Esta é a luz mais antiga e mais distante de nós. Mas onde exatamente ele está localizado?

Dizia-se que deixamos nossa luz simplesmente brilhar, e então não precisaríamos dizer a todos que ela brilha. Os faróis não disparam canhões para chamar a atenção para a luz - eles simplesmente brilham.
- Dwight L. Moody

Se você olhar para as partes distantes do Universo, verá o passado, porque a velocidade da luz é finita, embora muito grande. Portanto, olhando para o objeto mais distante do visível, na primeira luz percebida pelo nosso equipamento, precisamos alcançar algo. No caso do nosso Universo, até onde sabemos, esse será o brilho residual do Big Bang: radiação cósmica de fundo em microondas. Todos vocês enviaram um grande número de perguntas e, nesta semana, decidi responder à pergunta de David English:

Vemos uma imagem popular do KMFI na forma de um globo. Nos rodeia. Pelo que entendi, o KMFI é a imagem mais antiga do Universo. Como estamos olhando para o passado quando observamos objetos distantes, o KMFI logicamente deve ser o mais distante de todos. Isso significa que o KMFI está no fim do universo, mas não é assim. O espaço é infinito, tanto quanto sabemos, e seu limite não vemos. Então, onde está o KMFI, se não no fim do universo?

Vamos começar com o Big Bang e depois chegar ao KMFI.

Quando o Big Bang quente começou - após a inflação cósmica, que durou um período indefinido de tempo - o Universo tinha as seguintes propriedades:
• Era grande. Muito provavelmente, muito mais (pelo menos centenas de vezes) do que a parte que estamos revisando.
• Era muito homogêneo - com a mesma densidade de energia - em média para 1 parte em 10.000.
• Estava muito quente. A energia era pelo menos 10.000.000 vezes maior que os níveis mais altos alcançáveis no Large Hadron Collider.
• Ela também era densa. As densidades de radiação, matéria e antimatéria foram trilhões de trilhões de vezes maiores que a do núcleo de urânio.
• E, no entanto, expandiu-se muito rapidamente e esfriou ao mesmo tempo.

Foi aqui que começamos. Este é o nosso passado 13,8 bilhões de anos atrás.

Mas com a expansão e o resfriamento, várias coisas incríveis aconteceram em nossa história espacial e em todos os lugares ao mesmo tempo. Pares instáveis matéria / antimatéria aniquilam quando o Universo esfria abaixo do limiar de temperatura necessário para sua aparência espontânea. Como resultado, ficamos com uma pequena quantidade de matéria, que de alguma forma começou a prevalecer sobre a antimatéria.

Com a diminuição da temperatura, a fusão nuclear entre prótons e nêutrons começou a ocorrer, o que levou ao aparecimento de elementos mais pesados. E, embora muito tempo - de 3 a 4 minutos (e essa é uma vida inteira no início do Universo) - tenha tomado a formação de deutério, o primeiro passo (um deuteron é um próton e um nêutron) em todas as reações nucleares, a partir de então, obtemos muito hélio e hidrogênio, além de uma pequena quantidade de lítio.

Os primeiros elementos do universo foram formados aqui em um mar de nêutrons, fótons e elétrons ionizados.

São necessárias energias da ordem de vários MeV para a síntese de elementos pesados da luz, mas se você precisar formar átomos neutros, é necessário que a energia caia para vários eV - cerca de um milhão de vezes.

A formação de átomos neutros é muito importante para ver o que está acontecendo. Como, independentemente da quantidade de luz disponível, se for perturbada por enormes e densos feixes de elétrons flutuando, essa luz será espalhada por eles de acordo com um processo conhecido como espalhamento Thomson (e para altas energias - Compton).

E enquanto você tem uma densidade suficientemente alta de elétrons livres, toda essa luz, quase independentemente da energia, será refletida e dispersa, trocará energia e destruirá qualquer informação em colisões (ou melhor, aleatoriamente). Até que átomos neutros apareçam, aprisionando elétrons para que os fótons possam viajar livremente, nada pode ser "visto" (pelo menos não com a ajuda da luz).

Acontece que, para este universo, é necessário resfriar a uma temperatura de 3000 K. Há muito mais fótons do que elétrons (cerca de um bilhão de vezes), então você precisa atingir uma temperatura "ultra baixa" que a energia mais alta dos fótons - aqueles que têm energia para ionização hidrogênio - cai abaixo dessa barra de energia crítica. Naquela época, o Universo já havia chegado 380.000 anos, e o próprio processo durou cerca de 100.000 anos.

Isso acontece em todos os lugares simultaneamente, gradualmente, e no final do processo, toda a luz do Universo finalmente tem a oportunidade de voar em todas as direções à velocidade da luz. O KMPI foi emitido quando o Universo tinha 380.000 anos e, no momento da emissão, não era luz de "microondas": era infravermelho, com algumas porções de temperatura tão alta que podia ser vista com o olho humano, se houvesse alguém para assistir. nele.

