A Descoberta da Radiação
Cósmica de Fundo e suas
Conseqüências
Ronaldo E. de Souza
Dept. Astronomia, IAG/USP
O que Podemos Aprender com
a Radiação Cósmica de Fundo?
História térmica do Universo.
Formação dos elementos leves.
Abundância dos bárions.
Parâmetros cosmológicos.
Formação das galáxias e
aglomerados de galáxias.
Arno Penzias & Robert Wilson
Antena projetada em 1960 para testes
comunicação de baixo ruído com o satélite echo.
Sistema direcional de baixo ruído (< 0.05 K).
de
Qual é a Fonte do Ruído
Observado?
O excesso de ruído que
é observado não pode
ser explicado seja pela
antena, pelo detector ou
por contaminação de
fontes terrestres.
Portanto, o ruído é real e
a sua origem é cósmica.
0.1 dB = 6.6 K
Tcéu =3 K
Não Muito Longe Dali ...
Robert Dicke, Jim Peebles e Dave Wilkinson estavam
planejando medir o fundo de radiação conforme havia
sido previsto por Gamow e colaboradores no final
dos anos de 1940!
Idéia Original de Gamow
Talvez os elementos químicos observados no
Universo tenham sido construídos em uma fase do
Universo primordial em que a temperatura era
elevada (~10 9-10 K) e matéria e radiação estavam em
equilíbrio termodinâmico.
A densidade nesta fase devia ser comparável àquela
que ocorre no carôço central das estrelas (~1 g/cm3 ).
Como a densidade atual do Universo é da ordem de
-30
10
g/cm,3 concluímos que houve uma expansão por
um fator da ordem de 1010.
O resultado final é que o Universo deve estar
preenchido com um fundo de radiação cuja
temperatura deve ser da ordem de 1 K.
Conclusão:
Penzias e Wilson foram agraciados com o prêmio
Nobel de 1978 pela relevância da descoberta no
entendimento do Universo.
A Missão COBE
A temperatura do fundo de radiação, T0=2.726 +- 0.01 K,
e segue a curva de um corpo negro, indicado uma
origem térmica.
Caracte rísticas de um Corpo
Negro
A emissão de corpo negro decorre de um equilíbrio
termodinâmico entre matéria e radiação e o seu pico
de intensidade ocorre no comprimento de onda,
Quanto
maior
a
temperatura mais para o
azul se desloca o pico da
emissão.
Origem da Radiação Cósmica
de Fundo
Em algum momento da evolução do Universo a
matéria e a radiação estavam em equilíbrio
termodinâmico, confirmando as idéias de Gamow.
Posteriormente a radiação desacoplou-se da matéria
preservando o espectro de corpo negro que
observamos hoje como um registro fóssil da era da
radiação.
Em que momento ocorreu esta transição e quais
foram as conseqüências deste estado de equilíbrio
termodinâmico inicial?
A expansão do Universo e os
Fótons
Se consideramos uma região que atualmente tem
uma dimensão L0 a sua dimensão no passado era
menor
L=R L
0
Onde R é o chamado fator de escala. Atualmente R=1
e no passado R<1.
R=1
R<1
e=hn =hc/l
l =l obsR
l
obs
Os fótons da radiação de fundo eram muito mais energéticos no
universo primordial.
Evolução da Temperatura de
fundo
No universo primordial a temperatura da radiação de
fundo era muito maior,
T = T0 / R
Por exemplo quando R=0.001 a temperatura do fundo
de microondas era mil vezes maior ou cerca de 3 000 K.
Evolução da Densidade de
Energia
A atual densidade de energia da radiação é igual a
Nfótons e
rr0 = _________
L30 c 2
devido à evolução do elemento de volume e da energia dos
fótons a densidade de energia no universo primordial era
r
r0
rr = ______
R4
ou seja, quando R=0.001 a densidade de energia do campo
de radiação era cerca de um trilhão de vezes superior ao
seu valor atual.
