Astronomia

Por que podemos observar o Fundo Cósmico de Microondas, não importa a direção que olhemos?

Por que podemos observar o Fundo Cósmico de Microondas, não importa a direção que olhemos?

Costumo ler que o CMB foi lançado de todos os lugares do Universo, em todas as direções.

Se essa afirmação for verdadeira, alguém pode explicar o que "em todos os lugares do universo, em todas as direções" meios ? Se não, por que podemos observá-lo em todas as direções?


Até o Universo ter 380.000 anos, ele foi preenchido com um gás de prótons e elétrons. Havia também radiação, em equilíbrio térmico com a matéria, e por ser muito quente, os prótons e elétrons não conseguiam formar o hidrogênio neutro, pois toda vez que ele "tentava", um fóton energético disparava o elétron.

Esse gás estava em toda parte. E os fótons viajaram e se espalharam em todas as direções:

Fótons (roxo) dispersão em elétrons livres (verde), e ambos são misturados com prótons (vermelho).

380.000 anos após o Big Bang, a temperatura caiu o suficiente para que átomos neutros pudessem se formar (isso é chamado recombinação) A radiação, que até agora havia se espalhado continuamente em elétrons livres, agora poderia fluir livremente entre os átomos (isso é chamado dissociação).

Então eles fizeram. Ainda em todas as direções:

Este streaming gratuito ainda está ocorrendo. Os fótons viajam em todas as direções e estão por toda parte. Os fótons que vocês são capazes de ver, são aqueles que começaram a uma determinada distância de você e em uma determinada direção, mas outros fótons começaram a distâncias cada vez maiores e em outras direções. Você simplesmente não os vê, porque você está certo aqui. Mas uma pessoa em outro lugar do Universo veria o mesmo que você.

Os fótons que observamos como o CMB vêm de uma região que chamamos de superfície da última dispersão, porque corresponde à superfície de uma concha centrada em nós. Mas não há nada de especial nesta "superfície", exceto que ela consiste em todos os pontos do Universo que estão tão distantes de nós que um fóton leva cerca de 13,8 bilhões de anos para viajar. E por causa da expansão, esses pontos estão agora a cerca de 47 bilhões de anos-luz de distância de nós.

Na figura abaixo, as setas mostram os fótons CMB. Todos têm o mesmo comprimento; eles começam onde foram emitidos e terminam onde estão hoje. o que nós observe como a CMB são todas as setas que terminam na Via Láctea (no centro). Outras setas podem ser observadas por outros observadores em outras galáxias que têm sua própria superfície da última dispersão ao seu redor.


sim. É por isso que chamamos o CMB de isotrópico até uma ou duas décadas atrás; isotrópico significa 'o mesmo em todas as direções'. Desde então, temos a Sonda de Anisotropia de Microondas Wilkinson e seus sucessores, que apresentam pequenas diferenças dependendo de para onde apontamos nossa antena. Podemos facilmente medir nossa velocidade em relação a esta radiação de fundo quase uniforme: acelerando através do universo. Subtraindo isso, obtemos dados WMAP com velocidade corrigida mostrando pontos quentes e frios. É por isso que agora chamamos o CMB de anisotrópico.


Qualquer que seja a direção que olhemos no universo, estamos olhando para trás no tempo. Se observarmos uma galáxia que é $10$ milhões de anos-luz de distância, então estamos observando fótons que foram emitidos $10$ milhões de anos atrás. Se observarmos uma galáxia que é $1$ bilhões de anos-luz de distância, então estamos observando fótons que foram emitidos $1$ bilhões de anos atrás.

E quanto mais longe na distância (e mais para trás no tempo) vamos, mais os fótons são desviados para o vermelho por causa da expansão do universo enquanto os fótons estavam em vôo.

Eventualmente, em todas as direções, chegamos ao ponto onde estamos observando os fótons que foram emitidos $380,000$ anos após o Big Bang. Quaisquer fótons emitidos antes disso serão espalhados pelo gás ionizado que preencheu o universo antes dessa época. Assim, os fótons mais antigos que podemos observar em qualquer direção são fótons emitidos $380,000$ anos após o Big Bang. Esses fótons foram deslocados para o vermelho para comprimentos de onda de micro-ondas, então eles formam o que chamamos de radiação cósmica de fundo de micro-ondas ou CMBR.


Por que estudamos o CMB?

Se isso é confuso, pense nisso como jogar uma bola de beisebol direto para o ar. Digamos que a taxa de expansão seja a velocidade inicial da bola, que depende da força com que você a arremessa. A gravidade da Terra agirá sobre a bola e fará com que ela diminua a velocidade. Três coisas podem acontecer. Em primeiro lugar, a bola pode eventualmente desacelerar até parar e cair de volta para a Terra, acelerando para baixo à medida que cai (como um universo fechado), ou a bola começa a desacelerar, mas ainda está se movendo apenas o suficiente para que a velocidade da bola desacelera assintoticamente para 0 (como um universo plano), ou se você puder jogar a bola com força suficiente, a bola irá desacelerar, mas ainda terá energia suficiente para escapar da força da gravidade da Terra (velocidade de escape) e continuará a viajar para longe da Terra a uma velocidade constante (como um universo aberto). Assim, ao estudar o CMB, os cientistas foram capazes de estabelecer limites nos valores possíveis para ômega e agora sabem que ômega é igual a 1, o que significa que nosso universo é plano.


3 respostas 3

A radiação cósmica de fundo faz não originam-se do próprio big bang. Ele se originou cerca de 380.000 anos após o big bang, quando a temperatura caiu o suficiente para permitir que elétrons e prótons formassem átomos. Quando foi liberado, o fundo cósmico de micro-ondas não era micro-ondas - os fótons tinham energias mais altas. Desde aquela época, eles foram deslocados para o vermelho devido à expansão do universo e estão atualmente na faixa de microondas.

O universo é opaco desde 380.000 anos e antes. As galáxias que podemos ver só se formaram depois dessa época. Antes disso, tudo o que se pode observar é o CMB.

O CMB que vemos é o estado do universo quando se tornou transparente, 380000 anos após o Big Bang. Nossas linhas de visão longe de nós não podem ver mais longe do que isso. Pense no Sol, que é uma grande bola de gás, mas parece ter uma superfície porque é onde o gás acumulado ao longo da linha de visão para o centro se tornou opaco.

