Mostrar código-fonte de Radiação cósmica de fundo em micro-ondas

{{cosmologia}}
Em [[Cosmologia]], a '''radiação cósmica de fundo em micro-ondas''' é uma forma de [[radiação eletromagnética]], cuja existência foi prevista teoricamente por [[George Gamov]], [[Ralph Alpher]] e [[Robert Herman]] em [[1948]], e que foi descoberta experimentalmente em [[1965]] por [[Arno Penzias]] e [[Robert Woodrow Wilson]]. Ela se caracteriza por apresentar um espectro térmico de [[corpo negro]] com intensidade máxima na faixa de [[micro-onda]]s. A radiação cósmica de fundo em micro-ondas é o remanescente da radiação eletromagnética [[Espalhamento|espalhada]] numa época em que o [[Universo]] era muito quente e denso, cerca de 380 mil anos após o [[Big Bang]].<ref name="Não_nomeado-yCbl-1">{{citar web|URL = http://www.sciencedaily.com/releases/2015/02/150205131233.htm|título = Cosmology: First stars were born much later than thought|data = 5 de fevereiro de 2015|acessadoem = 7 de fevereiro de 2015|autor = European Space Agency|publicado = ScienceDaily}}</ref>

A radiação cósmica de fundo em micro-ondas é, ao lado do afastamento das [[galáxia]]s e da [[Abundância dos elementos químicos|abundância de elementos leves]], uma das mais fortes evidências observacionais do modelo do [[Big Bang]], que descreve a evolução do [[universo]].<ref>{{Citar livro |primeiro1= Edward |último1 = Kolb |último2 = Turner |primeiro2 = Michael |título = The Early Universe |idioma = en |local = Reading |editora = Addison-Wesley |ano = 1994 |página = 14-16 |isbn = 0-201-62674-8}}</ref> Penzias e Wilson receberam o [[Nobel de Física]] em [[1978]] por essa descoberta.<ref>{{citar web |url=http://www.nobelprize.org/nobel_prizes/physics/laureates/1978/ |titulo=The Nobel Prize in Physics 1978 |acessodata=3 de março de 2012 |publicado = Fundação Nobel |língua=en}}</ref>

== Características ==
A radiação cósmica de fundo em micro-ondas é uma radiação eletromagnética que preenche todo o universo, cujo espectro é o de um [[corpo negro]] a uma temperatura de 2,725 [[kelvin]]. Ela tem uma freqüência de pico de 160,4 [[hertz|GHz]], o que corresponde a um [[comprimento de onda]] de 1,9 mm. Ela é [[isotrópica]] até uma parte em 100 000: as variações de seu [[valor eficaz]] são de somente 18 µK.<ref>Isso ignora a anisotropia [[Dipolo|dipolar]], que é devida ao [[efeito Doppler]] da radiação de fundo causado pela nossa velocidade relativa ao resto do cosmos. Essa característica é consistente com o movimento da [[Terra]] a 380&nbsp;km/s em direção da constelação de [[Virgo]].</ref> O ''Far-Infrared Absolute Spectrophotometer'' (FIRAS), um instrumento no satélite [[COBE|COsmic Background Explorer]] (COBE) da [[NASA]], mediu cuidadosamente o espectro da radiação cósmica de fundo, o que o tornou a medida mais precisa de um espectro de corpo negro de todos os tempos.<ref>D. J. Fixen ''et al.'', "The Cosmic Microwave Background Spectrum from the full COBE FIRAS data set", ''Astrophysical Journal'' '''473''', 576–587 (1996).</ref>

