIENTÍFICA WFC3)

Dependendo de como você mede, há duas respostas diferentes que podem estar certas.

Se você quer ver o que está lá fora no Universo, primeiro você precisa ser capaz de ver. Damos como certo, hoje, que o Universo é transparente à luz e que a luz de objetos distantes pode viajar desimpedida pelo espaço antes de chegar aos nossos olhos. Mas nem sempre foi assim.

De fato, existem duas maneiras pelas quais o Universo pode impedir que a luz se propague em linha reta. Uma é preencher o Universo com elétrons livres e não ligados. A luz então se espalhará com os elétrons, refletindo em uma direção determinada aleatoriamente. A outra é preencher o Universo com átomos neutros que podem se aglomerar e se agrupar. A luz será então bloqueada por esta matéria, da mesma forma que a maioria dos objetos sólidos são opacos à luz. Nosso universo real faz as duas coisas e não se tornará transparente até que ambos os obstáculos sejam superados.

Os átomos neutros foram formados apenas algumas centenas de milhares de anos após o Big Bang. As primeiras estrelas começaram a ionizar esses átomos mais uma vez, mas foram necessários centenas de milhões de anos para formar estrelas e galáxias até que esse processo, conhecido como reionização, fosse concluído. (A ÉPOCA DO HIDROGÊNIO DO MATRIZ DE REIONIZAÇÃO (HERA))

Nos primeiros estágios do Universo, os átomos que compõem tudo o que conhecemos não estavam ligados em configurações neutras, mas sim ionizados: no estado de um plasma. Quando a luz viaja através de um plasma suficientemente denso, ela se dispersa dos elétrons, sendo absorvida e reemitida em uma variedade de direções imprevisíveis. Enquanto houver elétrons livres suficientes, os fótons que fluem pelo Universo continuarão a ser chutados aleatoriamente.

Há um processo competitivo ocorrendo, no entanto, mesmo durante esses estágios iniciais. Este plasma é feito de elétrons e núcleos atômicos, e é energeticamente favorável que eles se unam. Ocasionalmente, mesmo nesses primeiros tempos, eles fazem exatamente isso, com apenas a entrada de um fóton suficientemente energético capaz de separá-los mais uma vez.

À medida que o tecido do Universo se expande, os comprimentos de onda de qualquer radiação presente também são esticados. Isso faz com que o Universo se torne menos energético e torna muitos processos de alta energia que ocorrem espontaneamente nos primeiros tempos impossíveis em épocas posteriores e mais frias. São necessários centenas de milhares de anos para que o Universo esfrie o suficiente para que os átomos neutros possam se formar. (E. SIEGEL / ALÉM DA GALÁXIA)

À medida que o Universo se expande, no entanto, ele não apenas fica menos denso, mas as partículas dentro dele ficam menos energéticas. Como o próprio tecido do espaço é o que está se expandindo, ele afeta todos os fótons que viajam por esse espaço. Como a energia de um fóton é determinada por seu comprimento de onda, à medida que esse comprimento de onda é esticado, o fóton é deslocado - redshifted - para energias mais baixas.

É apenas uma questão de tempo, então, até que todos os fótons do Universo caiam abaixo de um limiar de energia crítica: a energia necessária para derrubar um elétron dos átomos individuais que existem no Universo primitivo. Isto leva centenas de milhares de anos após o Big Bang que os fótons percam energia suficiente para tornar possível a formação de átomos neutros.

Nos primeiros tempos (esquerda), os fótons se dispersam dos elétrons e têm energia suficiente para levar quaisquer átomos de volta a um estado ionizado. Uma vez que o Universo esfria o suficiente e é desprovido desses fótons de alta energia (à direita), eles não podem interagir com os átomos neutros. Em vez disso, eles simplesmente fluem livremente pelo espaço indefinidamente, uma vez que têm o comprimento de onda errado para excitar esses átomos para um nível de energia mais alto. . (E. SIEGEL / ALÉM DA GALÁXIA)

Muitos eventos cósmicos acontecem durante esse período: os primeiros isótopos instáveis ​​decaem radioativamente; a matéria torna-se mais importante energeticamente do que a radiação; a gravitação começa a puxar a matéria em aglomerados à medida que as sementes da estrutura começam a crescer. À medida que os fótons se tornam cada vez mais desviados para o vermelho, outra barreira aos átomos neutros aparece: os fótons emitidos quando os elétrons se ligam aos prótons pela primeira vez. Toda vez que um elétron se liga com sucesso a um núcleo atômico, ele faz duas coisas:

1. Ele emite um fóton ultravioleta, porque as transições atômicas sempre caem em cascata nos níveis de energia de maneira previsível.
2. Ele é bombardeado por outras partículas, incluindo os bilhões de fótons que existem para cada elétron no Universo.