O universo tornou-se transparente após 380000 anos porque o resfriamento causado por sua expansão permitiu que o gás ionizado se recombinasse em hidrogênio neutro e hélio, que é transparente à luz visível. Neste momento, a gravidade poderia começar a trabalhar nas pequenas variações de densidade, fazendo com que as partes mais densas se tornassem lentamente mais e mais densas até que as reações nucleares começassem no núcleo mais denso, marcando o início da formação estelar. Mas como o universo ainda estava quente e as variações iniciais de densidade muito pequenas, ainda demorou milhões de anos para que as primeiras estrelas se formassem.

Enquanto no estado neutro, o universo era transparente à luz visível, mas opaco no ultravioleta distante devido à absorção dos elétrons ao redor dos átomos de hidrogênio neutros. Quando tentamos ver essa época com o Hubble e outros telescópios ópticos, o desvio para o vermelho muito alto moveu o ultravioleta distante através do espectro visível e para o infravermelho, tornando a maior parte do período neutro invisível para nós. O Telescópio Espacial James Webb (JWST) terá detectores que funcionam a uma distância suficiente no infravermelho para que possamos ver o que acontece durante o tempo neutro. Depois de centenas de milhões de anos, a luz ultravioleta das estrelas quentes reionizou o universo tornando-o mais uma vez transparente para o ultravioleta (e agora transparente também no visível devido à baixa densidade após centenas de milhões de anos de expansão).

A ideia de que vemos os momentos reais do Big Bang quando olhamos para o CMB surge porque as variações de densidade não podiam mudar durante os primeiros 380000 anos, então aqueles que vemos no CMB estavam lá desde os primeiros instantes do Big Bang e representam flutuações quânticas-mecânicas presentes logo no início.


Questionário ASTR nº 2

B. em algum lugar em um universo em expansão, mas não em qualquer parte especial dele.

C. perto do centro de um universo em expansão, como mostrado pela expansão universal para longe de nós em todas as direções.

A. Além do horizonte cosmológico, estamos olhando para uma época anterior à formação do universo.

B. O horizonte cosmológico está infinitamente distante e não podemos ver até o infinito.

C. O universo se estende apenas até este horizonte.

D. Não temos telescópios grandes o suficiente.

A. Algumas galáxias estariam mais distantes do que a borda do universo.

B. As galáxias teriam que ter viajado mais rápido do que indicam nossas observações.

C. As galáxias estariam viajando rápido demais para que o universo fosse limitado pela gravidade.

R. Ainda não temos uma teoria que ligue a mecânica quântica e a relatividade geral.

B. Não sabemos quanta energia existia durante esse tempo.

C. A era Planck foi a época anterior ao Big Bang, e não podemos descrever o que aconteceu antes desse instante.

D. Não entendemos as propriedades da antimatéria.

A. o fato de que o universo está se expandindo

B. o fato de que cerca de 25 por cento da matéria comum no universo consiste em hélio

C. a existência da radiação cósmica de fundo

A. A massa combinada das duas partículas é completamente transformada em energia (fótons).

B. A pergunta não faz sentido, visto que a antimatéria não existe realmente.

C. Eles podem formar um átomo completo.

-Com exceção de variações muito pequenas, parece essencialmente o mesmo em todas as direções em que olhamos para o espaço.

R. O Big Bang estava quente, mas a temperatura diminuiu conforme o universo se expandia, e a temperatura agora é de 3 K.

B. Não é do próprio Big Bang - é das nuvens frias de gás e poeira que sobraram do Big Bang.

C. O Big Bang estava quente, mas quando se tornou transparente, a temperatura havia caído para 3 K.

R. Eles foram as sementes de buracos negros supermassivos em torno dos quais todas as galáxias se formaram.

B. Acredita-se que eles tenham levado ao desenvolvimento das atuais concentrações de matéria e energia em superaglomerados de galáxias.

C. Acredita-se que eles contenham a maior parte da elusiva "matéria ausente" na forma de concentração de energia no universo.

R. Toda a massa da galáxia está concentrada em seu disco gasoso plano.

B. A quantidade de luz emitida por estrelas em distâncias diferentes é quase a mesma em toda a galáxia.

C. O disco de uma galáxia espiral é bastante plano, em vez de esférico, como o halo.

A. Embora a matéria escura não emita luz visível, ela pode ser vista com comprimentos de onda de rádio, e tais observações confirmam que o halo está cheio desse material.

B. Nossa visão de galáxias distantes às vezes é obscurecida por manchas escuras no céu, e acreditamos que essas manchas são matéria escura localizada no halo.

C. As velocidades orbitais das estrelas distantes do centro da galáxia são surpreendentemente altas, sugerindo que essas estrelas estão sentindo efeitos gravitacionais de matéria invisível no halo.

R. Estamos tão perto desses sistemas que não observamos sua expansão.

B. Sua gravidade é forte o suficiente para mantê-los juntos contra a expansão do universo.

C. O universo ainda não é velho o suficiente para que esses objetos comecem sua expansão.

R. Estamos tão perto desses sistemas que não observamos sua expansão.

B. Sua gravidade é forte o suficiente para mantê-los juntos contra a expansão do universo.

C. O universo ainda não é velho o suficiente para que esses objetos comecem sua expansão.

A. Aglomerados de galáxias se separariam.

B. A Via Láctea se separaria.

C. O Universo se expandiria para sempre.

A. As supernovas anãs brancas têm o mesmo brilho, independentemente do desvio para o vermelho.

B. Há muito mais matéria escura do que matéria visível no universo.

C. As supernovas anãs brancas são ligeiramente mais escuras do que o esperado para um universo costeiro.

D. A Galáxia de Andrômeda está se afastando da Via Láctea a uma velocidade cada vez maior.


É assim que sabemos que o fundo cósmico da micro-ondas vem do Big Bang

O brilho restante do Big Bang, o CMB, não é uniforme, mas tem pequenas imperfeições e. [+] flutuações de temperatura na escala de algumas centenas de microkelvin. Embora isso desempenhe um grande papel em épocas tardias, após o crescimento gravitacional, é importante lembrar que o Universo inicial, e o Universo em grande escala hoje, é apenas não uniforme em um nível inferior a 0,01%. O Planck detectou e mediu essas flutuações com uma precisão melhor do que nunca.

