A Formação das Galáxias
Impressões na radiação cósmica de fundo
A existência da radiação cósmica de fundo foi inicialmente prevista por George Gamow em 1948, e por Ralph Alpher e Robert Herman em 1950. Gamow e Alpher publicaram um importante artigo no qual descreviam como os níveis presentes de hidrogénio e hélio (constituem cerca de 99% de toda a matéria) podiam ser explicados por reacções que ocorreram durante o "Big-Bang". Nesse mesmo artigo Gamow previu a existência da radiação cósmica de fundo (cosmic microwave background - CMB). Nessa época, astrónomos e cientistas não fizeram qualquer esforço para detectar esta radiação de fundo, devido à imaturidade das observações na gama das micro-ondas. Só em 1964, quando Arno Penzias e Robert Wilson descobriram acidentalmente a radiação cósmica de fundo é que as previsões de Gamow receberam algum suporte.
Como o Universo em expansão era muito quente nos seus primórdios, não existiam átomos, apenas electrões livres e núcleos. Apesar da temperatura do Universo ir diminuindo com a expansão, enquanto ele se manteve suficientemente quente (i.e., a temperaturas superiores à da ionização do hidrogénio), os fotões eram permanentemente dispersos ao chocar com os electrões.
Assim, esses fotões estavam aprisionados no Universo primitivo tal como a luz vagueando através de um nevoeiro extremamente denso. Este processo de múltipla dispersão produziu um equilíbrio térmico perfeito entre a radiação e a matéria. Quando finalmente a temperatura desceu até aproximadamente 3000K, os núcleos de hidrogénio puderam capturar os electrões que lhes faltavam para neutralizar os átomos, sem que imediatamente os perdessem devido às colisões com fotões. Os núcleos passaram a estar mais afastados em média e os fotões perderam energéticos, estes últimos libertando-se dos átomos tornando o Universo tornou-se transparente à luz. A radiação libertada nestas circunstâncias - a radiação cósmica de fundo - estava termalizada e devia apresentar o chamado espectro de frequências do corpo-negro, quer dizer, uma distribuição de intensidades com a frequência com um máximo localizado num valor que caracteriza a sua temperatura. Esta hipótese foi comprovada com extremo rigor através das medições do satélite COBE.
Porém se a radiaçao descoberta exibia o perfil de corpo negro previsto, parecia apresentar-se perfeitamente homogénea, o que frustrava a ideia de que as galáxias e demais estruturas resultassem do crescimento de flutuações da densidade da matéria. De facto, se existissem perturbações em relação à distribuição da densidade, a radiação teria de reflecti-las e não parecia ser esse o caso. Sem essas irregularidades seminais, não poderia existir estrutura e ter-se-ia que rever a maneira de compreender os apectos fundamentais da sua formação.
Finalmente em 1992, com a análise dos primeiros resultados do satélite COBE, a situação mudou e encontraram-se, em proporções ínfimas, na radiação cósmica de fundo, as anisotropias que eram os desejados vestígios das irregularidades e que nos davam conta das condições anteriores à sua libertação.
A contribuição principal para as anisotropias observadas na radiação cósmica de fundo provém de «flutuações de densidade», que se propagam num plasma de fotões e bariões. Estas flutuações de densidade vão ser medidas como flutuações de temperatura, que no caso da radiação cósmica de fundo correspondem a uma parte em 105 . Há três efeitos que ocorrem na altura da libertação da radiação cósmica de fundo.
O primeiro corresponde a perturbações gravitacionais. Os bariões estão agrupados em poços de potencial gravitacional antes da libertação da radiação. Como os fotões estão acoplados aos bariões antes da dispersão final, também estão confinados aos poços de potencial. Então os fotões têm que trepar para fora desses poços quando finalmente são libertos. De modo a conseguirem trepar, os fotões derdem energia, logo a sua frequência baixa e sofrem um desvio para o vermelho (redshift). O subsequente aumento, a baixa escala angular, no espectro de potências da radiação cósmica de fundo é conhecido como efeito Sachs-Wolfe e, como está impresso no espectro de potências na altura da libertação da radiação, é considerado uma anisotropia primária.
Um outro efeito análogo ao de Sachs-Wolfe pode ocorrer após a libertação da radiação. Embora os fotões já não estejam acoplados aos bariões, ainda podem cair em poços de potencial e ter de trepar de novo para se libertarem. Quando caem, ganham alguma energia (blueshift) e quando se libertam novamente, sofrem um redshift. Supondo que a profundidade do poço se mantém constante enquanto o fotão o atravessa, o redshift cancela o blueshift, e não restam marcas da passagem do fotão pelo poço de potencial. Suponha-se agora, que o poço de potêncial pelo qual o fotão passa decai ou se torna mais fundo enquanto o fotão se encontra no seu interior. Então o redshift e blueshift não se cancelam; em vez disso o fotão ganha ou perde alguma energia, respectivamente, na sua passagem pelo poço. Isto vai deixar uma marca no espectro da radiação. Assim, as anisotropias primárias no espectro de potências da radiação cósmica de fundo dão-nos informação sobre as condições iniciais dos fotões. A passagem por um poço de potencial que resulte numa perda ou ganho de energia altera essas condições e deixa uma marca no espectro - Uma anisotropia secundária. À medida que a profundidade do poço de potêncial se altera, deparamo-nos com um alargamento ou contracção do tecido do espaço-tempo. Então, o fotão vai sofrer um alargamento do seu comprimento de onda (num poço que aumente de profundidade) i.e. um redshift ou uma diminuição do seu comprimento de onda (num poço que decaia) i.e. um blueshift. Este efeito actua a grandes escalas angulares (< 3 graus).
O segundo efeito diz respeito a perturbações intrínsecas (adiabáticas): em regiões de alta densidade bariónica, o acoplamento entre matéria e radiação comprime a radiação, dando origem a um aumento de temperatura. Ocorre a escalas angulares da ordem de 0.1° a 1°, ou seja, é uma ordem de grandeza maior que a do efeito de Sachs-Wolfe.
O terceiro efeito refere-se a perturbações na velocidade (Doppler): a velocidade dos fotões e bariões na altura da dispersão final produz desvios da frequência da radiação, o que origina modificações da temperatura nas escalas angulares mais pequenas.
Apesar da principal contribuição para as anisotropias provir do efeito de Doppler, há uma contribuição suplementar vinda de efeitos gravitacionais após a última dispersão de fotões. A mais intuitiva é o efeito de lentes gravitacionais. Este efeito surge apenas a escalas angulares pequenas, porque os ângulos de deflexão são pequenos. Em adição aos efeitos de deflexão, a gravidade pode afectar os fotões por trocas de energia. Este efeito, afecta maioritariamente grandes escalas angulares.
Tal como nos estudos de acústica se realiza a análise do perfil da intensidade do som com a frequência, procurando identificar quais as frequências dominantes e quais as combinações de padrões características, também no caso da radiação se procede à análise espectral (i.e., em frequência) da luz. À distribuição da intensidade da radiação com a frequência chama-se o espectro de potência e a sua forma dá-nos informação crucial sobre as condições físicas em que a radiação é emitida ou propagada até nós. Por exemplo, a existência de uma região plana na zona dos maiores ângulos (a de menores l's no espectro - ver figura seguinte) é aquilo que é previsto pelos modelos inflacionários e a existência, localização e intensidades relativas de máximos e mínimos dá-nos conta das características geométricas do Universo, ou seja se é espacialmente plano ou não, bem como das condições da distribuição da matéria tanto no momento da libertação da radiação, como durante da sua propagação até nós.
