29.4: O fundo cósmico de microondas

Objetivos de

Ao final desta seção, você poderá:

• Explique por que podemos observar o resplendor do universo quente e primitivo
• Discuta as propriedades desse brilho residual como o vemos hoje, incluindo sua temperatura média e o tamanho de suas flutuações de temperatura
• Descreva universos abertos, planos e curvos e explique qual tipo de universo é suportado por observações
• Resuma nosso conhecimento atual das propriedades básicas do universo, incluindo sua idade e conteúdo.

A descrição dos primeiros minutos do universo é baseada em cálculos teóricos. É crucial, no entanto, que uma teoria científica seja testável. Quais previsões ele faz? E as observações mostram que essas previsões são precisas? Um sucesso da teoria dos primeiros minutos do universo é a previsão correta da quantidade de hélio no universo.

Outra previsão é que um marco significativo na história do universo ocorreu cerca de 380.000 anos após o Big Bang. Os cientistas observaram diretamente como era o universo nesse estágio inicial, e essas observações oferecem um dos mais fortes apoios à teoria do Big Bang. Para descobrir qual foi esse marco, vamos ver o que a teoria nos diz sobre o que aconteceu durante as primeiras centenas de milhares de anos após o Big Bang.

A fusão de hélio e lítio foi concluída quando o universo tinha cerca de 4 minutos. O universo então continuou a se assemelhar ao interior de uma estrela em alguns aspectos por mais algumas centenas de milhares de anos. Ele permaneceu quente e opaco, com a radiação sendo espalhada de uma partícula para outra. Ainda estava muito quente para os elétrons “se estabelecerem” e se associarem a um núcleo específico; esses elétrons livres são especialmente eficazes na dispersão de fótons, garantindo assim que nenhuma radiação chegue muito longe no universo primitivo sem ter seu caminho alterado. De certa forma, o universo era como uma multidão enorme logo após um show popular; se você se separar de um amigo, mesmo que ele esteja usando um botão piscando, é impossível enxergar através da multidão densa para localizá-lo. Somente depois que a multidão desaparecer, haverá um caminho para a luz do botão dele chegar até você.

O universo se torna transparente

Somente algumas centenas de milhares de anos após o Big Bang, quando a temperatura caiu para cerca de 3000 K e a densidade dos núcleos atômicos para cerca de 1000 por centímetro cúbico, os elétrons e núcleos conseguiram se combinar para formar átomos estáveis de hidrogênio e hélio (Figura\(29.3.4\) na seção anterior). Sem elétrons livres para espalhar fótons, o universo se tornou transparente pela primeira vez na história cósmica. Desse ponto em diante, matéria e radiação interagiram com muito menos frequência; dizemos que elas se separaram umas das outras e evoluíram separadamente. De repente, a radiação eletromagnética poderia realmente viajar e vem viajando pelo universo desde então.

Descoberta da radiação cósmica de fundo

Se o modelo do universo descrito na seção anterior estiver correto, então — quando olhamos para o exterior no universo e, portanto, para trás no tempo — o primeiro “brilho residual” do universo quente e primitivo ainda deve ser detectável. Observações disso seriam uma evidência muito forte de que nossos cálculos teóricos sobre como o universo evoluiu estão corretos. Como veremos, de fato detectamos a radiação emitida nesse momento de desacoplamento de fótons, quando a radiação começou a fluir livremente pelo universo sem interagir com a matéria (Figura\(\PageIndex{1}\)).

Figura: Fundo\(\PageIndex{1}\) cósmico de micro-ondas e nuvens comparados. (a) No início do universo, os fótons (energia eletromagnética) estavam se espalhando pelas partículas lotadas, quentes e carregadas e não conseguiam chegar muito longe sem colidir com outra partícula. Mas depois que elétrons e fótons se estabeleceram em átomos neutros, houve muito menos dispersão e os fótons podiam viajar por grandes distâncias. O universo ficou transparente. Ao olharmos para o espaço e para trás no tempo, não podemos ver o passado além dessa época. (b) Isso é semelhante ao que acontece quando vemos nuvens na atmosfera da Terra. As gotículas de água em uma nuvem dispersam a luz com muita eficiência, mas o ar puro permite que a luz viaje por longas distâncias. Então, quando olhamos para a atmosfera, nossa visão é bloqueada pelas camadas de nuvens e não podemos ver além delas.