Existem muitas coisas que geram um sinal observável no Universo. Astronomicamente, a principal forma de buscarmos esses sinais é por meio de alguma forma de luz. Ou o fenômeno físico que estamos tentando aprender gera alguma forma de luz, que coletamos com um telescópio ou outro instrumento, ou absorve luz, o que significa que há uma lacuna em um sinal de fundo previsível.

Mas muitos sinais parecem semelhantes, e muitas vezes o que atribuímos a uma fonte acaba sendo o resultado de um processo muito diferente. Uma das acusações levantadas por aqueles que não acreditam no Big Bang é que existem muitas maneiras possíveis de gerar um fundo de radiação cósmica que está apenas alguns graus acima do zero absoluto. Isso é correto? Vamos examinar o próprio sinal para descobrir.

Penzias e Wilson na Antena Holmdel Horn de 15 m, que detectou pela primeira vez o CMB. Embora muitos. [+] fontes podem produzir fundos de radiação de baixa energia, as propriedades do CMB confirmam sua origem cósmica.

Em 1964, Arno Penzias e Bob Wilson descobriram um fenômeno surpreendente usando seu novo brinquedo: uma antena de rádio em New Jersey. A Antena Holmdel Horn foi originalmente projetada para ser uma antena de micro-ondas usada pelos Laboratórios Bell para comunicações por satélite. Mesmo assim, quando tentaram calibrar o instrumento, houve um ruído que eles não conseguiram fazer desaparecer. O Sol emitia radiação, assim como a Via Láctea. No entanto, mesmo à noite, não importa para onde apontassem a antena, não havia como fazer o sinal desaparecer. Sempre havia esse "zumbido" constante e de baixa energia que não podia ser removido.

Eles tentaram todos os seus truques de calibração, tentaram tirar os pássaros empoleirados da antena e limpá-la, tentaram tudo o que sabiam. O barulho não ia embora. Apenas alguns graus acima do zero absoluto, a radiação parecia vir de todos os lugares, igualmente.

Não é simplesmente o fato de as galáxias estarem se afastando de nós que causa um desvio para o vermelho, mas sim o. [+] espaço entre nós e a galáxia redshift a luz em sua jornada daquele ponto distante para nossos olhos.

Larry McNish / RASC Calgary Center

O grupo de Bob Dicke em Princeton estava se preparando para começar um experimento usando um dispositivo conhecido como Radiômetro Dicke para procurar exatamente este sinal: a relíquia de uma fase quente e densa que muitos teorizaram representava a origem de nosso Universo em expansão. Se o Universo se originou de um estado quente, denso e uniforme, à medida que se expandiu, ele deve esfriar. O motivo é simples: a temperatura da radiação é definida pelo comprimento de onda dos fótons individuais que a compõem.

O plasma ionizado (L) antes da CMB ser emitido, seguido pela transição para um Universo neutro. [+] (R) que é transparente para os fótons. Essa luz então flui livremente para nossos olhos, de onde chega até os dias de hoje, 13,8 bilhões de anos depois.

À medida que o Universo se expande, não apenas a radiação fica menos densa, mas o alongamento do espaço aumentará o comprimento de onda dos fótons, e fótons de comprimento de onda mais longo correspondem a temperaturas mais baixas. Quando átomos neutros se formam, a radiação não pode mais interagir e simplesmente voa em linha reta até interagir com algo. 13,8 bilhões de anos depois, esse algo são nossos olhos e instrumentos, revelando um banho de radiação uniforme e ultrafrio a 2,725 K.

De acordo com as observações originais de Penzias e Wilson, o plano galáctico emitiu alguns. [+] fontes astrofísicas de radiação (centro), mas acima e abaixo, tudo o que restou foi um fundo uniforme e quase perfeito de radiação.

Claro, muitos mecanismos alternativos também podem produzir um banho de radiação apenas alguns graus acima do zero absoluto.

Pode ser um fenômeno atmosférico que, além de toda a luz solar espalhada e emissão de vapor d'água, produza uma quantidade uniforme de radiação de baixa energia que seria captada por uma antena. Esta ideia foi falsificada pelo COBE e outros satélites que mediram esta radiação do espaço, muito acima da atmosfera da Terra.

COBE, o primeiro satélite CMB, mediu flutuações em escalas de apenas 7º. WMAP foi capaz de medir. [+] resoluções até 0,3 ° em cinco bandas de frequência diferentes, com Planck medindo até apenas 5 minutos de arco (0,07 °) em nove bandas de frequência diferentes no total. Todos esses observatórios baseados no espaço detectaram o Fundo Cósmico de Microondas, confirmando que não era um fenômeno atmosférico.

NASA / COBE / DMR NASA / WMAP equipe científica ESA e a colaboração de Planck

Pode haver uma grande quantidade de matéria difusa no espaço, que então absorve a luz das estrelas de todas as direções e a re-irradia a uma temperatura mais baixa. Existe uma lei física conhecida como lei de Stefan-Boltzmann que descreve como qualquer superfície totalmente preta de absorção perfeita irradiará a uma determinada temperatura. Se tal substância fosse espalhada uniformemente por todo o Universo, ou mesmo circundando a Terra em nossa própria galáxia, então a luz estelar absorvida e reemitida, assumindo que tudo tinha a densidade correta, poderia ser responsável por esse sinal.

Esta é a nebulosa de reflexão IC 2631, conforme imageada pelo telescópio MPG / ESO 2.2-m. É absolutamente. [+] verdade que a poeira pode refletir a luz das estrelas, mas a quantidade de poeira que seria necessária para gerar um sinal que imita a radiação de fundo do Universo não existe, nem essa poeira tem os tamanhos ou cores corretos para reproduzir o que observamos .

