A Descoberta da A Descoberta da Radiação Cósmica de Radiação Cósmica de

Fundo e suas Fundo e suas ConseqüênciasConseqüências

Ronaldo E. de Souza

Dept. Astronomia, IAG/USP

O que Podemos Aprender O que Podemos Aprender com a Radiação Cósmica com a Radiação Cósmica

de Fundo?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 Arno Penzias & Robert WilsonWilson

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 Qual é a Fonte do Ruído Observado?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.

Não Muito Longe Dali ...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 GamowIdéia 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

10

3

Conclusão:Conclusão:

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

A Missão COBEA 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 Caracte rísticas de um Corpo NegroCorpo 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 Origem da Radiação Cósmica de FundoCósmica 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 A expansão do Universo e os Fótonsos 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 obs

Evolução da Temperatura Evolução da Temperatura de fundode 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.

0

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 Evolução da Densidade de EnergiaEnergia

4

r0

r

_________N fótons

L c230

______

r0

R

Evolução da densidade de Evolução da densidade de matériamatéria

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.

3m0m

Era da radiaçãoEra 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 TérmicasEras Térmicas

Os elementos químicos complexos não existiam no Universo primordial!

Formação do HeFormação do He

A formação do He primordial durou cerca de 5 minutos!

44

4

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 ( Razão Fóton/Bárion ( ))

As taxas de reação dependem da densidade de bárions presentes no meio especificada através do parâmetro,

________n

bárions

nfótons~ 6.14 x 10

-10

Cujo valor se manteve inalterado e pode ser inferido a partir de observações no Universo local.

Nucleossíntese Primordial Nucleossíntese Primordial X ObservaçõesX 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 Densidade de Matéria no UniversoUniverso

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

- 30 30

Definindo-se o parâmetro de densidade

= _____crit

As observações atuais indicam que ~ 0.04, consistente com a

nucleossíntese primordial. bb

A Matéria EscuraA 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 < v > =disp

2 _____GM2

R

M ~ 10 Mtot bárions

Teorema do Virial:

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 COBEA 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 A Origem das Flutuações de Temperaturade 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

A Era WMAPA 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 Perturbações na Radiação de Fundode 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 PotênciaO 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 ?

bm

O Cenário CDMO 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.

FimFim