Não sabemos como uma estrela aparece, mas queremos saber como 10 bilhões de estrelas aparecem
- Carlos Frank
Olhando para as partes remotas do Universo, olhamos para o seu passado. Quanto mais longe o objeto, mais sua luz chega aos nossos olhos. E toda vez que conseguimos olhar mais longe do que antes, olhamos para um passado mais profundo - mais perto do Big Bang.
O mais antigo que vimos é, é claro, relegar radiação, o brilho residual do Big Bang. Quando observamos essa radiação de fundo emitida em um momento em que o Universo finalmente esfriou a temperaturas que permitem a formação de átomos, obtemos uma imagem do Universo com 380.000 anos de idade!
Mas há uma previsão teórica sobre o Big Bang, originária de épocas ainda anteriores. Esta é talvez a mais antiga de todas as previsões que podem ser verificadas! O big bang não apenas fala sobre quando os átomos deveriam se formar pela primeira vez, mas também que tipo de átomos eles deveriam ser.
Como é isso? Avanço rápido para os estágios iniciais dos quais podemos falar e nos quais ainda temos 100% de certeza da exatidão da física.
Lembre-se de que o Universo está se expandindo e esfriando, o que significa que estava mais quente e denso no passado! Obviamente, quando o universo tinha menos de 380.000 anos, estava quente demais para átomos neutros, mas e se formos ainda mais longe?
A certa altura, estava quente e denso mesmo para núcleos e ainda mais cedo - energético demais para a existência de prótons e nêutrons! Quando a era do Universo não excedeu uma pequena fração de segundo, tínhamos apenas um mar de quarks, glúons, leptons, antileptons e radiação superhot, e tudo isso flutuou na sopa principal do Universo primitivo!
Nesse estado, tudo colide extremamente rápido e está em equilíbrio térmico. A criação e aniquilação de pares de partículas / antipartículas ocorre muito rapidamente. No entanto, quase todas as partículas são instáveis. Com a expansão e o resfriamento do Universo, leptões e quarks pesados decaem, excesso de matéria e antimatéria ocorrem e se aniquilam, e os quarks restantes (quarks superior e inferior em quantidades aproximadamente iguais) esfriam o suficiente para condensar em prótons e nêutrons individuais. Quando o universo atinge 10 microssegundos, há um número aproximadamente igual de prótons e nêutrons.
No entanto, o universo também é preenchido com elétrons e antielétrons, mais conhecidos como pósitrons. Cada vez que um próton colide com um elétron suficientemente energético, nasce um nêutron (e neutrino) e toda vez que um nêutron colide com um pósitron suficientemente energético, nasce um próton (e antineutrino). Inicialmente, essas reações ocorrem aproximadamente na mesma velocidade e obtemos um universo com matéria normal, 50% consistindo de prótons e 50% de nêutrons.
Porém, devido ao fato de os prótons serem mais leves que os nêutrons, torna-se mais rentável
aumentar energicamente
o número de prótons e reduzir o número de nêutrons . Quando o Universo tem 3 segundos e todas as transformações praticamente pararam, já existem
85% de prótons e 15% de nêutrons no Universo. E, neste momento, ainda está quente e denso o suficiente para que prótons e nêutrons tentem iniciar a fusão nuclear de deutério, o primeiro isótopo pesado de hidrogênio!
Mas no Universo existem mais de um bilhão de fótons por próton ou nêutron, e a temperatura ainda é alta demais para que o deutério resultante não seja destruído imediatamente. Então, esperamos, esperamos e esperamos até o Universo esfriar para criar deutério e não quebrá-lo imediatamente. Enquanto isso, o problema é que o nêutron é instável e alguns nêutrons se decompõem em prótons, elétrons e antineutrinos.
Finalmente, entre 3 e 4 minutos da existência do Universo, os fótons são resfriados o suficiente para não quebrar o deutério mais rapidamente do que os prótons e nêutrons podem criá-lo. O universo passa por um gargalo associado ao deutério. Neste momento, devido a decaimentos, no Universo existem 88% de prótons e 12% de nêutrons.
Quando o deutério começa a se formar no Universo, ele imediatamente adiciona prótons e / ou nêutrons, subindo a escada de elementos para o trítio ou o hélio-3 e, em seguida, para o hélio-4 extremamente estável!
Quase todos os nêutrons foram encontrados em átomos de hélio-4, respondendo por 24% de todos os átomos em massa após essa nucleossíntese. Núcleos de hidrogênio - apenas prótons individuais - perfaziam os 76% restantes. Houve também uma pequena fração (de 0,001% a 0,01%) de hélio-3, trítio (decomposição em hélio-3) e deutério, e uma proporção ainda menor de diferentes formas de lítio e berílio que apareceram como resultado da nucleossíntese com o núcleo de hélio-4.
Mas devido a uma combinação de fatores - a falta de núcleos estáveis com uma massa de 5 ou 8, a temperatura e a densidade relativamente baixas do Universo nessa época e a forte repulsão elétrica de isótopos pesados - nada mais pesado foi formado.
E tais elementos foram previstos pela teoria do Big Bang. Com o nosso conhecimento da CMB, podemos determinar - com uma precisão incrível - quanto especificamente hélio-4, hélio-3, deutério e lítio-7 deve ser hoje. Essa previsão - a abundância inicial de elementos leves - é uma das maiores previsões que emergiram do modelo do Big Bang.
Depois disso, o Universo simplesmente se expande e esfria, e isótopos instáveis (como o trítio) decaem para estáveis, até que esses núcleos atômicos - criados no forno nuclear do Big Bang - capturem elétrons e se transformam em átomos neutros.
Obviamente, ver esses átomos e medir sua abundância é uma tarefa particularmente difícil. Porque Vejamos o que você pode ver se olhar para o Universo primitivo.