Exceto que a astronomia progrediu até o ponto em que medimos a poeira em nossa galáxia, em todo o Universo e em torno do Sistema Solar. Possui as seguintes propriedades:

  • não é distribuído uniformemente,
  • não é um absorvedor perfeito (preferencialmente absorvendo luz azul e transmitindo luz vermelha),
  • e na maioria dos locais do céu, onde não olhamos no plano galáctico ou no plano do zodíaco, a quantidade de poeira é insuficiente para explicar essa radiação.

Portanto, essa explicação também não é boa. Na verdade, parte da razão pela qual mesmo as primeiras observações de Penzias e Wilson foram tomadas como evidência definitiva do Big Bang foi por causa do tamanho do sinal: cerca de 100 vezes maior do que o possível sinal de fundo.

Existem enormes quantidades de poeira cósmica espalhadas por toda a galáxia, o Universo e o Solar. [+] Sistema, mas essa poeira não tem as propriedades certas para emitir de forma que pudesse ser confundida com a radiação de fundo do Universo.

T.A. Reitor / Universidade do Alasca Anchorage, H. Schweiker / WIYN e NOAO / AURA / NSF

Mas talvez haja algo lá fora, muito além das galáxias que conhecemos, que está emitindo uma fonte de luz ultra-distante. Afinal, estrelas e galáxias parecem estar em toda parte, e o Sol é quase um radiador de corpo negro perfeito. Talvez, como alguns afirmam, a luz possa estar perdendo energia enquanto viaja pelo Universo: uma explicação da luz cansada.

Esta luz - possivelmente de estrelas - poderia simplesmente ter perdido energia com o tempo, saindo como um fundo de energia muito baixa hoje. Se tivesse se originado dessa maneira, essa luz agora poderia estar apenas alguns graus acima do zero absoluto. A maneira como você diferenciaria essa explicação das previsões do Big Bang, porém, é que, conforme sua luz viaja pelo Universo, ela não se estende, mas perde energia para formar uma forma espectral diferente. Não pareceria mais um verdadeiro corpo negro, mas um corpo negro mudado, facilmente discernível pelas previsões do Big Bang.

Um espectro alterado que já foi um corpo negro, onde a luz se cansou, não pode corresponder ao real. [+] espectro de corpo negro da CMB. O deslocamento Doppler deve ser cosmológico e a radiação deve ter se originado de um estado perfeitamente térmico.

Tutorial de cosmologia de Ned Wright

As observações de 1992 do satélite COBE demonstraram definitivamente que a forma era de um corpo negro tão perfeito que essa alternativa foi descartada. Na verdade, eram dados tão bons que demonstraram que algum explicação que dependia da luz das estrelas, seja refletida ou transformada, deve ser descartada.

Há uma razão simples: o Sol não é completamente opaco à luz das estrelas que produz.

Na fotosfera, podemos observar as propriedades, elementos e características espectrais presentes no. [+] camadas mais externas do Sol. O topo da fotosfera tem cerca de 4400 K, enquanto o fundo, 500 km para baixo, é mais parecido com 6000 K. O espectro solar é a soma de todos esses corpos negros.

Solar Dynamics Observatory / GSFC da NASA

As camadas externas são extremamente tênues e raras, e a radiação que recebemos aqui na Terra nem toda se origina da própria borda desse plasma. Em vez disso, muito do que vemos se origina nos primeiros 500 quilômetros, onde as camadas internas são significativamente mais quentes do que as externas. A luz que vem de nosso Sol - ou de qualquer estrela, aliás - não é um corpo negro, mas a soma de muitos corpos negros que variam em temperatura em muitas centenas de graus.

É somente quando você adiciona todos esses corpos negros juntos que você pode reproduzir a luz que vemos vindo de nossa estrela-mãe. A radiação cósmica de fundo, quando olhamos seu espectro em detalhes, é um corpo negro muito mais perfeito do que qualquer estrela poderia esperar ser.

A luz real do Sol (curva amarela, esquerda) versus um corpo negro perfeito (em cinza), mostrando que o. [+] Sun é mais uma série de corpos negros devido à espessura de sua fotosfera à direita é o corpo negro perfeito real do CMB medido pelo satélite COBE. Observe que as "barras de erro" à direita têm surpreendentes 400 sigma. A concordância entre a teoria e a observação aqui é histórica, e o pico do espectro observado determina a temperatura restante do Fundo de Microondas Cósmico: 2,73 K.

Usuário do Wikimedia Commons Sch (L) COBE / FIRAS, NASA / JPL-Caltech (R)

Não é poeira. Não é a luz das estrelas. Não é que sua luz se cansa. Não é emitido por átomos ou moléculas, nem contém assinaturas de que átomos ou moléculas absorvem porções dele.

Não vem da Terra, da atmosfera, do Sistema Solar ou da galáxia. Não se difunde de fontes pontuais ou se origina de ambientes nebulosos onde as primeiras estrelas estão localizadas.

Este fundo de radiação, mais perfeitamente um corpo negro em seu espectro do que qualquer outra coisa no Universo, deve ter sua origem em um estado denso e quente que existia bilhões de anos atrás.

As observações em maior escala no Universo, desde a radiação cósmica de fundo em microondas até a cósmica. [+] teia para aglomerados de galáxias para galáxias individuais, todos requerem matéria escura para explicar o que observamos. A estrutura em grande escala exige isso, mas as sementes dessa estrutura, do Fundo Cósmico da Microondas, também o exigem.

Chris Blake e Sam Moorfield

Com o tempo, os detalhes exatos permitiram uma validação posterior, pois as minúsculas flutuações de temperatura correspondem às imperfeições de densidade de que precisaríamos para reproduzir a estrutura em nosso Universo. O gás quente e em movimento no Universo muda a radiação onde ela existe de acordo com o efeito Sunyaev-Zel'dovich. As temperaturas esfriam exatamente como previsto, à medida que as regiões mais densas aumentam e as regiões menos densas perdem sua matéria, como prevêem os efeitos Sachs-Wolfe e Integrated Sachs-Wolfe.

Mas não precisamos ser tão sofisticados para validar o Big Bang e falsificar as alternativas. A temperatura observada e o espectro da radiação cósmica de fundo descartou todas as alternativas, do estado estacionário ao estado quase estacionário, à luz das estrelas refletida, à luz cansada, à emissão terrestre à cosmologia do plasma. O Big Bang não é aceito em ideologia, é aceito com base em evidências. A menos que apareça um concorrente que possa explicar o brilho remanescente onipresente no Universo, ele continuará sendo um pilar fundamental para construirmos em nossa investigação do Universo.


