Kosminė foninė mikrobangė spinduliuotė (KFMS)

Radiação micro-ondas de fundo cósmico (KFMS)

Radiação remanescente desde a época em que o Universo se tornou transparente, cerca de 380 mil anos após o Big Bang

O fundo cósmico de micro-ondas (CMB) é frequentemente descrito como a luz mais antiga que podemos observar no Universo – um brilho fraco e quase uniforme que permeia todo o espaço. Formou-se durante uma época crucial cerca de 380 mil anos após o Big Bang, quando o plasma inicial de eletrões e protões se combinou em átomos neutros. Até então, os fotões dispersavam frequentemente nos eletrões livres, tornando o Universo opaco. Quando se formou uma quantidade suficiente de átomos neutros, a dispersão tornou-se mais rara e os fotões puderam propagar-se livremente – este momento é chamado recombinação. Desde então, esses fotões viajam pelo cosmos, arrefecendo gradualmente e alongando o seu comprimento de onda à medida que o Universo se expande.

Hoje, estes fotões são detectados como radiação de micro-ondas, quase idealmente correspondendo ao espectro da radiação do corpo negro e com uma temperatura de cerca de 2,725 K. Os estudos do CMB provocaram uma revolução na cosmologia, revelando insights sobre a composição, geometria e evolução do Universo – desde as perturbações iniciais de densidade que levaram à formação das galáxias até às avaliações precisas dos parâmetros cosmológicos fundamentais.

Neste artigo discutiremos:

  1. Descoberta histórica
  2. O Universo antes e durante a recombinação
  3. Principais propriedades da CMB
  4. Anisotropias e espectro de potência
  5. Principais experiências da CMB
  6. Restrições cosmológicas a partir da CMB
  7. Missões atuais e futuras
  8. Conclusões

2. Descoberta histórica

2.1 Fundamentos teóricos

A ideia de que o Universo primordial era quente e denso remonta aos trabalhos de George Gamow, Ralph Alpher e Robert Herman na década de 1940. Eles perceberam que, se o Universo começou com um "Big Bang quente", a radiação primordial emitida na altura deveria permanecer, mas arrefecida e esticada até à faixa das micro-ondas. Previram um espectro de corpo negro com temperatura de alguns kelvins, mas esta ideia não recebeu muita atenção experimental durante muito tempo.

2.2 Descoberta observacional

Em 1964–1965, Arno Penzias e Robert Wilson dos Bell Labs estudaram fontes de ruído num recetor de antena de rádio em forma de chifre extremamente sensível. Eles descobriram um ruído de fundo constante, que era isotrópico (igual em todas as direções) e não diminuía, apesar de todas as tentativas de calibração. Ao mesmo tempo, um grupo da Universidade de Princeton (liderado por Robert Dicke e Jim Peebles) preparava-se para procurar a "radiação residual" do Universo primordial, que era uma previsão teórica. Quando os dois grupos começaram a comunicar, ficou claro que Penzias e Wilson tinham descoberto a CMB (Penzias & Wilson, 1965 [1]). Esta descoberta valeu-lhes o Prémio Nobel da Física em 1978 e consolidou o modelo do Big Bang como a teoria dominante da origem do cosmos.

3. O Universo antes e durante a recombinação

3.1 Plasma primordial

Nos primeiros vários centenas de milhares de anos após o Big Bang, o Universo estava preenchido por um plasma quente de protões, eletrões, fotões e (em menor escala) núcleos de hélio. Os fotões dispersavam-se constantemente nos eletrões livres (dispersão Thomson), pelo que o Universo era efetivamente opaco, semelhante à dificuldade da luz em penetrar o plasma solar.

3.2 Recombinação

À medida que o Universo se expandia, arrefeceu. Cerca de 380 mil anos após o Big Bang, a temperatura caiu para aproximadamente 3 mil K. A este nível de energia, os eletrões podiam combinar-se com protões formando hidrogénio neutro – este processo é chamado de recombinação. Quando os eletrões livres se "ligaram" aos átomos neutros, a dispersão dos fotões diminuiu drasticamente, e o Universo tornou-se transparente à radiação. Os fotões da CMB que observamos hoje são os mesmos fotões emitidos naquele momento, mas que viajaram por mais de 13 mil milhões de anos e foram "esticados" pelo desvio para o vermelho.

3.3 Superfície de última dispersão

A época em que os fotões dispersaram-se significativamente pela última vez é chamada de superfície de última dispersão. Na verdade, a recombinação não foi um evento instantâneo; levou algum tempo (e um intervalo de desvio para o vermelho) até que a maioria dos eletrões se combinasse com protões. No entanto, para efeitos práticos, este processo pode ser aproximado como uma "casca temporal" fina – a região de origem do CMB.