O ruído provocado por essa radiação está presente em cerca de 1% no funcionamento dos nossos aparelhos elétricos. Este ruído pode ser compreendido como um "fóssil" de uma época em que o universo era muito novo.<ref name="thyrso">
{{Citar periódico
 | autor = VILLELA NETO, Thyrso
 | data = dezembro de 2009
 | ano = 2009
 | mes = dezembro
 | titulo = A radiação cósmica de fundo - O ruído do universo
 | jornal = Ciência Hoje
 | volume = 45
 | numero = 266
 | paginas = 28-33
 | editora = ICH
 | local = 
 | issn = 
 | pmid = 
 | doi = 
 | bibcode = 
 | oclc =
 | id = 
 | url = 
 | idioma = <!-- *  -->
 | lingua2= <!-- ** -->
 | lingua3= <!-- *** -->
 | formato = 
 | acessadoem = 
 | aspas = 
 }}</ref>

A radiação cósmica de fundo em micro-ondas é uma predição da teoria do [[Big Bang]]. Segundo essa teoria, o universo inicial era composto de um [[plasma]] quente de [[fóton]]s, [[elétron]]s e [[bárion]]s. Os fótons interagiam constantemente com o plasma através do [[Efeito Compton]]. À medida que o universo se expandia, o [[desvio para o vermelho]] cosmológico fazia com que o plasma esfriasse até que fosse possível aos elétrons combinarem-se com os núcleos atômicos de [[hidrogênio]] e [[hélio]] para formarem [[átomo]]s. Isso aconteceu por volta de {{Fmtn|3000}} K, ou quando o universo tinha aproximadamente 380 000 anos de idade (z=1088). Nesse momento, os fótons puderam começar a viajar livremente pelo espaço. Esse processo é chamado "recombinação".[[Ficheiro:WMAP.jpg|thumb|right|281x281px|Imagem WMAP (''Wilkinson Microwave Anisotropy Probe'') da anisotropia da radiação cósmica de fundo em micro-ondas. ''(Março de 2006)'']]Os fótons continuaram a esfriar desde então, atingindo a temperatura de 2,7 K, e essa temperatura continuará a diminuir enquanto o universo continuar a se expandir. Assim, a radiação do espaço que se mede hoje é oriunda de uma superfície esférica, chamada superfície de última difusão, que representa a coleção de pontos no espaço (a cerca de 46 bilhões de [[anos-luz]] da Terra, ver [[Universo observável#Tamanho|universo observável]]) na qual ocorreu o processo de recombinação descrito acima, há 13,7 bilhões de anos, e cujos fótons chegam agora na Terra.

A teoria do Big Bang sugere que a radiação cósmica de fundo preenche todo o espaço observável, e que a maior parte da energia do universo está na radiação cósmica de fundo em micro-ondas, que constitui uma fração de aproximadamente 5×10<sup>−5</sup> da densidade total do universo.<ref>A densidade de energia de um espectro de corpo negro é <math>\pi k_B^2T^4/15(\hbar c)^3</math>, onde ''T'' é a temperatura, ''k''<sub>B</sub> é a [[constante de Boltzmann]], <math>\hbar</math> é a [[constante de Planck]] e ''c'' a velocidade da luz no vácuo. Isso pode ser relacionado à densidade crítica do universo através dos parâmetros do [[modelo Lambda-CDM]].</ref>

Dois dos maiores sucessos da teoria do Big Bang são suas predições do seu espectro de [[corpo negro]] praticamente perfeito e sua detalhada predição das [[anisotropia]]s na radiação cósmica de fundo em micro-ondas. A recente sonda [[Wilkinson Microwave Anisotropy Probe]] (WMAP) mediu com precisão essas anisotropias através de todo o céu até escalas angulares de 0,2 graus.<ref>''Astrophysical Journal Supplement'', '''148''' (2003). Em particular, G. Hinshaw ''et al.'' "First-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: the angular power spectrum", 135–159.</ref> Elas podem ser utilizadas para estimar os parâmetros do modelo padrão [[Modelo Lambda-CDM|Lambda-CDM]] do Big Bang. Algumas informações, como a forma do universo, podem ser obtidas diretamente da radiação cósmica de fundo, enquanto outras, como a [[constante de Hubble]], não são óbvias e precisam ser inferidas de outras medidas.<ref>D. N. Spergel ''et al.'', "First-year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) observations: determination of cosmological parameters", ''Astrophysical Journal Supplement'' '''148''', 175–194 (2003).</ref>