Problemas ao olhar para o CMB

Você deve estar familiarizado com as fotos do CMB retratando uma superfície relativamente uniforme, sem brilho, colorida em verdes e azuis. Este mapa, montado a partir de dados coletados pela missão WMAP da NASA, é o primeiro mapa já feito para cobrir cada centímetro do céu. Agora, o satélite Planck da ESA (Agência Espacial Européia) adicionou ainda mais detalhes a esta imagem, revelando uma névoa incomum em torno do centro de nossa galáxia. À primeira vista, essa bolha embaçada parecia muito semelhante ao tipo de energia (conhecida como emissão síncrotron) que os astrônomos costumam associar a eventos de supernova. A diferença é que esta nuvem detectada pelo Planck é mais brilhante em diferentes frequências, e por isso não se pode dizer que as supernovas são as culpadas.

Outras suposições incluem ventos galácticos ou mesmo as evasivas partículas de matéria escura interagindo umas com as outras. Uma vez que a fonte desta névoa misteriosa é resolvida, os astrônomos podem se concentrar em olhar para o CMB sem que a névoa galáctica interfira nos resultados.


A radiação cósmica de fundo

Leitura Adicional

Ao longo dos séculos, os astrônomos forneceram evidências crescentes de que a Terra, o Sistema Solar e a Via Láctea não ocupam uma posição especial no cosmos. Não apenas não estamos no centro da existência - muito menos o sumidouro corrupto cercado pelos céus de cristal puro, como na teologia cristã geocêntrica inicial - o Universo não tem centro nem borda.

Em cosmologia, isso é elevado a um princípio. O Universo é isotrópico, o que significa que é (aproximadamente) o mesmo em todas as direções. A radiação cósmica de fundo (CMB) é a evidência mais forte do princípio isotrópico: o espectro da luz que chega à Terra de todas as direções indica que ela foi emitida pela matéria quase exatamente na mesma temperatura.

O modelo do Big Bang explica por quê. Nos primeiros anos da história do Universo, a matéria era muito densa e quente, formando um plasma opaco de elétrons, prótons e núcleos de hélio. A expansão do espaço-tempo diminuiu até que o plasma esfriou o suficiente para que átomos estáveis ​​pudessem se formar. Esse evento, que terminou cerca de 380.000 anos após o Big Bang, é conhecido como recombinação. O efeito colateral imediato foi tornar o Universo transparente e liberar um grande número de fótons, muitos dos quais viajaram pelo espaço sem serem molestados desde então.

Observamos as relíquias da recombinação na forma do CMB. A temperatura do Universo hoje é cerca de 2,73 graus acima do zero absoluto em todas as partes do céu. A falta de variação torna o cosmos quase o mais próximo possível de um corpo térmico perfeito. No entanto, as medições mostram anisotropias - pequenas flutuações de temperatura, cerca de 10 milionésimos de grau ou menos. Posteriormente, essas irregularidades deram origem a áreas de concentração de massa. Um cosmos isotrópico perfeitamente sem características não teria estrelas, galáxias ou planetas cheios de humanos.

Para medir o tamanho físico dessas anisotropias, os pesquisadores transformam o mapa de todo o céu das flutuações de temperatura em algo chamado espectro de potência. Isso é semelhante ao processo de pegar luz de uma galáxia e encontrar os comprimentos de onda (cores) que a compõem. O espectro de energia abrange flutuações em todo o céu até variações muito pequenas de temperatura. (Para aqueles com algum conhecimento de matemática superior, este processo envolve a decomposição das flutuações de temperatura em harmônicos esféricos.)

Detalhes menores nas flutuações informam aos cosmologistas as quantidades relativas de matéria comum, matéria escura e energia escura. No entanto, algumas das maiores flutuações - cobrindo um quarto, um oitavo e um dezesseis avos do céu - são maiores do que qualquer estrutura no Universo, portanto, representando variações de temperatura em todo o céu.


Perguntas frequentes

CMB significa Cosmic Microwave Background. Às vezes também é chamado de CBR, para radiação cósmica de fundo, embora este seja realmente um termo mais geral que inclui outras origens cosmológicas, por exemplo, infravermelho, rádio, raio-x, onda gravitacional, neutrino. O CMB contém muito mais energia do que qualquer outra fonte de radiação cósmica, no entanto, é o componente dominante do espectro CBR geral. Outras siglas, como CMBR, às vezes também são usadas!

O que há de "Cósmico" nisso?

Nós nos referimos a ele como "cósmico" porque a única fonte conhecida dessa radiação é o universo primitivo. Agora pode-se concluir com firmeza que o CMB é o resquício resfriado do próprio Big Bang quente.

Por que "Microondas"?

A luz vem em uma variedade de comprimentos de onda, desde os raios gama de comprimento de onda mais curto até as ondas de rádio de comprimento de onda mais longo, com luz visível comum ou de jardim no meio. Todos esses sinais são manifestações do mesmo fenômeno físico subjacente, pacotes viajando de campos elétricos e magnéticos oscilantes, chamados de radiação eletromagnética. Todas as formas de radiação eletromagnética viajam na mesma velocidade, a velocidade da luz, que é de 300.000 km / s. A radiação E-m de diferentes comprimentos de onda irá interagir com a matéria de maneiras diferentes. Por exemplo, as ondas de rádio são captadas por um receptor de rádio, seu olho detecta a luz visível, a radiação infravermelha aquece sua pele, os raios X penetram em seu corpo, os raios gama podem causar danos por radiação.

Microondas é o nome dado à radiação entre a região do infravermelho e do rádio, com comprimentos de onda tipicamente na faixa de 1 mm a 10 cm. Alguns comprimentos de onda específicos das microondas podem ser usados ​​para excitar as moléculas dos alimentos, de modo que você possa usá-las para cozinhar. Acontece que se você tivesse um telescópio de micro-ondas sensível em sua casa, você detectaria um sinal fraco vazando de seu forno de micro-ondas e de várias outras fontes feitas pelo homem, mas tb um sinal fraco vindo de todas as direções que você apontou. Este é o Fundo Cósmico da Microonda.