A detecção desse brilho residual foi inicialmente um acidente. No final da década de 1940, Ralph Alpher e Robert Herman, trabalhando com George Gamow, perceberam que pouco antes de o universo se tornar transparente, ele deveria estar irradiando como um corpo negro a uma temperatura de cerca de 3000 K — a temperatura na qual os átomos de hidrogênio poderiam começar a se formar. Se pudéssemos ter visto essa radiação logo após a formação de átomos neutros, ela teria se parecido com a radiação de uma estrela avermelhada. Era como se uma bola de fogo gigante enchesse todo o universo.

Mas isso foi há quase 14 bilhões de anos e, entretanto, a escala do universo aumentou mil vezes. Essa expansão aumentou o comprimento de onda da radiação em um fator de 1000 (veja a Figura\(29.2.6\) na Seção 29.2). De acordo com a lei de Wien, que relaciona comprimento de onda e temperatura, a expansão reduziu a temperatura correspondentemente em um fator de 1000 (veja o capítulo sobre Radiação e Espectros).

Alpher e Herman previram que o brilho da bola de fogo agora deveria estar em comprimentos de onda de rádio e deveria se assemelhar à radiação de um corpo negro a uma temperatura apenas alguns graus acima do zero absoluto. Como a bola de fogo estava em todo o universo, a radiação que sobrou dela também deveria estar em todo lugar. Se nossos olhos fossem sensíveis aos comprimentos de onda do rádio, todo o céu pareceria brilhar muito fracamente. No entanto, nossos olhos não conseguem ver nesses comprimentos de onda e, na época em que Alpher e Herman fizeram sua previsão, não havia instrumentos que pudessem detectar o brilho. Com o passar dos anos, sua previsão foi esquecida.

Em meados da década de 1960, em Holmdel, Nova Jersey, Arno Penzias e Robert Wilson, dos Laboratórios Bell da AT&T, construíram uma delicada antena de micro-ondas (Figura\(\PageIndex{2}\)) para medir fontes astronômicas, incluindo restos de supernovas como Cassiopeia A (veja o capítulo sobre A Morte das Estrelas). Eles foram atormentados por um ruído de fundo inesperado, assim como uma leve estática em um rádio, da qual não conseguiram se livrar. O intrigante sobre essa radiação é que ela parecia vir de todas as direções ao mesmo tempo. Isso é muito incomum em astronomia: afinal, a maior parte da radiação tem uma direção específica onde é mais forte — a direção do Sol, ou um remanescente de supernova, ou o disco da Via Láctea, por exemplo.

Figura\(\PageIndex{2}\) Robert Wilson (à esquerda) e Arno Penzias (à direita). Esses dois cientistas estão em frente à antena em forma de chifre com a qual descobriram a radiação cósmica de fundo. A foto foi tirada em 1978, logo após eles receberem o Prêmio Nobel de Física.

Penzias e Wilson inicialmente pensaram que qualquer radiação que parecesse vir de todas as direções deve se originar de dentro do telescópio, então eles desmontaram tudo para procurar a fonte do ruído. Eles até descobriram que alguns pombos haviam se empoleirado dentro da grande antena em forma de chifre e haviam deixado (como disse Penzias delicadamente) “uma camada de substância dielétrica branca, pegajosa e que reveste o interior da antena”. No entanto, nada que os cientistas fizessem poderia reduzir a radiação de fundo a zero, e eles relutantemente aceitaram que ela deveria ser real e vir do espaço.

Penzias e Wilson não eram cosmólogos, mas quando começaram a discutir sua descoberta intrigante com outros cientistas, foram rapidamente colocados em contato com um grupo de astrônomos e físicos da Universidade de Princeton (a uma curta distância). Esses astrônomos estavam, como aconteceu, refazendo os cálculos de Alpher e Herman a partir da década de 1940 e também perceberam que a radiação da época de desacoplamento deveria ser detectável como um leve brilho residual de ondas de rádio. Os diferentes cálculos de qual seria a temperatura observada para esse fundo cósmico de microondas (CMB) ¹ eram incertos, mas todos previam menos de 40 K.