== História ==
A radiação cósmica de fundo em micro-ondas foi prevista por [[George Gamov]], [[Ralph Alpher]] e [[Robert Herman]] em [[1948]]. Além disso, Alpher e Herman foram capazes de estimar a temperatura dessa radiação como sendo de 5 K.<ref>G. Gamow, "The Origin of Elements and the Separation of Galaxies," ''Physical Review'' '''74''' (1948), 505. G. Gamow, "The evolution of the universe", ''Nature'' '''162''' (1948), 680. R. A. Alpher and R. Herman, "On the Relative Abundance of the Elements," ''Physical Review'' '''74''' (1948), 1577.</ref> Apesar de que existissem diversas estimativas anteriores da temperatura do espaço, essas sofriam de diversos inconvenientes. Primeiramente, elas eram medidas da temperatura ''efetiva'' do espaço, e não sugeriam que o espaço fosse repleto com um [[espectro de Planck]] térmico; segundo, elas eram dependentes da nossa posição específica na beira da [[Via Láctea]] e não sugeriam que a radiação fosse isotrópica. Além disso, elas levariam a predições completamente diferentes se a Terra estivesse localizada em um outro lugar do Universo.<ref>A. K. T. Assis, M. C. D. Neves, "History of the 2.7&nbsp;K Temperature Prior to Penzias and Wilson," (1995, [http://redshift.vif.com/JournalFiles/Pre2001/V02NO3PDF/V02N3ASS.PDF PDF] | [http://www.dfi.uem.br/~macedane/history_of_2.7k.html HTML] {{Wayback|url=http://www.dfi.uem.br/~macedane/history_of_2.7k.html|date=20060815145257}}) mas veja também N. Wright, "Eddington did not predict the CMB", [http://www.astro.ucla.edu/~wright/Eddington-T0.html].</ref>

Os resultados de Gamov não foram amplamente discutidos. No entanto, eles foram redescobertos por [[Robert Henry Dicke|Robert Dicke]] e [[Jakov Seldovich|Yakov Zel'dovich]] no início da [[década de 1960]]. Em 1964, isso incentivou [[David Todd Wilkinson]] e Peter Roll, colegas de Dicke na [[Universidade de Princeton]], a começar a construção de um [[radiômetro]] Dicke a fim de medir a radiação cósmica de fundo.<ref>R. H. Dicke, "The measurement of thermal radiation at microwave frequencies", ''Rev. Sci. Instrum.'' '''17''', 268 (1946). Esse projeto básico para um radiômetro foi utilizado na maioria das experiências posteriores implicando a radiação cósmica de fundo.</ref> Em [[1965]], [[Arno Penzias]] e [[Robert Woodrow Wilson]], do [[Bell Telephone Laboratories]] perto de [[Holmdel]], [[New Jersey]], construíram um radiômetro Dicke que pretendiam utilizar para experiências de [[radioastronomia]] e comunicação via satélite. O instrumento deles tinha um [[ruído]] térmico excessivo de 3,5 K que eles não podiam explicar, e após diversos testes Penzias se deu finalmente conta que aquele ruído nada mais era do que a radiação prevista por Gamov, Alpher e Herman e mais tarde por Dicke. Após receber um telefonema de Penzias, Dicke disse a famosa frase: "Gente, nos passaram para trás (''Boys, we've been scooped'')".<ref>A. A. Penzias and R. W. Wilson, "A Measurement of Excess Antenna Temperature at 4080 Mc/s," ''Astrophysical Journal'' '''142''' (1965), 419. R. H. Dicke, P. J. E. Peebles, P. G. Roll and D. T. Wilkinson, "Cosmic Black-Body Radiation," ''Astrophysical Journal'' '''142''' (1965), 414. A história é contada em P. J. E. Peebles, ''Principles of physical cosmology'' (Princeton Univ. Pr., Princeton 1993)</ref> Uma reunião entre as equipes de Princeton e Holmdel determinou que o ruído da antena era devido efetivamente à radiação cósmica de fundo. Penzias e Wilson receberam o  [[Prêmio Nobel de Física]] de [[1978]] pela descoberta.