Por que é chamado de "Plano de fundo"?

Referimo-nos a esta radiação como pano de fundo porque a vemos independentemente de para onde olhamos. Ele claramente não vem de nenhum objeto próximo, como estrelas ou nuvens dentro de nossa galáxia, ou mesmo de galáxias externas. É claramente uma fonte distante de radiação "de fundo". Você pode pensar em todo o Universo preenchido com esse fundo de fótons de micro-ondas.

Como posso pronunciar "anisotropia"?

Se você nunca se deparou com essa palavra antes, então (obviamente) ela é nova para você, e mesmo cosmologistas profissionais às vezes a pronunciam incorretamente. Esta é uma boa pergunta, mas difícil de responder em texto simples! Basicamente, a ênfase está na terceira sílaba, e o erro comum é enfatizar a quarta. A confusão provavelmente surge de saber como pronunciar "anisotrópico", e então pensar que você apenas pronuncia da mesma forma, mas sem a consoante final.

Por que o CMB apóia a imagem do Big Bang?

O ponto básico é que o espectro da CMB é notavelmente próximo ao espectro teórico do que é conhecido como "corpo negro", que significa um objeto em "equilíbrio térmico". Equilíbrio térmico significa que o objeto teve tempo suficiente para voltar ao seu estado natural. Seu pedaço médio de carvão quente e incandescente, por exemplo, não está em um equilíbrio térmico muito bom, e um espectro de "corpo negro" é apenas uma aproximação grosseira do espectro de brasas brilhantes. Mas it turns out that the early Universe was in very good thermal equilibrium (basically because the timescale for settling down was very much shorter than the expansion timescale for the Universe). And hence radiation from those very early times should have a spectrum very close to that of a blackbody.

The observed CMB spectrum is in fact better than the best blackbody spectrum we can make in a laboratory! So it is very hard to imagine that the CMB comes from emission from any normal "stuff" (since if you try to make "stuff" at some temperature, it will tend to either emit or absorb preferentially at particular wavelengths). O plausible explanation for having this uniform radiation, with such a precise blackbody spectrum, is for it to come from the whole Universe at a time when it was much hotter and denser than it is now. Hence the CMB spectrum is essentially incontrovertible evidence that the Universe experienced a "hot Big Bang" stage (that's not to say that we understand the initial instant, just that we know the Universe used to be very hot and dense and has been expanding ever since).

In full, the three cornerstones of the Big Bang model are: (1) the blackbody nature of the CMB spectrum (2) redshifting of distant galaxies (indicating approximately uniform expansion) and (3) the observed abundances of light elements (in particular helium and heavy hydrogen), indicating that they were "cooked" throughout the Universe at early times. Because of these three basic facts, all of which have strengthened over the decades since they were discovered, e several supporting pieces of evidence found in the last deacade or two, the Big Bang model has become the standard picture for the evolution of our Universe.

Can I see the CMB for myself?

In fact you can! If you tune your TV set between channels, a few percent of the "snow" that you see on your screen is noise caused by the background of microwaves.

How come we can tell what motion we have with respect to the CMB?

The theory of special relativity is based on the principle that there are no preferred reference frames. In other words, the whole of Einstein's theory rests on the assumption that physics works the same irrespective of what speed and direction you have. So the fact that there is a frame of reference in which there is no motion through the CMB would appear to violate special relativity!

However, the crucial assumption of Einstein's theory is not that there are no special frames, but that there are no special frames where the laws of physics are different. There clearly is a frame where the CMB is at rest, and so this is, in some sense, the rest frame of the Universe. Mas for doing any physics experiment, any other frame is as good as this one. So the only difference is that in the CMB rest frame you measure no velocity with respect to the CMB photons, but that does not imply any fundamental difference in the laws of physics.

What sort of telescope is used to observe the CMB?

Like light at any other wavelength the general system is a dish to collect and focus the radiation, a way of feeding the radiation to the instruments, and then the instruments themselves which are used to detect and record the signals. For microwaves the dish, or set of dishes, is made of a material (metal) which reflects microwaves. The focussed radiation is transported to the receivers by means of "wave-guides", which are pipes specially tuned to transmit microwave signals.

Then the detectors come in two types. "Bolometers" involve technology developed to detect infra-red radiation. They are essentially tiny pieces of special materials which absorb the microwave radiation. This in turn induces a minute change in temperature which is detected by a thermal sensor. These temperature variations are picked up in an electrical circuit and stored on computer. The other technology involves high performance transistors, which work in much the same way as the input circuitry of a radio receiver, only very much more efficient at picking up microwaves. Again the signal is then picked up and stored electronically.

If you are interested in more detail you might want to check out a nice concise text like "Detection of Light from the Ultraviolet to the Submillimeter", by G.H. Rieke, Cambridge Press, 1996.

Where did the photons actually come from?

A very good question. We believe that the very early Universe was very hot and dense. At an early enough time it was so hot, ie there was so much energy around, that pairs of particles and anti-particles were continually being created and annihilated again. This annihilation makes pure energy, which means particles of light - photons. As the Universe expanded and the temperature fell the particles and anti-particles (quarks and the like) annihilated each other for the last time, and the energies were low enough that they couldn't be recreated again. For some reason (that still isn't well understood) the early Universe had about one part in a billion more particles than anti-particles. So when all the anti-particles had annihilated all the particles, that left about a billion photons for every particle of matter. And that's the way the Universe is today!

So the photons that we observe in the cosmic microwave background were created in the first minute or so of the history of the Universe. Subsequently they cooled along with the expansion of the Universe, and eventually they can be observed today with a temperature of about 2.73 Kelvin.


3 Answers 3

The cosmic microwave background is a highly isotropic and homogeneous blackbody radiation field in which we are embedded. The specific intensity of a blackbody radiation field isn't a free parameter and just depends on the temperature and frequency. $B_ u = frac<2h u^3>left(expleft[h u/k_BT ight] -1 ight)^<-1> < m Wm>^<-2>< m sr>^<-1>< m Hz>^<-1>$ Any systematic uncertainty in the flux calibration of the observations would lead to uncertainty in the temperature estimate and/or the conclusion that a blackbody wasn't a good fit.

