Brunno Pleffken HostiA luz do Sol leva 8 minutos para chegar até nós. Se olharmos uma estrela a 600 anos-luz de nós, observaremos como estava 600 anos atrás. Quando olhamos para a galáxia de Andrômeda, sua luz chegou até nós depois de viajar por 2,53 milhões de anos. Quanto mais distante olhamos, mais para o passado observamos… o universo como era há milhões ou até bilhões de anos.
Mas e se observássemos tão longe, mas tão longe, que pudéssemos enxergar o universo como ele era logo depois de seu nascimento? Mais precisamente, e se observássemos 13,8 bilhões de anos atrás?
A cosmologia é a ciência que estuda a história, a evolução e a origem do Universo. Hoje vamos falar sobre um dos conceitos mais importantes de toda a cosmologia: a radiação cósmica de fundo em micro-ondas.
O que são micro-ondas?
Não o forno de micro-ondas, mas a radiação… A radiação de micro-ondas é uma faixa do espectro eletromagnético tal qual a luz visível, o infravermelho, ou o ultravioleta. Exatamente como sintonizamos o rádio do carro em frequências mais altas ou mais baixas para acessar uma emissora, o mesmo acontece com as ondas eletromagnéticas.
Quando falamos de ondas mecânicas em geral, como o som, não podemos levar “comprimentos de onda” ($\lambda$) e “frequência” ($f$) como sinônimos, pois as ondas podem viajar em velocidades ($v$) diferentes. Duas ondas de mesmo comprimento de onda, mas viajando em velocidades diferentes, terão frequências diferentes. No entanto, as ondas eletromagnéticas no vácuo viajam na velocidade da luz. Sempre! Então aqui podemos falar sobre comprimentos de onda sem nos importarmos tanto com a frequência.
No espectro eletromagnético temos ondas de baixíssima energia, como as ondas de rádio, que tem comprimentos de onda bem longos. À medida que vamos encurtando esse comprimento de onda (e consequentemente, aumentando sua frequência), a radiação vai ganhando energia e atingindo a faixa de micro-ondas, infravermelho, até essa radiação se tornar visível ao olho humano. Luz visível! A radiação passa por todas as cores do arco-íris, do vermelho ao violeta, até se tornar invisível novamente e ocupar os espectros de alta energia: ultravioleta, raios X e raios gama (sendo os raios gama a radiação de mais alta energia — e bem mortal).
Desvio para o vermelho: o efeito Doppler
Outro conceito extremamente importante para saber por que mapeamos micro-ondas para observar o início do universo é entender do que se trata o efeito Doppler na luz.
O efeito Doppler é o efeito percebido por um observador da compressão ou expansão dos comprimentos de onda conforme a velocidade da fonte dessa onda. Podemos observar esse efeito com o som: uma ambulância chegando até você tem um som mais agudo, quando ela se afasta o som fica mais grave. Isso acontece porque sons agudos tem comprimentos de onda curtos (frequências mais altas), enquanto sons graves tem comprimentos de onda mais longos (frequências mais baixas). Percebemos facilmente isso numa corda de violão. E uma informação muito importante: o efeito Doppler acontece tanto com ondas mecânicas, como o som, como com ondas eletromagnéticas, como a luz.
A luz azul tem comprimentos de onda mais curtos, aproximadamente 400 nm, enquanto a luz vermelha tem comprimentos de onda mais longos, de até 700 nm (veja a imagem do espectro eletromagnético lá em cima). É como se a luz azul fosse o som agudo, e o vermelho o som grave. Então, se um emissor de luz está se aproximando de você, a luz será levemente desviada para o azul, pois a luz está sendo “comprimida”. Por outro lado, se algo está se afastando de você, a luz será “alongada”, ou seja, perceberemos um desvio para o vermelho. É exatamente esse o termo que usamos na astronomia: desvio para o vermelho (ou redshift).
Essa técnica foi uma das maiores descobertas já feitas na cosmologia, pois ao analisar a luz das galáxias percebemos que as linhas de emissão do hidrogênio dessas galáxias estavam quase todas “red-shifted”, ou seja, desviadas para o vermelho. Isso significava que essas galáxias estavam se afastando de nós. O universo estava se expandindo!
Importante lembrar que aqui estamos falando de escalas no nível de galáxias, então o efeito Doppler é relativístico. O desvio para o vermelho cosmológico acontece quando o desvio acontece de forma contínua, com uma luz se desviando continuamente para o vermelho com o passar do tempo, à medida que vai se afastando de nós. É dessa forma que sabemos a distância de galáxias localizadas a bilhões de anos-luz de nós e é por isso que a radiação de fundo é em micro-ondas.
O pós-Big Bang
Nos primeiros momentos após o Big Bang (que não foi uma explosão, e sim uma expansão repentina do espaço), o espaço era inundado de radiação altamente energética, uma sopa de partículas e forças fundamentais ainda em estabilização e com densidade e temperatura altíssima. Todo o espaço era brilhante e preenchido por plasma composta por fótons, bárions e elétrons — já falei sobre partículas fundamentais aqui no Espaço-Tempo.
Com o passar dos bilhões de anos, à medida que o universo se expandia, ele foi se resfriando (e com isso, se tornando transparente) e os elementos se estabilizando, formando as primeiras estrelas, galáxias e buracos negros supermassivos. O universo em expansão e se resfriando causou o desvio para o vermelho cosmológico, significando que toda aquela radiação e temperatura do universo primordial estava lentamente se deslocando para comprimentos de onda mais longos. O que antes era raios gama se tornou raios X, o que antes era raios X se tornou ultravioleta, e assim por diante.
