Rcf (radiação cosmica de fundo)

Rcf (radiação cosmica de fundo)

(Parte 1 de 7)

Universidade de São Paulo

Instituto Astronômico e Geofísico Departamento de Astronomia

A Radiação Cósmica de Fundo Alex Ignácio da Silva

Monografia redigida para o curso de cosmologia. São Paulo, setembro de 2000.

A Radiação Cósmica de Fundo I

1. INTRODUÇÃO HISTÓRICA1
2. O ESPECTRO3
2.1 TERMALIZAÇÃO3
2.1.1 O equilíbrio térmico do Universo primordial3
2.1.2 Distorções produzidas no espectro posteriormente à termalização6
2.1.3 Observações do espectro da RCF8
2.2 O EFEITO SUNYAEV-ZELDOVICH1
2.2.1 Teoria e observações12
2.2.2 Determinação da constante de Hubble16
3. A ISOTROPIA21
3.1 PERFEIÇÃO E SUAS IMPLICAÇÕES21
3.2 IMPERFEIÇÃO E SUAS APLICAÇÕES2
3.2.1 Determinando os parâmetros cosmológicos2
3.2.2 A física das anisotropias da RCF27
3.2.3 Estruturas em grande escala34
3.3 OBSERVAÇÕES37
3.4 ALGUMAS PERGUNTAS41
3.5
E ALGUMAS RESPOSTAS!42
4. A LEI DE TEMPERATURA46
4.1 SISTEMAS EM ABSORÇÃO DE QSOS46
4.2 TERMÔMETROS CÓSMICOS47
4.3 MEDIDAS50
5. CONCLUSÃO53

REFERÊNCIAS 54

A Radiação Cósmica de Fundo I

2.1 Distorções no espectro da RCF produzidas em Cthzzz>>. 7

2.2 O espectro térmico da RCF. 9 2.3 A emissão da RCF comparada com a de foregrounds presentes na

Galáxia. 10

2.4 O espectro da RCF obtida pelo FIRAS. 1

2.5 Dependência espectral do efeito SZ térmico, )(xg, e cinemático, )(xh. 13

2.6 Cálculos relativísticos do efeito SZ térmico. 15 3.1 Mapas do DMR COBE em 53 GHz: a componente de dipolo. 23 3.2 Mapas do DMR COBE em várias freqüências. 24 3.3 Mapas do DMR COBE em 53 GHz: a emissão Galática. 25 3.4 Mapas do Universo primordial. 26 3.5 Flutuações de temperatura na RCF e o parâmetro de densidade. 27 3.6 O poder espectral angular da RCF para alguns modelos típicos. 28 3.7 A geometria do Universo. 30 3.8 Dependência do poder espectral angular com a curvatura do Universo. 31 3.9 Dependência do poder espectral angular com a densidade de bárions. 32 3.10 Dependência do poder espectral angular com o índice espectral escalar. 32 3.1 Os modos escalar e tensorial do poder espectral angular. 3 3.12 Influência da reionização no poder espectral angular. 34 3.13 Anisotropias da RCF e estruturas em grande escala. 35 3.14 O survey de galáxias de Las Campanas. 36 3.15 Observações do poder espectral angular da RCF. 38 3.16 Simulação do poder espectral angular da RCF observado pelo satélite

Planck. 39

3.17 Simulação da determinação dos parâmetros cosmológicos pelo satélite

Planck. 40

3.18 As flutuações de temperatura da RCF vistas pelo BOOMERanG. 43

A Radiação Cósmica de Fundo IV

3.19 As flutuações de temperatura da RCF vistas pelo MAXIMA. 4 3.20 O poder espectral angular da RCF obtidos pelo BOOMERanG e Maxima. 45 3.21 Combinando anisotropias da RCF com supernovas tipo Ia. 45 4.1 Espectro típico de um QSO. 47 4.2 As linhas de estrutura fina do C I. 48 4.3 Limites superiores na temperatura da RCF. 51

2.1 Detecções significativas do efeito SZ. 16 2.2 A constante de Hubble das medidas de raios-X e do efeito SZ. 18

A Radiação Cósmica de Fundo 1

Referência para este capítulo: Partridge (1995).

A radiação cósmica de fundo (RCF) é uma das evidências mais importantes em favor do modelo cosmológico do Big Bang. Segundo este modelo, a RCF é um ‘instantâneo’ de como era o Universo cerca de 300.0 anos após o seu início, quando a radiação se desacoplou da matéria. Antes dessa época, os fótons interagiam fortemente com os elétrons livres devido a espalhamento

Thomson. Posteriormente em 10 ≅recz a temperatura da radiação caiu a K 3000 ≅T, impossibilitando-a de ionizar a matéria e permitindo a recombinação de prótons e elétrons em átomos de hidrogênio neutro. O Universo então se tornou transparente à radiação, que passou a seguir o seu curso livremente sem ser afetada pela matéria.

A teoria do Big Bang nasceu do esforço de Gamow e colaboradores em tentar explicar a origem dos elementos químicos num Universo primordial quente. Eles perceberam que, como um remanescente da síntese de elementos pesados no Universo primordial, restaria uma radiação de fundo de espectro térmico com uma temperatura presente que eles estimaram K 5≈T (Alpher, Bethe & Gamow, 1948; Gamow, 1948; Alpher & Herman, 1949).