Toda vez que você forma um átomo estável e neutro, ele emite um fóton ultravioleta. Esses fótons continuam, em linha reta, até encontrar outro átomo neutro, que então ionizam.

Quando os elétrons livres se recombinam com os núcleos de hidrogênio, os elétrons caem em cascata nos níveis de energia, emitindo fótons à medida que avançam. Para que átomos estáveis ​​e neutros se formem no Universo primitivo, eles precisam atingir o estado fundamental sem produzir um fóton ultravioleta que poderia potencialmente ionizar outro átomo idêntico. (BRIGHTERORANGE & ENOCH LAU/WIKIMDIA COMMONS)

Não há adição líquida de átomos neutros por meio desse mecanismo e, portanto, o Universo não pode se tornar transparente à luz apenas por esse caminho. Há outro efeito que vem, em vez disso, que domina. É extremamente raro, mas considerando todos os átomos do Universo e os mais de 100.000 anos que leva para os átomos finalmente se tornarem neutros, é uma parte incrível e intrincada da história.

Na maioria das vezes, em um átomo de hidrogênio, quando você tem um elétron ocupando o primeiro estado excitado, ele simplesmente cai para o estado de energia mais baixa, emitindo um fóton ultravioleta de uma energia específica: um fóton alfa Lyman. Mas cerca de 1 vez em 100 milhões de transições, a queda ocorrerá por um caminho diferente, emitindo dois fótons de energia mais baixa. Isso é conhecido como um decaimento ou transição de dois fótons , e é o principal responsável pela neutralidade do Universo.

Quando você faz a transição de um orbital s para um orbital s de energia mais baixa, em raras ocasiões você pode fazê-lo através da emissão de dois fótons de energia igual. Essa transição de dois fótons ocorre mesmo entre o estado 2s (primeiro excitado) e o estado 1s (terra), cerca de uma vez a cada 100 milhões de transições. (R. ROY ET AL., OPTICS EXPRESS 25(7):7960 · ABRIL DE 2017)

Quando você emite um único fóton, ele quase sempre colide com outro átomo de hidrogênio, excitando-o e eventualmente levando à sua reionização. Mas quando você emite dois fótons, é extremamente improvável que ambos atinjam um átomo ao mesmo tempo, o que significa que você obtém um átomo neutro adicional.

Essa transição de dois fótons, por mais rara que seja, é o processo pelo qual os átomos neutros se formam pela primeira vez. Leva-nos de um Universo quente e cheio de plasma para um Universo quase igualmente quente cheio de átomos 100% neutros. Embora digamos que o Universo formou esses átomos 380.000 anos após o Big Bang, este foi na verdade um processo lento e gradual que levou cerca de 100.000 anos de cada lado dessa figura para ser concluído. Uma vez que os átomos são neutros, não há mais nada para a luz do Big Bang se espalhar. Esta é a origem do CMB: o Fundo Cósmico de Microondas.

Um universo onde elétrons e prótons são livres e colidem com fótons transita para um neutro que é transparente para fótons à medida que o universo se expande e esfria. Mostrado aqui é o plasma ionizado (L) antes que o CMB seja emitido, seguido pela transição para um Universo neutro (R) que é transparente aos fótons. A dispersão entre elétrons e elétrons, bem como elétrons e fótons, pode ser bem descrita pela equação de Dirac, mas as interações fóton-fóton, que ocorrem na realidade, não são. (AMANDA YOHO)

Isso marca a primeira vez que o Universo se torna transparente à luz. Os fótons restantes do Big Bang, agora com comprimento de onda longo e baixa energia, podem finalmente viajar livremente pelo Universo. Com os elétrons livres desaparecidos – ligados em átomos estáveis ​​e neutros – os fótons não têm nada para detê-los ou retardá-los.