[[Ficheiro:BigBangNoise.jpg|right|thumb|400px|Melhoramentos sucessivos das observações das anisotropias (ou flutuações) da radiação cósmica de fundo em micro-ondas]]

A interpretação da radiação cósmica de fundo em micro-ondas foi um assunto controverso nos anos 1960, com alguns defensores da [[teoria do estado estacionário]] argumentando que a radiação de fundo era o resultado da difusão de luz estelar de outras [[galáxia]]s. Usando esse modelo, e baseando-se no estudo de características da linha de absorção no espectro de estrelas{{nota de rodapé|As observações [[espectro de Planck|da polarização de Planck]] da radiação cósmica, em 2015, nos dizem que a "Idade das Trevas" terminou cerca de 550 milhões de anos após o Big Bang - mais de 100 milhões de anos mais tarde do que se pensava anteriormente.<ref name="Não_nomeado-yCbl-1"/>}}, o astrônomo Andrew McKellar escreveu em 1941: "Pode-se calcular que a temperatura ''rotacional'' do espaço interestelar é de 2 K."<ref>A. McKellar, ''Publ. Dominion Astrophys. Obs.'' '''7''', 251.</ref> No entanto, durante a década de 1970, o consenso foi estabelecido que a radiação cósmica de fundo é um resquício do Big Bang. Isso ocorreu principalmente porque novas medidas em uma gama de freqüências mostraram que o espectro era um espectro térmico, de corpo negro, um resultado que o modelo de estado estacionário foi incapaz de reproduzir.

Harrison, [[James Peebles|Peebles]] e Yu, e Zel'dovich deram-se conta que o universo primordial deveria ter heterogeneidades a nível de 10<sup>−4</sup> ou 10<sup>−5</sup>.<ref>E. R. Harrison, "Fluctuations at the threshold of classical cosmology," ''Phys. Rev.'' '''D1''' (1970), 2726. P. J. E. Peebles and J. T. Yu, "Primeval adiabatic perturbation in an expanding universe," ''Astrophysical Journal'' '''162''' (1970), 815. Ya. B. Zel'dovich, "A hypothesis, unifying the structure and entropy of the universe," ''Monthly Notices of the Royal Astronomical Society'' '''160''' (1972).</ref> [[Rashid Sunyaev]] mais tarde calculou a marca observável que essas heterogeneidades teriam na radiação cósmica de fundo.<ref>R. A. Sunyaev, "Fluctuations of the microwave background radiation," in ''Large Scale Structure of the Universe'' ed. M. S. Longair and J. Einasto, 393. Dordrecht: Reidel 1978. Enquanto esta é a primeira publicação a discutir a marca observável das heterogeneidades de densidade como anisotropias na radiação cósmica de fundo, parte do trabalho de base baseava-se em Peebles e Yu, acima.</ref> Limites crescentes na anisotropia da radiação cósmica de fundo foram colocados através de experiências, mas a anisotropia foi detectada pela primeira vez pelo ''Differential Microwave Radiometer'' (Radiômetro de microondas diferencial) do satélite [[COBE]].<ref>G. F. Smoot ''et al.'' "Stucture in the COBE DMR first year maps", ''Astrophysical Journal'' '''396''' L1–L5 (1992). C. L. Bennett ''et al.'' "Four year COBE DMR cosmic microwave background observations: maps and basic results.", ''Astrophysical Journal'' '''464''' L1–L4 (1996).</ref>

