Radiação cósmica de fundo

A radiação cósmica de fundo é uma radiação térmica que banha todo o Universo de um modo quase uniforme e que tem um espectro térmico de corpo negro à temperatura de 2,725 K, portanto com um pico na gama das microondas na frequência de 160,2 GHz. É também a mais conclusiva das evidências em abono do Big Bang, pois exclui os modelos de Universo estacionário. Arno Penzias e Robert Wilson foram os primeiros, em 1964, a detectar esta radiação usando uma antena em Nova Jérsia, Estados Unidos.

A radiação cósmica de fundo foi uma das primeiras previsões da teoria do Big Bang. Em 1934 o físico Richard Tolman mostrou teoricamente que um Universo em expansão deveria estar preenchido por uma radiação térmica caracterizada pelo espectro do corpo negro. Isto deve-se ao arrefecimento do Universo em expansão pois, a partir de dos 3000 K, os electrões e os núcleos atómicos começam a formar átomos deixando os fotões existentes da “sopa” inicial de interagir com estes. São estes fotões que hoje detectamos na radiação cósmica de fundo.

Alpher e Herman foram capazes de estimar a temperatura de  2,25 K para a radiação cósmica de fundo. Apesar de existirem diversas estimativas anteriores da temperatura do espaço, elas sofriam de diversos inconvenientes. Em primeiro lugar, eram medidas da temperatura ''efectiva'' do espaço, não sugerindo que o espaço fosse repleto por um espectro de Planck térmico, e em segundo lugar, elas dependiam da nossa posição específica na Via Láctea não sugerindo que a radiação fosse isotrópica. Além disso, elas levariam a previsões completamente diferentes se a Terra estivesse localizada noutro lugar do Universo.Os resultados alcançados por George Gamov não foram suficientemente discutidos. No entanto, eles foram redescobertos por Robert Dicke e Yakov Zeldovich no início da década de 60. Em 1964, isso incentivou David Todd Wilkinson e Peter Roll, colegas de Dicke na Universidade de Princeton, a começar a construir de um radiómetro de Dicke a fim de medir a radiação cósmica de fundo. Esse design básico de um radiómetro foi usado na maioria das experiências posteriores.

Em 1965, Arno Penzias e Robert Wilson, dos Bell Telephone Laboratories, perto de Holmdel, Nova Jérsia, construíram um radiómetro de Dicke para experiências de radioastronomia e comunicação via satélite. O instrumento tinha no entanto um ruído térmico excessivo de 2,5 K que não conseguiam explicar. Após diversos testes, Penzias percebeu que aquele ruído nada mais era do que a radiação cósmica de fundo prevista por Gamov, Alpher e Herman e, mais tarde, por Dicke. Uma reunião entre as equipas de Princeton e Holmdel permitou cobcluir que o ruído da antena era devido, efectivamente, à radiação cósmica de fundo. Penzias e Wilson receberam o Prémio Nobel de Física de 1978 pela sua descoberta. A interpretação da radiação cósmica de fundo foi um assunto controverso nos anos 60, com alguns defensores da teoria do estado estacionário a argumentar que a radiação de fundo era o resultado da difusão de luz estelar de outras galáxias. Usando esse modelo, e baseando-se no estudo de características da linha de absorção no espectro de estrelas, o astrónomo Andrew McKellar escreveu em 1941: "Pode-se calcular que a temperatura ''rotacional'' do espaço interestelar é de 2 K." No entanto, durante a década de 70, chegou-se ao consenso que a radiação cósmica de fundo é um vestígio do Big Bang. Isso ocorreu principalmente porque novas medidas em toda uma gama de frequências mostraram que o espectro era um espectro térmico, de corpo negro, um resultado que o modelo de estado estacionário era incapaz de reproduzir. Harrison, Peebles e Yu, e Zeldovich deram-se conta que o Universo primordial devia ter heterogeneidades da ordem de 10^-4 ou 10^-5. Rashid Sunyaev calculou, mais tarde, os traços observáveis que essas heterogeneidades teriam na radiação cósmica de fundo. Esta era a primeira publicação que discutia a marca observável das heterogeneidades de densidade como anisotropias na radiação cósmica de fundo, mas parte do trabalho  baseava-se em Peebles e Yu. Limites crescentes na anisotropia da radiação cósmica de fundo foram estabelecidos através de experiências, mas a anisotropia foi detectada pela primeira vez pelo Differential Microwave Radiometer (Radiómetro de microondas diferencial) do satélite COBE. Inspiradas pelos resultados obtidos pelo COBE, uma série de experiências, quer no solo quer baseadas em balões, mediram as anisotropias da radiação cósmica de fundo em escalas angulares inferiores ao longo da década seguinte. O objectivo principal  era medir a escala do primeiro pico acústico, que COBE não tinha resolução suficiente para resolver. O primeiro pico na anisotropia foi detectado pela experiência Toco, tendo o resultado sido confirmado pelas experiências Boomerang e Maxima. Essas medidas mostraram que o Universo é plano e sugeriram que a inflação cósmica é a  teoria  correcta de formação estrutural. O segundo pico foi detectado por tentativa e erro sendo necessárias diversas experiências antes de ser definitivamente detectado pelo WMAP, que também detectou do memso modo o terceiro pico. A polarização da radiação cósmica de fundo foi pela primeira vez descoberta pelo Degree Angular Scale Interferometer (DASI). Várias experiências conducentes à melhoria das medidas da polarização da radiação cósmica de fundo em pequenas escalas angulares estão hoje em curso. 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 Pólo Sul.

Marco Gui Alves Pinto