4. Propriedades principais do CMB

4.1 Espectro de corpo negro

Um dos resultados impressionantes da observação do CMB é que a sua radiação corresponde quase perfeitamente ao espectro de corpo negro, com uma temperatura de aproximadamente 2,72548 K (medida com precisão pelo instrumento COBE-FIRAS [2]). Este é o espectro de corpo negro mais precisamente medido. A natureza quase perfeita de corpo negro apoia fortemente o modelo do Big Bang: um Universo primordial termicamente equilibrado que arrefece adiabaticamente à medida que se expande.

4.2 Isotropia e homogeneidade

Observações iniciais mostraram que o CMB é quase isotrópico (isto é, de intensidade uniforme em todas as direções) até uma parte em 105. Esta distribuição quase uniforme significa que o Universo era muito homogéneo e estava em equilíbrio térmico durante a recombinação. Contudo, pequenas variações da isotropia – as chamadas anisotropias – são essenciais, pois refletem as sementes iniciais da formação de estruturas.

5. Anisotropias e espectro de potência

5.1 Flutuações de temperatura

Em 1992, o experimento COBE-DMR (Differential Microwave Radiometer) detectou pequenas flutuações de temperatura no CMB – da ordem de 10−5. Estas flutuações são representadas num "mapa de temperatura" no céu, mostrando pequenos pontos "quentes" e "frios", correspondendo a regiões ligeiramente mais densas ou menos densas no Universo primordial.

5.2 Oscilações acústicas

Antes da recombinação, os fotões e bárions (protões, neutrões) estavam fortemente ligados, formando um fluido fotão-bárion. Neste fluido, ondas de densidade propagavam-se (oscilações acústicas) devido à gravidade, que atraía a matéria para dentro, e à pressão da radiação, que empurrava para fora. Quando o Universo se tornou transparente, estas oscilações "ficaram fixas", deixando marcas características no espectro de potência do CMB – que mostra como as flutuações de temperatura dependem da escala angular. Propriedades importantes:

  • Primeiro pico acústico: relacionado com a maior escala que conseguiu completar meia oscilação de período antes da recombinação; permite estimar a geometria do Universo.
  • Picos secundários: fornecem informações sobre a densidade de bárions, a densidade da matéria escura e outros parâmetros cosmológicos.
  • Cauda de supressão: em escalas angulares muito pequenas, as flutuações são suprimidas devido à difusão de fotões (supressão Silk).

5.3 Polarização

Além das flutuações de temperatura, o CMB é parcialmente polarizado devido à dispersão Thomson num campo de radiação anisotrópico. Existem dois modos principais de polarização:

  • Polarização do tipo E (E-mode): formada por perturbações escalares de densidade; detectada pela primeira vez no experimento DASI em 2002 e medida com precisão pelos dados do WMAP e Planck.
  • Polarização do tipo B (B-mode): pode originar-se de ondas gravitacionais primordiais (por exemplo, geradas durante a inflação) ou devido ao efeito de lente na polarização do tipo E. O sinal primário da polarização do tipo B seria uma marca direta da inflação. Embora os modos B de origem por lente gravitacional já tenham sido detectados (por exemplo, nas colaborações POLARBEAR, SPT e Planck), a procura pelos modos B primários continua.

6. Principais experimentos do CMB

6.1 COBE (Cosmic Background Explorer)

  • Lançado em 1989 pela NASA.
  • O instrumento FIRAS confirmou com extrema precisão a natureza do espectro de corpo negro do CMB.
  • O instrumento DMR foi o primeiro a detectar anisotropias de temperatura em grande escala.
  • Fortaleceu firmemente a teoria do Big Bang, eliminando dúvidas fundamentais.
  • Os investigadores John Mather e George Smoot receberam o Prémio Nobel da Física em 2006 pelo trabalho com o COBE.

6.2 WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe)

  • Lançado em 2001 pela NASA.
  • Forneceu mapas detalhados da temperatura do CMB (e posteriormente da polarização) em todo o céu com resolução angular de ~13 minutos de arco.
  • Refinou com precisão os principais parâmetros cosmológicos, como a idade do Universo, a constante de Hubble, a densidade da matéria escura e a fração da energia escura.

6.3 Planck (missão ESA)

  • Operou de 2009 a 2013.
  • Teve melhor resolução angular (~5 minutos de arco) e sensibilidade nas medições de temperatura, comparado com o WMAP.
  • Mediram as anisotropias de temperatura e polarização do céu inteiro em várias frequências (30–857 GHz).
  • Foram elaborados os mapas mais detalhados do CMB até hoje, refinando ainda mais os parâmetros cosmológicos e confirmando firmemente o modelo ΛCDM.