Atualmente o universo tem aproximadamente 13,8 bilhões de anos de idade e o universo observável tem aproximadamente 46 bilhões de anos-luz de raio (sim, o tamanho do universo é maior que sua idade e podemos falar sobre isso em outra matéria). Com o passar do tempo, toda aquela radiação altamente energética dos primórdios do universo foi se resfriando e desviando para o vermelho de tal forma que agora é detectável na faixa dos micro-ondas. Por isso essa observação é tão importante: a radiação cósmica de fundo em micro-ondas (RCFM) é uma imagem do nosso universo como ele era quando tinha apenas 380 mil anos de idade.
Quanto mais distante observamos com nossos telescópios, mais enxergamos nosso passado. As galáxias primordiais, as primeiras estrelas, e todas tiveram desvios de luz para o vermelho. Mas podemos observar tão longe, mas tão longe, que enxergaremos a energia do universo quando era jovem! Mas toda aquela energia teve seus comprimentos de onda alongados para micro-ondas.
E ainda assim, conseguimos detectá-lo. Existem 411 fótons remanescentes do Big Bang que permeiam cada centímetro cúbico do espaço hoje. Os fótons que detectamos hoje foram emitidos apenas 380 mil anos após o Big Bang, viajaram pelo Universo por 13,8 bilhões de anos e estão finalmente chegando aos nossos telescópios agora.
As medições precisas dessa radiação de fundo são críticas para a cosmologia, uma vez que qualquer modelo proposto do universo deve explicar a RCFM. Este é um campo de estudo muito ativo, com cientistas buscando melhores dados (por exemplo, a espaçonave Planck) e melhores interpretações das condições iniciais de expansão. Embora muitos processos diferentes possam produzir a forma geral de um espectro de corpo negro, nenhum outro modelo além do Big Bang explicou ainda as flutuações. Como resultado, a maioria dos cosmólogos considera o modelo do universo do Big Bang como a melhor explicação para a existência da RCFM.
Como ela foi descoberta?
A existência da radiação cósmica de fundo em micro-ondas (RCFM) foi teorizada pela primeira vez pelo físico ucraniano-americano George Gamow, junto com seus alunos, Ralph Alpher e Robert Herman, em 1948. Essa teoria foi baseada em seus estudos sobre as consequências da nucleossíntese de elementos leves (hidrogênio, hélio e lítio) durante o início do Universo. Essencialmente, eles perceberam que, para sintetizar os núcleos desses elementos, o Universo inicial precisava ser extremamente quente.
Eles ainda teorizaram que a radiação residual deste período extremamente quente permearia o Universo e seria detectável. Devido à expansão do Universo, eles estimaram que essa radiação de fundo teria uma baixa temperatura de 5 K (-268 ºC, apenas cinco graus acima do zero absoluto) que corresponde aos comprimentos de onda de micro-ondas. Não foi até 1964 que a primeira evidência da radiação de fundo em micro-ondas foi detectada.
Este foi o resultado dos astrônomos americanos Arno Penzias e Robert Wilson usando o radiômetro Dicke, que eles pretendiam usar para radioastronomia e experimentos de comunicação por satélite. No entanto, ao realizar sua primeira medição, eles notaram um excesso de temperatura da antena de 4,2 K que eles não puderam contabilizar e que só puderam ser explicados pela presença de radiação de fundo. Por sua descoberta, Penzias e Wilson receberam o Prêmio Nobel de Física em 1978.
Inicialmente, a detecção da RCFM foi uma fonte de discórdia entre os proponentes de diferentes teorias sobre o surgimento do Universo. Enquanto os proponentes da Teoria do Big Bang afirmavam que esta era a “radiação residual” que sobrara do Big Bang, os proponentes da Teoria do Estado Estacionário argumentavam ser o resultado da luz estelar espalhada de galáxias distantes. No entanto, na década de 1970, surgiu um consenso científico que favorecia a interpretação do Big Bang.
Observações recentes e mapeamento
Durante a década de 1980, os instrumentos baseados no solo colocaram limites cada vez mais rigorosos nas diferenças de temperatura da radiação cósmica de fundo em micro-ondas. Isso incluiu a missão soviética RELIKT-1 a bordo do satélite Prognoz 9 (que foi lançado em julho de 1983) e a missão Cosmic Background Explorer (COBE), da NASA, cujas descobertas foram publicadas em 1992. Por seu trabalho, a equipe do COBE recebeu o Prêmio Nobel de Física em 2006.
O COBE também detectou o primeiro pico acústico da radiação cósmica, oscilações acústicas no plasma que correspondem a variações de densidade em grande escala no universo inicial criado por instabilidades gravitacionais. Muitos experimentos se seguiram ao longo da próxima década, que consistiu em experimentos terrestres e baseados em balões cujo objetivo era fornecer medições mais precisas do primeiro pico acústico.
O segundo pico acústico foi detectado provisoriamente por vários experimentos, mas não foi definitivamente detectado até que a Sonda de Anisotropia de Micro-ondas Wilkinson (WMAP) foi implantada em 2001. Entre 2001 e 2010, quando a missão foi concluída, o WMAP também detectou um terceiro pico. Desde 2010, várias missões têm monitorado o CMB para fornecer medições aprimoradas da polarização e variações em pequena escala na densidade.
Estes incluem telescópios terrestres como o QUEST on DASI e o South Pole Telescope (SPT) na estação Amudsen-Scott na Antártida, o Telescópio de Cosmologia do Atacama (ACT) e o telescópio Q/U Imaging ExperimenT (QUIET) no Chile. Enquanto isso, a espaçonave Planck da Agência Espacial Europeia continua medindo a RCFM do espaço.