Inspiradas pelos resultados obtidos pelo COBE, uma série de experiências de solo e baseadas em balões mediram as anisotropias da radiação cósmica de fundo em escalas angulares inferiores ao longo da década seguinte. O objetivo principal dessas experiências era medir a escala do primeiro pico acústico, que COBE não tinha resolução suficiente para resolver. O primeiro pico na anisotropia foi detectado por tentativas pela [[experiência Toco]] e o resultado foi confirmado pelos experimentos [[experimento BOOMERanG|BOOMERanG]] e [[experimento MAXIMA|MAXIMA]].<ref>A. D. Miller ''et al.'', "A measurement of the angular power spectrum of the cosmic microwave background from ''l'' = 100 to 400", ''Astrophysical Journal'' '''524''', L1–L4 (1999). A. E. Lange ''et al.'', "Cosmological parameters from the first results of Boomerang". P. de Bernardis ''et al.'', "A flat universe from high-resolution maps of the cosmic microwave background", ''Nature'' '''404''', 955 (2000). S. Hanany ''et al.'' "MAXIMA-1: A measurement of the cosmic microwave background anisotropy on angular scales of 10'-5°", ''Astrophysical Journal'' '''545''' L5–L9 (2000).</ref>  Essas medidas demonstraram que o [[Forma do Universo|universo é plano]] e foram capazes de indicar a teoria de [[string cósmico]] como uma teoria de formação da estrutura cósmica, e sugeriram que a [[Inflação cósmica]] é a teoria correta de [[formação estrutural]].

O segundo pico foi detectado por tentativas por diversas experiências antes de ser definitivamente detectado pelo [[WMAP]], que também detectou por tentativas o terceiro pico. A [[polarização]] da radiação cósmica de fundo foi primeiramente descoberta pelo ''[[Degree Angular Scale Interferometer]]'' (DASI).<ref>J. Kovac ''et al.'', "Detection of polarization in the cosmic microwave background using DASI", ''Nature'' '''420''', 772-787 (2002).</ref> Várias experiências para melhorar as medidas da polarização da radiação cósmica de fundo em pequenas escalas angulares estão em andamento. Estas incluem DASI, WMAP, BOOMERanG e o ''[[Cosmic Background Imager]]''. Outras experiências incluem a [[sonda Planck]], o  [[Telescópio cosmológico de Atacama]] e o [[Telescópio do Polo Sul]].

== Ver também ==
* [[BICEP2]]
* [[Big Bang]]
* [[COBE]]
* [[WMAP]]
{{notas}}
{{Referências|col=2}}

== Ligações externas ==
=== Missões ===
* {{Link|en|2=http://aether.lbl.gov/www/projects/cobe/|3=Site da missão COBE}}
* {{Link|en|2=http://www.archeops.org/|3=Site da missão Archeops}}
* {{Link|en|2=http://cmb.phys.cwru.edu/boomerang/|3=Site da missão BOOMERANG}}
* {{Link|en|2=http://map.gsfc.nasa.gov/|3=Site da missão WMAP}}

=== Resultados ===
* {{Link|en|2=http://fr.arxiv.org/pdf/astro-ph/9705101|3=The Cosmic Microwave Background Spectrum}}, por [[George F. Smoot]]
* {{Link|en|2=http://fr.arxiv.org/pdf/astro-ph/9609034|3=The CMB Dipole: The Most Recent Measurement And Some History}}, por [[Charles H. Lineweaver]]
* {{Link|en|2=http://www.edpsciences.org/journal/index.cfm?v_url=aas/full/2000/01/h1636/h1636.html|3=A catalog of galaxies behind the Southern Milky Way}}, por R.C. Kraan-Korteweg
* {{Link|en|2=http://fr.arxiv.org/pdf/astro-ph/9705135|3=The Cosmic Microwave Background Anisotropy Experiments}} (pre BOOMERANG) por [[George F. Smoot]]

=== Aspectos cosmológicos ===
* {{Link|en|2=http://background.uchicago.edu/|3=A física das anisotropias da radiação cósmica de fundo em micro-ondas}}
{{DEFAULTSORT:Radiacao Cosmica Fundo}}

[[Categoria:Radioastronomia]]
[[Categoria:Cosmologia]]
[[Categoria:Fontes de rádio astronômicas]]