Penzias e Wilson descobriram que a distribuição da intensidade em diferentes comprimentos de onda de rádio corresponde a uma temperatura de 3,5 K. Isso é muito frio — mais próximo do zero absoluto do que a maioria das outras medições astronômicas — e uma prova de quanto espaço (e as ondas dentro dele) se estenderam. Suas medidas foram repetidas com instrumentos melhores, o que nos dá uma leitura de 2,73 K. Então Penzias e Wilson chegaram bem perto. Arredondando esse valor, os cientistas geralmente se referem ao “fundo de microondas de 3 graus”.

Muitos outros experimentos na Terra e no espaço logo confirmaram a descoberta de Penzias e Wilson: a radiação estava realmente vindo de todas as direções (era isotrópica) e correspondia às previsões da teoria do Big Bang com uma precisão notável. Penzias e Wilson haviam inadvertidamente observado o brilho da bola de fogo primitiva. Eles receberam o Prêmio Nobel por seu trabalho em 1978. E pouco antes de sua morte, em 1966, Lemaître soube que seu “brilho desaparecido” havia sido descoberto e confirmado.

Você pode gostar de assistir Three Degrees, um vídeo de 26 minutos do Bell Labs sobre a descoberta da radiação cósmica de fundo por Penzias e Wilson (com imagens históricas interessantes).

Propriedades do fundo cósmico de microondas

Um problema que preocupou os astrônomos é que Penzias e Wilson estavam medindo a radiação de fundo preenchendo o espaço na atmosfera da Terra. E se essa atmosfera for uma fonte de ondas de rádio ou de alguma forma afetar suas medições? Seria melhor medir algo tão importante do espaço.

As primeiras medições precisas do CMB foram feitas com um satélite orbitando a Terra. Chamado de Cosmic Background Explorer (COBE), ele foi lançado pela NASA em novembro de 1989. Os dados recebidos rapidamente mostraram que o CMB se aproxima do esperado de um corpo negro com uma temperatura de 2,73 K (Figura\(\PageIndex{3}\)). Esse é exatamente o resultado esperado se o CMB fosse de fato uma radiação desviada para o vermelho emitida por um gás quente que preencheu todo o espaço logo após o início do universo.

Figura Radiação\(\PageIndex{3}\) cósmica de fundo. A linha sólida mostra como a intensidade da radiação deve mudar com o comprimento de onda de um corpo negro com uma temperatura de 2,73 K. As caixas mostram a intensidade da radiação cósmica de fundo medida em vários comprimentos de onda pelos instrumentos da COBE. O ajuste é perfeito. Quando esse gráfico foi mostrado pela primeira vez em uma reunião de astrônomos, eles o aplaudiram de pé.

A primeira conclusão importante das medições do CMB, portanto, é que o universo que temos hoje realmente evoluiu de um estado quente e uniforme. Essa observação também fornece suporte direto para a ideia geral de que vivemos em um universo em evolução, já que o universo está mais frio hoje do que era no início.

Pequenas diferenças no CMB

Já antes do lançamento do COBE, sabia-se que o CMB é extremamente isotrópico. Na verdade, sua uniformidade em todas as direções é uma das melhores confirmações do princípio cosmológico de que o universo é homogêneo e isotrópico.

De acordo com nossas teorias, no entanto, a temperatura não poderia ter sido perfeitamente uniforme quando o CMB foi emitido. Afinal, o CMB é uma radiação que foi dispersa das partículas no universo no momento do desacoplamento. Se a radiação fosse completamente suave, todas essas partículas deveriam ter sido distribuídas pelo espaço de forma absolutamente uniforme. No entanto, são essas partículas que se tornaram todas as galáxias e estrelas (e estudantes de astronomia) que agora habitam o cosmos. Se as partículas tivessem sido distribuídas de forma completamente suave, elas não poderiam ter formado todas as estruturas de grande escala agora presentes no universo — os aglomerados e superaglomerados de galáxias discutidos nos últimos capítulos.