7. Restrições cosmológicas a partir do CMB

Graças a estes e outros esforços de missões, o CMB tornou-se uma das pedras angulares para determinar parâmetros cosmológicos:

  1. Geometria do Universo: A posição do primeiro pico acústico indica que o Universo é quase espacialmente plano (Ωtotal ≈ 1).
  2. Matéria escura: As alturas relativas dos picos acústicos permitem determinar a densidade da matéria escura (Ωc) e da matéria bariônica (Ωb).
  3. Energia escura: Combinando dados do CMB com outras observações (por exemplo, distâncias de supernovas ou oscilações acústicas bariônicas), é possível determinar a fração de energia escura (ΩΛ) no Universo.
  4. Constante de Hubble (H0): A escala angular dos picos acústicos permite determinar indiretamente H0. Os dados atuais do CMB (do Planck) indicam H0 ≈ 67,4 ± 0,5 km s−1 Mpc−1, mas este resultado entra em conflito com medições locais ("escada de distâncias") que indicam cerca de 73. Esta discrepância, chamada tensão de Hubble, está a ser investigada pelos estudos cosmológicos atuais.
  5. Parâmetros da inflação: As anisotropias do CMB permitem limitar a amplitude e o índice espectral das flutuações primordiais (As, ns), o que é importante para avaliar modelos de inflação.

8. Missões atuais e futuras

8.1 Observações terrestres e lançadas por balões

Após as missões WMAP e Planck, vários telescópios terrestres e lançados por balões com sensibilidade muito elevada continuam a refinar as medições da temperatura e polarização do CMB:

  • Telescópio de Cosmologia Atacama (ACT) e Telescópio do Pólo Sul (SPT): telescópios de grande abertura destinados a medir anisotropias e polarização do CMB em pequenas escalas angulares.
  • Experiências lançadas por balões atmosféricos: como BOOMERanG, Archeops e SPIDER, que realizam medições de alta resolução em altitudes próximas ao espaço.

8.2 Busca pelos modos B

Projetos como BICEP, POLARBEAR e CLASS focam-se na deteção ou limitação da polarização do tipo B. Se a polarização B primordial acima de um certo nível for confirmada, isso permitiria provar diretamente a existência de ondas gravitacionais originadas durante a inflação. Embora reivindicações iniciais (por exemplo, BICEP2 em 2014) tenham sido posteriormente explicadas pela contaminação por poeira galáctica, a busca pela descoberta "limpa" dos modos B primordiais continua.

8.3 Missões de próxima geração

  • CMB-S4: Projeto terrestre planeado que utilizará uma grande quantidade de telescópios para medir com extrema precisão a polarização do CMB, especialmente em escalas angulares pequenas.
  • LiteBIRD (missão planeada da JAXA): Satélite destinado a estudar a polarização em grande escala do CMB, especialmente à procura de vestígios da polarização B primordial.
  • CORE (missão proposta pela ESA, atualmente não confirmada): teria melhorado a sensibilidade das medições de polarização do Planck.

9. Conclusões

O fundo cósmico de micro-ondas oferece uma “janela” única para o Universo primordial, recordando apenas algumas centenas de milhares de anos após o Big Bang. As suas medições de temperatura, polarização e pequenas anisotropias confirmaram o modelo do Big Bang, validaram a existência da matéria escura e da energia escura e moldaram o quadro cosmológico ΛCDM preciso. Além disso, o CMB continua a expandir os limites da física: desde a procura por ondas gravitacionais primordiais e a verificação de modelos de inflação até possíveis indícios de nova física relacionados com a tensão de Hubble e outras questões.

Com os futuros experimentos a aumentar a sensibilidade e a resolução angular, espera-se uma colheita ainda mais abundante de dados cosmológicos. Quer seja para refinar o conhecimento sobre a inflação, determinar a natureza da energia escura ou revelar vestígios de nova física, o CMB continua a ser uma das ferramentas mais poderosas e significativas na astrofísica e cosmologia modernas.

Links e leitura adicional

  1. Penzias, A. A., & Wilson, R. W. (1965). “A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s.” The Astrophysical Journal, 142, 419–421. [Nuoroda]
  2. Mather, J. C., et al. (1994). “Measurement of the Cosmic Microwave Background Spectrum by the COBE FIRAS Instrument.” The Astrophysical Journal, 420, 439. [Nuoroda]
  3. Smoot, G. F., et al. (1992). “Structure in the COBE DMR First-Year Maps.” The Astrophysical Journal Letters, 396, L1–L5. [Nuoroda]
  4. Bennett, C. L., et al. (2013). “Nine-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Final Maps and Results.” The Astrophysical Journal Supplement Series, 208, 20. [Nuoroda]
  5. Planck Collaboration. (2018). “Planck 2018 results. VI. Cosmological parameters.” Astronomy & Astrophysics, 641, A6. [arXiv:1807.06209]
  6. Peebles, P. J. E., Page, L. A., & Partridge, R. B. (eds.). (2009). Encontrar o Big Bang. Cambridge University Press. – Perspetiva histórica e científica da descoberta do CMB e da sua importância.
  7. Kolb, E. W., & Turner, M. S. (1990). O Universo Primordial. Addison-Wesley. – Descrição detalhada da física do Universo primordial e do papel do CMB nele.
  8. Mukhanov, V. (2005). Fundamentos Físicos da Cosmologia. Cambridge University Press. – Analisa detalhadamente a inflação cósmica, as anisotropias do CMB e os fundamentos teóricos da cosmologia moderna.
Voltar ao blogue