This plot, taken from Samtleben et al. (2008) shows how some (pre-Planck) data (with error bars) is matched to blackbody curves with different temperatures. As far as I know, temperature is the only free parameter here and the curves are just the Planck function at different temperatures. Using Wien's law we find the peak should be at frequency of 160 GHz for $T=2.725$ K and then should have a specific intensity of $3.3 imes 10^<-17>$ Wm $^<-2>$ sr $^<-1>$ Hz $^<-1>$ , as illustrated.

In summary, the specific intensity of the CMB is completely specified by its temperature (bar a small dipole anisotropy, which depends on our motion with respect to the co-moving reference frame, and the even smaller anisotropies that depend on cosmological parameters). An isolated body placed in space would equilibriate towards 2.7K. Photons at all frequencies have those frequencies reduced by a factor of $(1+z)^<-1>$ and the Planck function retains its form, but characterised by a temperature that is also shifted by $(1+z)^<-1>$ .

This is to agree with ProfRob and add a few more details.

Black body radiation, also called cavity radiation, has the special feature that many of its features depend on only one thing: the temperature. Por exemplo:

  1. energy per unit volume $u = 3 a T^4$
  2. entropy per unit volume $s = 4 a T^3$
  3. pressure $p = a T^4$
  4. power per unit area incident on a surface $I = frac<1><4>uc = sigma T^4$

where $ a = frac<4 sigma> <3 c>$ and $sigma$ is the Stefan Boltzmann constant.

This means that if this kind of radiation is falling on a detector, then the energy flux, also called intensity, is not a freely variable parameter: once the temperature is given, so is the intensity $I$ .

Suppose the detector is not perfectly efficient. In this case the signal strength will depend on the efficiency. One can model this by supposing there is an absorbing layer between the incident radiation and a perfect detector. In this case one of two things can happen. If the absorbing layer is itself passive then eventually it will reach the temperature of the radiation and then it has no net effect so the signal amplitude goes to full strength. Or, if the absorbing layer carries some energy away (e.g. by producing an electric current) then the detector gets a weaker signal. This inefficiency issue can be studied beforehand for any given detector, and thus the detector is calibrated for amplitude. Once calibrated, it can give a precise reading for incident amplitude with the known inefficiency accounted for.

It is a non-trivial fact about General Relativity that, in an expanding space, all these properties of thermal radiation are preserved, and thus, amazing as it may seem, the amplitude of the CMB is not a function of distance from the last scattering surface except through the way cosmic expansion affects the temperature and all the other properties together.

This added note is to address the fact that one can have a body such as a star or an electric filament light bulb that emits radiation with a black body spectrum, and that radiation diminishes in intensity with distance from the source. Such radiation can legitimately be called 'thermal' but it should not be called 'cavity radiation' and it is a moot point whether or not the terminology should allow it to be called 'black body radiation' because it is not homogeneous, so it does not have all the properties of cavity radiation described above. The CMB is (to very good approximation) cavity radiation and at each spatial location there exists a local reference frame in which it is isotropic.


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Ask Ethan: How Does The CMB Reveal The Hubble Constant?

If you want to understand where our Universe came from and where it’s going, you need to measure how it’s expanding. If everything is moving away from everything else, we can extrapolate in either direction to figure out both our past and our future. Go backwards, and things will get denser, hotter, and less clumpy. If you know the expansion rate now and what’s in your Universe, you can go all the way back to the Big Bang. Similarly, if you know the expansion rate now and how it’s changing over time, you can go all the way forward to the heat death of the Universe. But one of cosmology’s biggest puzzles is that we have two completely different methods for measuring the Universe’s expansion rate, and they don’t agree. How do we even get those rates? That’s what Lindsay Forbes (no relation) wants to know, asking:

“The Cosmic Microwave Background (CMB) is a very important part of the Big Bang model. How do they calculate H0 from the CMB? I get the [supernova] group. I can see how the recent parallax measurements help to support their observations. I just can’t understand how the [other] group gets from those little dots on the CMB map to what we see now in the sky.”

It’s a very deep question, and one that deserves a good answer. Let’s go into detail and find out.

There are all sorts of measurements we can make about the Universe that reveal its properties. If we want to know how quickly the Universe is expanding, all you need is the right picture in your head. The Universe starts off very hot, dense, and uniform. As it ages, it expands as it expands, it gets:

  • cooler (because the radiation in it gets stretched in wavelength, shifting it towards lower energies and temperatures),
  • less dense (because the number of particles in it stays constant, but the volume increases),
  • and clumpier (because gravity pulls more matter into the denser regions, while preferentially stealing matter away from the less-dense regions).

As all of these things happen, the expansion rate also changes, getting smaller with time. There are many different ways to go about measuring the expansion rate of the Universe, but they all fall into two categories: what I call the “distance ladder” method and what I call the “early relic” method.

The distance ladder method is easier to understand. All you’re going to do is measure objects that you understand, determining both their distance from you and how much the light from them gets shifted by the expansion of the Universe. Do this for enough objects at a variety of distances — including large enough distances — and you’ll reveal how quickly the Universe is expanding, with very small errors and uncertainties.

At this point, there are many different ways of doing this. You can measure individual stars directly, determining their distance simply by measuring them throughout the year. As the Earth moves around the Sun, that tiny change in distance is enough to reveal how much the stars shift by, the same way your thumb shifts relative to the background if you close one eye and then switch eyes.

Once you know how far away those types of stars are — Cepheids, RR Lyrae, certain types of giant stars, etc. — you can look for them in distant galaxies. Because you know how these stars work, you can determine their distances, and therefore the distances to those galaxies.

Then, you can measure properties of those galaxies or objects within those galaxies: rotation properties, velocity dispersions, surface brightness fluctuations, individual events like type Ia supernovae, etc. As long as you can measure the properties you’re seeking, you’ll be able to build a cosmic distance ladder, determining how the Universe has expanded between the time the light was emitted from your distant objects and when it arrived at your eyes.

The early relic methods, as a group, are more complicated in detail, but not necessarily more complicated as a concept. Instead of starting here on Earth and working our way out, deeper and deeper into the distant Universe, we start way back at the Big Bang, and calculate some initial imprint at some stupendously early time. We then measure a signal that’s observable today that’s affected in a specific way by that early imprint.