O universo primitivo deve ter tido pequenas flutuações de densidade a partir das quais tais estruturas poderiam evoluir. Regiões de densidade acima da média teriam atraído matéria adicional e eventualmente crescido nas galáxias e aglomerados que vemos hoje. Acontece que essas regiões mais densas nos parecem pontos mais frios, ou seja, teriam temperaturas abaixo da média.

A razão pela qual a temperatura e a densidade estão relacionadas pode ser explicada dessa maneira. No momento do desacoplamento, os fótons em uma porção um pouco mais densa do espaço tiveram que gastar parte de sua energia para escapar da força gravitacional exercida pelo gás circundante. Ao perder energia, os fótons ficaram um pouco mais frios do que a temperatura média geral no momento do desacoplamento. Vice-versa, os fótons que estavam localizados em uma porção um pouco menos densa do espaço perderam menos energia ao deixá-lo do que outros fótons, parecendo um pouco mais quentes do que a média. Portanto, se as sementes das galáxias atuais existiam na época em que o CMB foi emitido, devemos ver algumas pequenas variações na temperatura do CMB à medida que olhamos em diferentes direções no céu.

Cientistas que trabalharam com os dados do satélite COBE realmente detectaram diferenças de temperatura muito sutis - cerca de 1 parte em 100.000 - no CMB. As regiões de temperatura abaixo da média têm uma variedade de tamanhos, mas mesmo a menor das áreas mais frias detectadas pelo COBE é muito grande para ser a precursora de uma galáxia individual, ou mesmo de um superaglomerado de galáxias. Isso ocorre porque o instrumento COBE tinha “visão embaçada” (baixa resolução) e só podia medir grandes partes do céu. Precisávamos de instrumentos com “visão mais nítida”.

As medições mais detalhadas do CMB foram obtidas por dois satélites lançados mais recentemente do que o COBE. Os resultados do primeiro desses satélites, a espaçonave Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP), foram publicados em 2003. Em 2015, as medições do satélite Planck estenderam as medições do WMAP para uma resolução espacial ainda maior e menor ruído (Figura\(\PageIndex{4}\)).

Figura Observações do\(\PageIndex{4}\) CMB. Essa comparação mostra quantos detalhes podem ser vistos nas observações de três satélites usados para medir o CMB. O CMB é um instantâneo da luz mais antiga do nosso universo, impressa no céu quando o universo tinha cerca de 380.000 anos. A primeira espaçonave, lançada em 1989, é a Cosmic Background Explorer da NASA, ou COBE. O WMAP foi lançado em 2001 e o Planck foi lançado em 2009. Os três painéis mostram trechos de 10 graus quadrados de mapas do céu inteiro. Esta imagem de radiação cósmica de fundo (abaixo) é um mapa celeste do CMB, conforme observado pela missão Planck. As cores no mapa representam temperaturas diferentes: vermelho para mais quente e azul para mais frio. Essas pequenas flutuações de temperatura correspondem a regiões de densidades ligeiramente diferentes, representando as sementes de todas as estruturas futuras: as estrelas, galáxias e aglomerados de galáxias de hoje.

Cálculos teóricos mostram que os tamanhos dos pontos quentes e frios no CMB dependem da geometria do universo e, portanto, de sua densidade total. (Não é óbvio que ele deva fazer isso, e são necessários alguns cálculos bem sofisticados - muito além do nível do nosso texto - para fazer a conexão, mas ter essa dependência é muito útil.) A densidade total que estamos discutindo aqui inclui tanto a quantidade de massa no universo quanto a massa equivalente da energia escura. Ou seja, devemos somar massa e energia: matéria comum, matéria escura e energia escura que está acelerando a expansão.