Evolução da densidade de
matéria
Devido à compressão do volume a densidade de
matéria no universo primordial era
3
r=r R
m m0
portanto, quando R=0.001 a densidade de matéria era
um bilhão de vezes superior à atual.
O resultado final é que a densidade de energia no
campo de radiação se torna superior à densidade de
matéria quanto mais nos aproximamos do universo
primordial.
Era da radiação
Como a densidade de energia no campo de radiação
evolui mais rapidamente houve um momento no
universo primordial em que a radiação era dominante.
Portanto, como atualmente a densidade de matéria é cerca de
mil vezes maior, resulta que por volta de R=0.001, ou z=1000,
a densidade no campo de radiação era igual à densidade de
matéria.
Eras Térmicas
Os elementos químicos complexos não existiam no
Universo primordial!
4
Formação do He
4
A formação do He primordial durou cerca de 5
minutos!
Elementos Primordiais
Devido à rápida expansão somente os elementos
leves podem ser formados durante a fase de
nucleossíntese primordial.
Os elementos mais pesados são
sintetizados nas estrelas.
Razão Fóton/Bárion ( h )
As taxas de reação dependem da densidade de
bárions presentes no meio especificada através do
parâmetro,
h =
n
bárions
________
n fótons
-10
~ 6.14 x 10
Cujo valor se manteve inalterado e
pode ser inferido a partir de
observações no Universo local.
Nucleossíntese Primordial X
Observações
O acordo dos cálculos
detalhados
com
as
medidas empíricas de
abundâncias
dos
elementos leves é um
dos
pilares
da
Cosmologia moderna.
Densidade de Matéria no
Universo
É costume especificar a densidade de matéria
comparando-se o seu valor com o requerido para o
modelo plano
r = 9.2 x 10 - 30g/cm 3
crit
( H0= 70 km/s/Mpc)
Definindo-se o parâmetro de densidade
W =
r
_____
r
crit
As observações atuais indicam
que W ~ 0.04, consistente com a
b
nucleossíntese primordial.
b
A Matéria Escura
A densidade de matéria inferida a partir dos
aglomerados de galáxias indica que W m ~ 0.3, cerca
de 10 vezes superior à quantidade de bárions
requerida para a nucleossíntese primordial.
Teorema do Virial:
2
GM
2
_____
M<v
> =
disp
R
M tot ~ 10 Mbárions
Superfície de Último
Espalhamento
No final da era da
radiação os fótons
da radiação de
fundo escoaram
livremente gerando
a chamada
superfície de último
espalhamento.
A Era COBE
No anos de 1980 a NASA enviou ao espaço o satélite
COBE com a finalidade de realizar medidas
detalhadas da radiação de fundo, inclusive das
flutuações de temperatura.
A Origem das Flutuações de
Temperatura
Ao cruzarem os poços de potencial gravitacional das
flutuações de densidade os fótons sofrem
perturbações que são detectadas na radiação
cósmica de fundo.
D F
D T = _____
2
3c
Conhecido como o
efeito Sachs-Wolfe
A Era WMAP
Em 2002 a NASA enviou ao espaço o satélite WMAP
capaz de realizar observações muito mais detalhadas
que o satélite COBE.
Perturbações na Radiação de
Fundo
Ao se desacoplar o fundo de radiação deixou
registrado a impressão das perturbações primordiais
que posteriormente geraram as galáxias e
aglomerados de galáxias.
O Espectro de Potência
A posição do primeiro pico
acústico indica que
vivemos em um Universo
plano
W = 1.02 + - 0.04
Mas, sendo W b = 0.04 e
W m = 0.3 como podemos ter
W =1?
O Cenário CDM
As perturbações na
matéria escura fria
sobreviveram à era da
radiação e
posteriormente
serviram de sementes
em torno das quais se
formaram galáxias e
aglomerados de
galáxias.
Fim