What’s changed? The Universe has expanded from the Big Bang to the present day. When we measure that imprint today, we can learn how the Universe expanded from the moment that early relic was imprinted to right now, when we measure it. The two most famous “early relic” methods both come from the same source: those initially overdense and underdense regions that provided the seeds for the growth of large-scale structure in the Universe. They show up in the large-scale clustering of galaxies we see in the late-time Universe, and they also show up in the leftover glow from the Big Bang: the Cosmic Microwave Background, or the CMB.

What you’d hope for — indeed, what almost every astrophysicist and cosmologist hoped for — was that no matter how we went out to measure the expansion rate of the Universe, we’d get precisely the same answer. In the late 1990s/early 2000s, we thought we had finally pinned it down. The so-called Key Project from the Hubble Space Telescope, named because it’s goal was to measure the Hubble constant, returned their main results: the Universe was expanding at 72 km/s/Mpc, with an uncertainty of about 10%. But since that 2001 release, these various methods have beaten those uncertainties down further.

This is why there’s such a controversy in cosmology today, by the way: because within the distance ladder class, all the measurements appear to converge on a value that’s 73–74 km/s/Mpc, but within the early relic class, all the measurements appear to converge on a value that’s 67–68 km/s/Mpc. The uncertainties on these values are about 1–2% each, but they differ by about 9% from one another. Unless something is fundamentally wrong with one of these classes of measurement or there’s some type of physics we aren’t accounting for, this mystery isn’t really going anywhere anytime soon.

If we want to understand where that CMB value comes from, you have to understand what the CMB is and what it’s telling us. The early Universe was hot and dense: so hot and so dense that, at some point long ago, it wasn’t possible to form neutral atoms. Anytime a proton or any atomic nucleus encountered an electron, the electron would attempt to bind to it, cascading down the various energy levels and emitting photons.

But if your Universe is too hot, there are going to be photons that are energetic enough to kick those electrons right back off again. It’s only once the Universe has had enough time to expand and cool, and all the photons in it have cooled (on average) to below a certain temperature, that you can form those neutral atoms. At that point, when the neutral atoms form, those photons stop bouncing off of the free electrons — because there are no more free electrons they’ve all been bound up in neutral atoms — and that light simply does what it does: travel in a straight line at the speed of light until it hits something.

Of course, most of that light hasn’t hit anything, because space is mostly empty. When we look out at the sky today, we see that leftover light, although we don’t see it exactly as it was when it was released by those neutral atoms. Instead, we see it as it is today, after journeying through the expanding Universe for some 13.8 billion years. It was about 3,000 K in temperature when the Universe first became neutral it’s cooled down to 2.7255 K today. Instead of peaking in the visible part of the spectrum or even the infrared part, the light has shifted so severely it now appears in the microwave portion of the spectrum.

That 2.7255 K is the same everywhere: in all directions that we look. At least, it’s approximately the same everywhere. We’re moving through the Universe relative to this background of light, causing the direction we’re moving in to appear hotter and the direction we’re moving away from to appear colder. When we subtract that effect out, we discover that down at about the 0.003% level — temperature differences of only tens or hundreds of micro-degrees — there are temperature fluctuations: places that are ever so slightly hotter or colder than average.

This is the crux of the big question: how do we get the expansion rate from these measurements of temperature and temperature fluctuations?

Honestly, it’s one of the greatest achievements for both theoretical and observational cosmology combined. If you start with a Universe with a known set of ingredients at the earliest times — at the start of the hot Big Bang — and you know the equations that govern your Universe, you can calculate how your Universe will evolve from that early stage until 380,000 years have passed: the time that the Universe has cooled to 3,000 K and will release the CMB.

Every different set of ingredients that you put in will have its own unique CMB that it produces. If you calculate how a Universe behaves with normal matter and radiation only, you only get about half the “wiggle” features that you’d get in a Universe with dark matter, too. If you add too much normal matter, the peaks get too high. If you add in spatial curvature, the size scales of the fluctuations change, getting smaller or larger (on average) depending on whether the curvature is positive or negative. And so on.

What’s fascinating about doing this analysis is that there are certain parameters that you can all vary together — a little more dark and normal matter, a little more dark energy, a lot more curvature, a slower expansion rate, etc. — that will all yield the same patterns of fluctuations. In physics, we call this a “degeneracy,” like how when you take the square root of four, you get multiple possible answers: +2 and -2.

Well, the temperature spectrum of the CMB is inherently degenerate: there are multiple possible cosmologies that can reproduce the patterns we see. But there are other components to the CMB as well, besides the temperature spectrum. There’s polarization. There’s a temperature-polarization cross-spectrum. There are different initial sets of fluctuations that the Universe could start off with in different models of inflation. When we look at all of the data together, there are only a small subset of models that can survive and successfully reproduce the CMB that we see. Even though it’s detailed, I’ve included what I’d call “the money plot” below.

As you can see, the range of possible cosmologies that can work to fit the CMB are fairly narrow. The best-fit value comes in at 67–68 km/s/Mpc for the expansion rate, corresponding to a Universe with about 32% matter (5% normal matter and 27% dark matter) and 68% dark energy. If you try to move the expansion rate lower, you need more normal-and-dark matter, less dark energy, and a slight amount of positive spatial curvature. Similarly, if you try to move the expansion rate higher, you need less total matter and more dark energy, and possibly a little bit of negative spatial curvature. There’s very little actual wiggle-room, especially when you start considering other independent constraints.

The abundances of the light elements, for instance, tell us precisely how much normal matter exists. The measurements of galaxy clusters and large-scale structure tell us how much total matter, normal and dark combined, exists. And all the different constraints, together, tell us the age of the Universe: 13.8 billion years, with an uncertainty of only

1%. The CMB is not just one data set, but many, and they all point towards the same picture. It’s all self-consistent, but it doesn’t paint the same picture that the cosmic distance ladder does. Until we figure out why, this will remain one of the biggest conundrums in modern cosmology.


Assista o vídeo: Drops Astronômicos: A Radiação de Fundo (Outubro 2021).