Para ver por que isso funciona, lembre-se (do capítulo sobre buracos negros e espaço-tempo curvo) que, com sua teoria da relatividade geral, Einstein mostrou que a matéria pode curvar o espaço e que a quantidade de curvatura depende da quantidade de matéria presente. Portanto, a quantidade total de matéria no universo (incluindo matéria escura e a contribuição equivalente da matéria pela energia escura) determina a geometria geral do espaço. Assim como a geometria do espaço ao redor de um buraco negro tem uma curvatura, o universo inteiro pode ter uma curvatura. Vamos dar uma olhada nas possibilidades (Figura\(\PageIndex{5}\)).

Se a densidade da matéria for maior que a densidade crítica, o universo acabará por entrar em colapso. Em um universo tão fechado, dois raios de luz inicialmente paralelos acabarão por se encontrar. Esse tipo de geometria é conhecido como geometria esférica. Se a densidade da matéria for menor do que crítica, o universo se expandirá para sempre. Dois raios de luz inicialmente paralelos divergirão, e isso é chamado de geometria hiperbólica. Em um universo de densidade crítica, dois raios de luz paralelos nunca se encontram, e a expansão só é interrompida em algum momento infinitamente distante no futuro. Nós nos referimos a isso como um universo plano, e o tipo de geometria euclidiana que você aprendeu no ensino médio se aplica a esse tipo de universo.

Figura\(\PageIndex{5}\) retratando a curvatura espacial de todo o universo. A densidade da matéria e da energia determina a geometria geral do espaço. Se a densidade do universo for maior que a densidade crítica, então o universo acabará por entrar em colapso e diz-se que o espaço está fechado como a superfície de uma esfera. Se a densidade for exatamente igual à densidade crítica, então o espaço é plano como uma folha de papel; o universo se expandirá para sempre, com a taxa de expansão parando infinitamente no futuro. Se a densidade for menor do que crítica, a expansão continuará para sempre e diz-se que o espaço está aberto e curvado negativamente, como a superfície de uma sela (onde mais espaço do que você espera se abre à medida que você se afasta). Observe que as linhas vermelhas em cada diagrama mostram o que acontece em cada tipo de espaço — elas são inicialmente paralelas, mas seguem caminhos diferentes, dependendo da curvatura do espaço. Lembre-se de que esses desenhos estão tentando mostrar como o espaço de todo o universo está “distorcido” — isso não pode ser visto localmente na pequena quantidade de espaço que nós, humanos, ocupamos.

Se a densidade do universo for igual à densidade crítica, os pontos quentes e frios no CMB normalmente devem ter cerca de um grau de tamanho. Se a densidade for maior que crítica, os tamanhos típicos serão maiores que um grau. Se o universo tiver uma densidade menor que crítica, as estruturas parecerão menores. Na Figura\(\PageIndex{6}\), você pode ver as diferenças facilmente. As observações do WMAP e Planck do CMB confirmaram experimentos anteriores de que realmente vivemos em um universo plano de densidade crítica.

Figura\(\PageIndex{6}\) Comparação de observações do CMB com possíveis modelos do universo. Simulações cosmológicas preveem que, se nosso universo tiver densidade crítica, as imagens CMB serão dominadas por pontos quentes e frios de cerca de um grau de tamanho (centro inferior). Se, por outro lado, a densidade for maior do que crítica (e o universo acabará por entrar em colapso), os pontos quentes e frios das imagens aparecerão maiores que um grau (canto inferior esquerdo). Se a densidade do universo for menor do que crítica (e a expansão continuar para sempre), as estruturas parecerão menores (canto inferior direito). Como mostram as medições, o universo está em densidade crítica. As medições mostradas foram feitas por um instrumento transportado por balão chamado Boomerang (Balloon Observations of Millimetric Extragalactic Radiation and Geophysics), que voou na Antártica. Observações de satélite subsequentes feitas pelo WMAP e Planck confirmam o resultado do BoomeRang.