Temos evidências suficientes de que a temperatura do KMFI no passado era mais alta; Subir na área de redshift cada vez mais forte, é exatamente isso que estamos observando.

A extrapolação para o passado do que vemos hoje - o fundo a 2.725 K, emitido com um deslocamento de z = 1089, mostra que, no momento da emissão do KMFI, ele tinha uma temperatura de 2940 K. O KMFI não é a borda do Universo, mas a “borda” de o que podemos ver.

Quando olhamos para o KMFI, também encontramos flutuações: áreas de maior densidade (mais "azul" ou fria) e mais baixa (mais "vermelha" ou quente), representando pequenos desvios da uniformidade ideal.

Isso é bom por duas razões:
1. Essas flutuações foram previstas pela inflação e sua independência de escala. Isso foi na década de 1980; observações e confirmação dessas flutuações por satélites nos anos 90 (COBE), 00 (WMAP) e 10 (Planck) confirmaram a teoria da inflação.
2. Essas flutuações com o aparecimento de regiões de densidade acima e abaixo da média são necessárias para o aparecimento de estruturas em grande escala - estrelas, galáxias, grupos, aglomerados e fios - separadas por enormes vazios espaciais.

Sem essas flutuações, não teríamos um universo assim.

No entanto, embora a luz do KMFI se origine do momento em que o Universo tinha 380.000 anos, a luz que observamos na Terra está mudando constantemente. Veja bem, o Universo tem cerca de 13,8 bilhões de anos e, embora os dinossauros - se construíssem radiotelescópios de microondas - pudessem observar o KMPI por conta própria, seria um pouco diferente.

Seria vários milli Kelvin mais quente, já que algumas centenas de milhões de anos atrás o Universo era mais jovem, mas, mais importante, o quadro de flutuações seria muito diferente de hoje. Não estatisticamente: o tamanho total ou espectro das regiões quentes ou frias seria o mesmo (dentro dos limites das mudanças cósmicas) que são hoje. Mas o fato de hoje estar quente ou frio dificilmente estaria relacionado ao fato de estar quente ou frio há um ou duzentos mil anos atrás e, mais ainda, cem milhões.

Quando olhamos para o universo, o KMFI está presente em todos os lugares, em todas as direções. Existe para todos os observadores em todos os pontos e é constantemente irradiada em qualquer direção a partir da fonte, que é observada como a "superfície da última dispersão". Se esperarmos o suficiente, veremos não apenas uma foto do Universo na infância, mas um filme inteiro que nos permitiria compilar um mapa de regiões mais ou menos densas em três dimensões ao longo do tempo! Em teoria, podemos extrapolar isso para o futuro, porque a radiação de microondas entra no espectro de rádio quando a densidade de fótons cai de 411 por centímetro cúbico para dezenas, unidades e até milionésimos da densidade atual. A radiação não vai a lugar nenhum, até que possamos construir telescópios grandes o suficiente e sensíveis para detectá-la.

Portanto, o KMFI não é o fim do Universo, mas a fronteira do que podemos ver, tanto a distância (a que distância subimos) quanto a tempo (a que distância do passado parecemos). Teoricamente, há esperança de que possamos avançar ainda mais no passado.

Embora a luz seja limitada a uma idade de 380.000 anos, os neutrinos e antineutrinos criados durante o Big Bang viajaram livremente e praticamente sem restrições desde que o Universo passou de um a três segundos! Se conseguirmos construir um detector sensível o suficiente para medir e mapear o fundo de neutrinos cósmico (CNF), podemos olhar ainda mais para trás: muitas vezes mais perto do início do quente Big Bang. Essas energias são muito pequenas - várias centenas de microeV - mas devem existir. Eles estão apenas esperando por nós para descobrir como encontrá-los.

Então, David, não vemos a extremidade do universo, nem mesmo a coisa mais distante disponível. Isso é apenas - levando em conta as limitações de nossa tecnologia e conhecimento - a coisa mais distante que podemos ver hoje. E ela está constantemente se afastando. À medida que o universo envelhece, olhamos cada vez mais fundo para o passado. Como Matthew McConaughey disse uma vez: "Estou ficando velho e eles continuam com a mesma idade".

O mesmo acontece com o Universo: estamos envelhecendo, mas o KMFI continua na mesma idade.

Obrigado pela pergunta maravilhosa e espero que você tenha gostado de olhar para trás. Envie-me suas perguntas e sugestões para os seguintes artigos.

Pergunte a Ethan No. 88: onde está localizada a radiação cósmica de fundo no microondas?

Esta é a luz mais antiga e mais distante de nós. Mas onde exatamente ele está localizado?

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