Queremos ver os primeiros átomos: aqueles que existiam nos tempos sombrios do espaço. Mas é extremamente difícil.
Determinamos a presença de elementos no Universo a partir de suas transições atômicas. Eles mostram linhas de emissão se os átomos estiverem quentes o suficiente e seus elétrons excitados se moverem para um estado de energia mais baixo, ou linhas de absorção se os átomos estiverem em um estado frio com baixa energia, mas há uma fonte quente por trás deles, cujos fótons são absorvidos no nível de energia correto átomos.
O problema, é claro, é que esses átomos da "idade das trevas" são frios demais para emitir linhas de emissão, e a radiação por trás deles é fraca demais para causar linhas de absorção! Portanto, temos que esperar até que a gravidade faça seu trabalho e puxá-los o suficiente para um lugar, para que possamos usar algo energético o suficiente para causar linhas de absorção!
Após um colapso gravitacional suficientemente forte, o Universo em alguns lugares se torna denso o suficiente para formar estrelas pela primeira vez! Regiões que se tornam densas mais rapidamente do que outras formam primeiro as estrelas - 50-150 milhões de anos após o Big Bang - e outras regiões permanecem neutras, livres de estrelas e intocadas.
O primeiro problema é que, quando essas primeiras estrelas são criadas, a luz delas é bloqueada por átomos neutros, assim como a luz das estrelas é bloqueada por uma densa nuvem de gás interestelar.
Portanto, precisamos, se quisermos ver a luz dessas estrelas (ou qualquer fonte de luz), nos livrar desses átomos neutros. Para isso, é necessário formar estrelas suficientes no Universo para reionizar a maioria dos átomos (99%) neutros. Felizmente, o Universo faz isso por conta própria e em menos de um bilhão de anos.
Outro problema é que, quando ocorre o colapso gravitacional e as primeiras estrelas aparecem, elas não apenas entopem o Universo com os elementos pesados que criam, mas também destroem esses elementos leves - deutério, lítio, hélio-3 - que queremos medir!
Então você pode pensar que o
truque 22 funciona aqui. Como podemos medir esses primeiros átomos intocados, se podemos medi-los somente após um bilhão de anos, quando tudo o que acontece polui os átomos do universo?
Mas há esperança.
No Universo existem - embora sejam difíceis de encontrar - galáxias isoladas de massa ultra-pequena, como a galáxia anã Pump (da constelação
Pump ), na foto acima.
Teoricamente, pedaços de matéria extremamente isolados, cuja massa é de aproximadamente 0,0001% da massa de nossa Galáxia da Via Láctea, poderiam sobreviver sem formar estrelas e não ficar contaminados pela massa pós-estelar ao lado deles por mais de um bilhão de anos. Mas, para encontrar uma peça assim, tivemos que ter muita sorte.
Bem, tivemos
sorte exatamente como esperávamos.
Os objetos mais brilhantes e mais visíveis nas extremidades do Universo são
quasares , a maioria dos quais são visíveis no último estágio da reionização - quando a matéria se torna transparente à luz - no Universo. O feliz acidente permitiu, após
58 anos de estudo espectroscópico dos quasares indicado pela equipe Fumagali, Omear e Prochask, encontrar duas nuvens de gás puro e não poluído preservado do Big Bang nos espectros dos quasares!
No topo da imagem, retirado do
trabalho de Fumagali e outros , é mostrado um espectro quasar. Falha em um gráfico em zigue-zague é um sinal da linha de absorção! Nesse caso, as linhas de absorção mostram as características de uma nuvem de gás hidrogênio neutro com um desvio para o vermelho de pouco mais de 3, ou seja, cerca de 2 bilhões de anos após o Big Bang (e cerca de 1 bilhão de anos após a primeira luz sair deste quasar) ) No entanto, geralmente existem sinais presentes de atividade vital de estrelas anteriores - elementos "poluentes" como carbono, oxigênio, silício, etc. - não apenas pequeno, mas muito pequeno,
menos de 0,01% da quantidade contida em nosso Sol. Isto é, se levarmos em conta que a próxima nuvem de "pureza" que descobrimos no Universo já contém
mais de 0,1% do número de elementos pesados no Sol.
Portanto, este não é apenas o conjunto de átomos menos poluído e mais intocado que encontramos, também é o melhor de todos os testes que a abundância de elementos de luz - a julgar pela força de suas linhas de absorção espectral - coincide com as previsões da teoria do Big Bang!
Quais são os resultados? Dê uma olhada no ponto mais primitivo à esquerda do gráfico; esses são os dados mais confiáveis já obtidos por nós sobre esse tópico!
O trabalho diz:
Na linha de visão dos quasares, o log medido (D / H) = -4,55 ± 0,03 é recalculado em Ωb, 0h2 (BBN) = 0,0213 ± 0,0010, o que coincide completamente com a quantidade que segue o espectro de potência do CMB, ,b, 0h2 (CMB) = 0,02249 ± 0,00057. Essa bela coincidência entre dois experimentos independentes marca o triunfo da teoria do Big Bang.
E o que é melhor - se queremos medir melhor os elementos encontrados nessas nuvens de gás, precisamos estudá-los um pouco mais! Sim, podemos ter sorte e podemos encontrar ainda mais dessas nuvens de gás intocadas (a regra geral diz que um caso é um acidente e dois já são um padrão possível), mas mesmo que não os encontremos, precisamos apenas olhar mais e com mais cuidado esses quasares, e podemos esclarecer ainda melhor o número de elementos neles!
Foi assim que descobrimos os primeiros átomos do Universo e como eles provaram a exatidão de mais uma previsão da teoria do Big Bang.