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A Descoberta da Radiação Cósmica de Fundo e suas Conseqüências Ronaldo E. de Souza Dept. Astronomia, IAG/USP.

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1 A Descoberta da Radiação Cósmica de Fundo e suas Conseqüências Ronaldo E. de Souza Dept. Astronomia, IAG/USP

2 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.

3 Arno Penzias & Robert Wilson Antena projetada em 1960 para testes de comunicação de baixo ruído com o satélite echo. Sistema direcional de baixo ruído (< 0.05 K).

4 Qual é a Fonte do Ruído Observado? 0.1 dB = 6.6 K Tcéu =3 K 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.

5 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!

6 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 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/cm ). Como a densidade atual do Universo é da ordem de 10 g/cm, concluímos que houve uma expansão por um fator da ordem de 10. O resultado final é que o Universo deve estar preenchido com um fundo de radiação cuja temperatura deve ser da ordem de 1 K

7 Conclusão: Penzias e Wilson foram agraciados com o prêmio Nobel de 1978 pela relevância da descoberta no entendimento do Universo.

8 A Missão COBE A temperatura do fundo de radiação, T 0 = K, e segue a curva de um corpo negro, indicado uma origem térmica.

9 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.

10 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?

11 A expansão do Universo e os Fótons Se consideramos uma região que atualmente tem uma dimensão L a sua dimensão no passado era menor L=R L Onde R é o chamado fator de escala. Atualmente R=1 e no passado R<1. R=1 R<1 R = h = h c / Os fótons da radiação de fundo eram muito mais energéticos no universo primordial. 0 0 obs

12 Evolução da Temperatura de fundo No universo primordial a temperatura da radiação de fundo era muito maior, T = T / R Por exemplo quando R=0.001 a temperatura do fundo de microondas era mil vezes maior ou cerca de K. 0

13 A atual densidade de energia da radiação é igual a = devido à evolução do elemento de volume e da energia dos fótons a densidade de energia no universo primordial era 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 Energia 4 r0 r _________ N fótons L c 23 0 ______ r0 R

14 Evolução da densidade de matéria Devido à compressão do volume a densidade de matéria no universo primordial era R 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. 3 m0m

15 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.

16 Eras Térmicas Os elementos químicos complexos não existiam no Universo primordial!

17 Formação do He A formação do He primordial durou cerca de 5 minutos! 4 4

18 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.

19 Razão Fóton/Bárion ( ) As taxas de reação dependem da densidade de bárions presentes no meio especificada através do parâmetro, ________ n bárions n fótons ~ 6.14 x Cujo valor se manteve inalterado e pode ser inferido a partir de observações no Universo local.

20 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.

21 Densidade de Matéria no Universo É costume especificar a densidade de matéria comparando-se o seu valor com o requerido para o modelo plano = 9.2 x 10 g/cm ( H = 70 km/s/Mpc) crit Definindo-se o parâmetro de densidade = _____ crit As observações atuais indicam que ~ 0.04, consistente com a nucleossíntese primordial. b b

22 A Matéria Escura A densidade de matéria inferida a partir dos aglomerados de galáxias indica que ~ 0.3, cerca de 10 vezes superior à quantidade de bárions requerida para a nucleossíntese primordial. m M = disp 2 _____ GM 2 R M ~ 10 M totbárions Teorema do Virial:

23 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.

24 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.

25

26 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. T = _____ 3 c 2 Conhecido como o efeito Sachs-Wolfe

27 A Era WMAP Em 2002 a NASA enviou ao espaço o satélite WMAP capaz de realizar observações muito mais detalhadas que o satélite COBE.

28 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.

29 O Espectro de Potência A posição do primeiro pico acústico indica que vivemos em um Universo plano Mas, sendo = 0.04 e = 0.3 como podemos ter = 1 ? b m

30 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.

31 Fim


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