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 de comunicação de baixo ruído com o satélite echo. Sistema direcional de baixo ruído (< 0.05 K).

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 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. 9-10 3 -30 3 10

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 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 e = h n = h c / l l l =l R obs 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 = T / 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 r = devido à evolução do elemento de volume e da energia dos fótons a densidade de energia no universo primordial era r = 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. N e _________ fótons r0 3 2 L c r ______ r0 r 4 R

Evolução da densidade de matéria Devido à compressão do volume a densidade de matéria no universo primordial era r = r 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 m m0

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!

Formação do He 4 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, n -10 ________ bárions h = ~ 6.14 x 10 n fótons 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 - 30 3 r = 9.2 x 10 g/cm ( H = 70 km/s/Mpc) crit Definindo-se o parâmetro de densidade r _____ W = r crit As observações atuais indicam que W ~ 0.04, consistente com a nucleossíntese primordial. b b

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

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 3 c 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 = 0.04 e W = 0.3 como podemos ter W = 1 ? b m

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