É curioso notar que no mesmo volume do Physical Review em que Gamow (1946) publicou o seu primeiro paper sobre o modelo do Big Bang, Dicke et al. (1946) colocaram um limite superior de K 20 <Tna temperatura de ‘matéria cósmica’.

Entretanto pouca atenção era reservada à RCF, uma vez que o modelo do Big Bang carecia de comprovações observacionais que contentassem os seus opositores, partidários do cenário rival do modelo estacionário. Em particular, a inexistência de núcleos estáveis com massas atômicas 5 e 8 constituia um obstáculo ao esquema proposto por Gamow para fabricar elementos mais pesados que o hélio. De fato, o trabalho subsequente de Burbidge et al. (1957) apontava para uma origem estelar desses elementos.

Foi somente em 1964 que Dicke e os seus colegas em Princeton decidiram seriamente procurar detectar a RCF. Entretanto, a apenas alguns quilômetros dali, Penzias e Wilson trabalhando no Bell Telephone Laboratories em New Jersey, detectaram um excesso de ruído na antena proveniente de todas as direções do céu que não podiam explicar. A notícia se propagou rapidamente, até que finalmente Penzias e Wilson telefonaram para Dicke (coincidentemente

A Radiação Cósmica de Fundo 2 quando todo o grupo de Princeton estava reunido em seu gabinete) para notificá-lo que a radiação que vinham se empenhando em detectar já havia sido descoberta! Os dois grupos concordaram em publicar artigos separados comunicando a descoberta, em que Penzias e Wilson (1965) descreviam o excesso de ruído detectado e Dicke et al. (1965) forneciam uma explicação teórica para a origem desse sinal.

Na verdade, a RCF já havia sido detectada antes mesmo dos trabalhos pioneiros de Gamow e seus colaboradores! Medidas das linhas de absorção provenientes do primeiro estado excitado da molécula de CN recém identificada no meio interestelar apontava uma temperatura de excitação K 2.73 =T(Adams, 1941; McKellar, 1941). Porém, nenhum significado físico era atribuído a esta temperatura, uma vez que se imaginava que a excitação se dava por efeitos colisionais.

Não obstante as inúmeras oportunidades perdidas tanto no lado teórico quanto observacional, desde a sua descoberta acidental por Penzias e Wilson (1965) a RCF constitui umas das pedras angulares do modelo do Big Bang.

A confirmação da natureza cosmológica dessa radiação se deve à verificação observacional de três propriedades fundamentais previstas pelo modelo do Big Bang:

1. a radiação deve possuir um espectro de corpo negro; 2. ela deve ser homogênea e isotrópica,

3. ela deve se resfriar à medida que o Universo se expande de acordo com a lei )1(0zTT+=.

Nos capítulos seguintes nos ocuparemos em descrever detalhadamente cada uma dessas propriedades: desde a comprovação por experimentos precisos e como elas podem nos fornecer informações acerca do Universo.

A Radiação Cósmica de Fundo 3

Se a radiação de fundo descoberta por Penzias e Wilson é mesmo um remanescente do Big

Bang, então ela deverá possuir um espectro térmico. Neste capítulo analizamos os mecanismos que levaram à formação desse espectro térmico no universo primordial, bem como mecanismos que podem ter alterado esse espectro posteriormente. Veremos também como a determinação precisa observacionalmente do espectro da RCF pode fornecer informações sobre o Universo em várias épocas ao longo de sua evolução.

2.1 Termalização Referência para esta seção: Partridge (1995).

Para que o espectro da RCF observado atualmente seja um espectro térmico, é necessário satisfazer a duas condições:

1. em alguma época do passado a matéria e a radiação estiveram em equilíbrio térmico, de tal forma que um espectro Planckiano foi estabelecido, 2. a expansão do universo desde esta época até hoje não alterou a forma desse espectro.

Veremos que ambas as condições são satisfeitas no modelo padrão do Big Bang.

2.1.1 O equilíbrio térmico do Universo primordial

Que condições são necessárias para produzir um espectro Planckiano num Universo em expansão? Ou, recolocando a pergunta numa maneira ligeiramente diferente: que condições transformariam um espectro inicial arbitrário não-Planckiano num espectro térmico?

Para estabelecer um espectro térmico no Universo primordial, é preciso satisfazer a duas condições. Uma é a existência de mecanismos que criam/destroem fótons e redistribuam as energias dos mesmos. Outra é que as taxas de reação destes mecanismos sejam rápidas em comparação com a expansão do Universo, de modo que eles tenham tempo suficiente para agir.

A Radiação Cósmica de Fundo 4

Vamos considerar o estado do Universo quando a temperatura caiu a ponto do último par de partícula-antipartícula ter sido aniquilado. No modelo padrão do Big Bang o último aniquilamento

foi γ2→+

+− e em 910 ≅z, quando o Universo tinha aproximadamente 1 minuto de idade.

Nesta época, matéria e radiação estavam fortemente acoplados entre si devido a

+→+eγγ, duplo espalhamento Compton −↔−
+++eγγγ e

espalhamento Compton −− transições livre-livre (ou de bremsstrahlung) com partículas carregadas - prótons ou núcleos mais

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