Os números-chave de uma análise dos dados de Planck nos fornecem os melhores valores atualmente disponíveis para algumas das propriedades básicas do universo:

• Idade do universo: 13,799 ± 0,038 bilhões de anos (Nota: Isso significa que sabemos que a idade do universo está dentro de 38 milhões de anos. Incrível!)
• Constante de Hubble: 67,31 ± 0,96 quilômetros/segundo/milhão de parsecs
• Fração do conteúdo do universo que é “energia escura”: 68,5% ± 1,3%
• Fração do conteúdo do universo que é matéria: 31,5% ± 1,3%

Observe que esse valor para a constante de Hubble é um pouco menor do que o valor de 70 quilômetros/segundo/milhão de parsecs que adotamos neste livro. Na verdade, o valor derivado das medições dos redshifts é de 73 quilômetros/segundo/milhão de parsecs. A cosmologia moderna é tão precisa nos dias de hoje que os cientistas estão trabalhando duro para resolver essa discrepância. O fato de a diferença entre essas duas medições independentes ser tão pequena é, na verdade, uma conquista notável. Apenas algumas décadas atrás, os astrônomos estavam discutindo se a constante de Hubble estava em torno de 50 quilômetros/segundo/milhão de parsecs ou 100 quilômetros/segundo/milhão de parsecs.

A análise dos dados de Planck também mostra que a matéria comum (principalmente prótons e nêutrons) representa 4,9% da densidade total. A matéria escura mais a matéria normal somam 31,5% da densidade total. A energia escura contribui com os 68,5% restantes. A idade do universo na dissociação, ou seja, quando o CMB foi emitido, foi de 380.000 anos.

Talvez o resultado mais surpreendente das medições de alta precisão do WMAP e das medições de precisão ainda maior de Planck seja que não houve surpresas. O modelo de cosmologia com matéria comum em cerca de 5%, matéria escura em cerca de 25% e energia escura cerca de 70% sobreviveu desde o final da década de 1990, quando os cosmólogos foram forçados a seguir essa direção pelos dados das supernovas. Em outras palavras, o universo muito estranho que estamos descrevendo, com apenas cerca de 5% de seu conteúdo sendo composto pelos tipos de matéria com os quais estamos familiarizados aqui na Terra, realmente parece ser o universo em que vivemos.

Depois que o CMB foi emitido, o universo continuou a se expandir e esfriar. De 400 a 500 milhões de anos após o Big Bang, as primeiras estrelas e galáxias já haviam se formado. Nas profundezas do interior das estrelas, a matéria foi reaquecida, as reações nucleares foram desencadeadas e a síntese mais gradual dos elementos mais pesados que discutimos ao longo deste livro começou.

Concluímos esse rápido passeio pelo nosso modelo do universo primitivo com um lembrete. Você não deve pensar no Big Bang como uma explosão localizada no espaço, como uma superestrela explodindo. Não havia limites e não havia um único local onde a explosão aconteceu. Foi uma explosão de espaço (e tempo, matéria e energia) que aconteceu em todo o universo. Toda matéria e energia que existem hoje, incluindo as partículas das quais você é feito, vieram do Big Bang. Nós estávamos, e ainda estamos, no meio de um Big Bang; ele está ao nosso redor.

Conceitos principais e resumo

Quando o universo ficou frio o suficiente para formar átomos de hidrogênio neutros, o universo se tornou transparente à radiação. Cientistas detectaram a radiação cósmica de fundo de microondas (CMB) dessa época durante o universo quente e primitivo. Medições com o satélite COBE mostram que o CMB age como um corpo negro com uma temperatura de 2,73 K. Pequenas flutuações no CMB nos mostram as sementes de estruturas de grande escala no universo. Medições detalhadas dessas flutuações mostram que vivemos em um universo de densidade crítica e que a densidade crítica é composta por 31% de matéria, incluindo matéria escura, e 69% de energia escura. A matéria comum — os tipos de partículas elementares que encontramos na Terra — representam apenas cerca de 5% da densidade crítica. As medições do CMB também indicam que o universo tem 13,8 bilhões de anos.

Notas de pé

¹ Lembre-se de que as microondas estão na região de rádio do espectro eletromagnético.

Glossário

fundo cósmico de microondas (CMB)

radiação de microondas vinda de todas as direções, ou seja, o resplendor do Big Bang para o vermelho

universo plano

um modelo do universo que tem uma densidade crítica e em que a geometria do universo é plana, como uma folha de papel

tempo de desacoplamento de fótons

quando a radiação começou a fluir livremente pelo universo sem interagir com a matéria