Mas os átomos neutros estão agora em toda parte e servem a um propósito insidioso. Embora possam tornar o Universo transparente para esses fótons de baixa energia, esses átomos se agruparão em nuvens moleculares, poeira e coleções de gás. Átomos neutros nessas configurações podem ser transparentes à luz de baixa energia, mas a luz de alta energia, como a emitida pelas estrelas, é absorvida por elas.

Uma ilustração das primeiras estrelas se acendendo no Universo. Sem metais para resfriar as estrelas, apenas os maiores aglomerados dentro de uma nuvem de grande massa podem se tornar estrelas. Até que tenha passado tempo suficiente para que a gravidade afete escalas maiores, apenas as pequenas escalas podem formar estrutura desde o início, e as próprias estrelas verão sua luz incapaz de penetrar muito longe no Universo opaco. (NASA)

Quando todos os átomos do Universo estão agora neutros, eles fazem um trabalho surpreendentemente bom em bloquear a luz das estrelas. A mesma configuração tão esperada que precisávamos para tornar o Universo transparente agora o torna opaco novamente para fótons de um comprimento de onda diferente : a luz ultravioleta, óptica e infravermelha próxima produzida pelas estrelas.

Para tornar o Universo transparente para esse outro tipo de luz, precisaremos ionizá-los novamente. Isso significa que precisamos de luz de alta energia suficiente para expulsar os elétrons dos átomos aos quais estão ligados, o que requer uma fonte intensa de emissão ultravioleta.

Em outras palavras, o Universo precisa formar estrelas suficientes para reionizar com sucesso os átomos dentro dele, tornando o meio intergaláctico tênue e de baixa densidade transparente à luz das estrelas.

Esta visão de quatro painéis mostra a região central da Via Láctea em quatro diferentes comprimentos de onda de luz, com os comprimentos de onda mais longos (submilimétricos) no topo, passando pelo infravermelho distante e próximo (2º e 3º) e terminando em uma visão de luz visível da Via Láctea. Observe que as faixas de poeira e as estrelas em primeiro plano obscurecem o centro na luz visível, mas não tanto no infravermelho. (ESO / ATLASGAL CONSORTIUM / NASA / GLIMPSE CONSORTIUM / VVV SURVEY / ESA / PLANCK / D. MINNITI / S. GUISARD AGRADECIMENTOS: IGNACIO TOLEDO, MARTIN KORNMESSER)

Vemos isso mesmo em nossa própria galáxia: o centro galáctico não pode ser visto na luz visível. O plano galáctico é rico em poeira e gás neutros, o que é extremamente bem-sucedido em bloquear a luz ultravioleta e visível de alta energia, mas a luz infravermelha passa claramente. Isso explica por que o fundo cósmico de micro-ondas não será absorvido por átomos neutros, mas a luz das estrelas sim.

Felizmente, as estrelas que formamos podem ser massivas e quentes, onde as mais massivas são muito mais luminosas e mais quentes do que o nosso Sol. As primeiras estrelas podem ter dezenas, centenas ou até mil vezes a massa do nosso Sol, o que significa que podem atingir temperaturas de superfície de dezenas de milhares de graus e brilhos que são milhões de vezes mais luminosos que o nosso Sol. Esses gigantes são a maior ameaça aos átomos neutros espalhados por todo o Universo.

As primeiras estrelas do Universo serão cercadas por átomos neutros de (principalmente) gás hidrogênio, que absorve a luz das estrelas. O hidrogênio torna o Universo opaco ao visível, ultravioleta e uma grande fração da luz infravermelha, mas a luz de comprimento de onda longo, como a luz de rádio, pode transmitir sem impedimentos. (NICOLE RAGER FULLER / FUNDAÇÃO NACIONAL DE CIÊNCIAS)

O que precisamos que aconteça é que se formem estrelas suficientes para que possam inundar o Universo com um número suficiente de fótons ultravioleta. Se eles puderem ionizar o suficiente dessa matéria neutra preenchendo o meio intergaláctico, eles podem abrir um caminho em todas as direções para que a luz das estrelas viaje sem impedimentos. Além disso, deve ocorrer em quantidades suficientes para que os prótons e elétrons ionizados não possam se reunir novamente. Não há espaço para travessuras estilo Ross e Rachel no esforço de reionizar o Universo.

As primeiras estrelas fazem um pequeno estrago nisso, mas os primeiros aglomerados de estrelas são pequenos e de curta duração. Durante as primeiras centenas de milhões de anos do nosso Universo, todas as estrelas que se formam mal conseguem afetar a quantidade de matéria no Universo que permanece neutra. Mas isso começa a mudar quando os aglomerados de estrelas se fundem, formando as primeiras galáxias .

Uma ilustração de CR7, a primeira galáxia detectada que se pensava abrigar estrelas da População III: as primeiras estrelas já formadas no Universo. O JWST revelará imagens reais desta galáxia e de outras semelhantes, e poderá fazer medições desses objetos mesmo onde a reionização ainda não foi concluída. (ESO/M. KORMESSER)

À medida que grandes aglomerados de gás, estrelas e outras matérias se fundem, eles desencadeiam uma tremenda explosão de formação de estrelas, iluminando o Universo como nunca antes. Com o passar do tempo, uma série de fenômenos acontecem de uma só vez:

• as regiões com as maiores coleções de matéria atraem ainda mais estrelas primitivas e aglomerados estelares para elas,
• as regiões que ainda não formaram estrelas podem começar a,
• e as regiões onde as primeiras galáxias são feitas atraem outras galáxias jovens,

tudo isso serve para aumentar a taxa geral de formação de estrelas.

Se fôssemos mapear o Universo neste momento, o que veríamos é que a taxa de formação de estrelas aumenta a uma taxa relativamente constante nos primeiros bilhões de anos de existência do Universo. Em algumas regiões favoráveis, uma quantidade suficiente de matéria é ionizada cedo o suficiente para que possamos ver através do Universo antes que a maioria das regiões seja reionizada; em outros, pode levar até dois ou três bilhões de anos para que a última matéria neutra seja destruída.

Se você mapear a matéria neutra do Universo desde o início do Big Bang, descobriria que ela começa a fazer a transição para a matéria ionizada em aglomerados, mas também descobriria que levou centenas de milhões de anos para desaparecer. Ele o faz de forma desigual e preferencialmente ao longo das localizações das partes mais densas da teia cósmica.

Diagrama esquemático da história do Universo, destacando a reionização. Antes da formação de estrelas ou galáxias, o Universo estava cheio de átomos neutros que bloqueiam a luz. Embora a maior parte do Universo não se torne reionizada até 550 milhões de anos depois, algumas regiões atingirão a reionização completa mais cedo e outras não a atingirão até mais tarde. As primeiras grandes ondas de reionização começam a acontecer por volta de 250 milhões de anos, enquanto algumas estrelas afortunadas podem se formar apenas 50 a 100 milhões de anos após o Big Bang. Com as ferramentas certas, como o Telescópio Espacial James Webb, podemos começar a revelar as primeiras galáxias. (S.G. DJORGOVSKI ET AL., CALTECH DIGITAL MEDIA CENTER)

Em média, são necessários 550 milhões de anos desde o início do Big Bang para que o Universo se torne reionizado e transparente à luz das estrelas. Vemos isso observando quasares ultradistantes, que continuam a exibir as características de absorção que apenas a matéria neutra e intermediária causa. Mas a reionização não acontece em todos os lugares ao mesmo tempo; atinge a conclusão em momentos diferentes, em diferentes direções e em diferentes locais. O Universo é desigual, assim como as estrelas, galáxias e aglomerados de matéria que se formam dentro dele.

O Universo tornou-se transparente à luz que sobrou do Big Bang quando tinha aproximadamente 380.000 anos e permaneceu transparente à luz de comprimento de onda longo depois disso. Mas foi apenas quando o Universo atingiu cerca de meio bilhão de anos de idade que se tornou totalmente transparente à luz das estrelas, com alguns locais experimentando transparência mais cedo e outros mais tarde.

Para sondar além desses limites requer um telescópio que vai para comprimentos de onda cada vez mais longos . Com alguma sorte, o Telescópio Espacial James Webb finalmente abrirá nossos olhos para o Universo como era durante essa era intermediária, onde é transparente ao brilho do Big Bang, mas não à luz das estrelas. Quando ele abrir os olhos para o Universo, podemos finalmente aprender como o Universo cresceu durante essas eras escuras mal compreendidas.

Começa com um estrondo é agora na Forbes , e republicado no Medium graças aos nossos apoiadores do Patreon . Ethan é autor de dois livros, Além da Galáxia , e Treknology: A ciência de Star Trek de Tricorders a Warp Drive .

Compartilhar: