Há uma luz que preenche todo o Universo. É a luz mais antiga, a primeira radiação a viajar livremente pelo Cosmos. Chama-se radiação cósmica de fundo e, tal como um fóssil, é uma imagem do passado, com informação desde as origens até às primeiras galáxias.

Por Elsa Teixeira¹, publicado no âmbito da colaboração entre o Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço (IA) e a National Geographic Portugal.

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Para os astrónomos, a descoberta da radiação cósmica de fundo de micro-ondas, ou CMB, do inglês Cosmic Microwave Background, foi como encontrar uma caverna pré-histórica coberta de pinturas – a imagem de um Universo primordial uniforme, quente e denso. A radiação CMB , hoje arrefecida, são as primeiras partículas de luz (fotões) que puderam viajar livremente através do espaço, sem interferência da matéria.

Talvez já tenhamos sido testemunhas desta radiação sem o sabermos. Está misturada no ruído ou “chuva” numa televisão mal sintonizada. É constante e vem de todo o céu. Estamos banhados nela. É praticamente uniforme, como um zumbido grave na gama do espectro das micro-ondas.

Se mapearmos este ruído espacial com equipamento próprio, deparamo-nos com uma fotografia fóssil, de quando o Universo estava ainda a começar, apenas 380 mil anos após o Big Bang². Para os astrónomos e cosmólogos, a informação aqui contida é mais fascinante do que qualquer programa de televisão, é um documentário sobre o Universo primitivo. É o mais rico conjunto de conhecimento cósmico que temos, e uma das mais robustas evidências para a teoria do Big Bang como a compreendemos hoje.

Um persistente ruído de fundo

Cada objeto celeste – planeta, estrela ou galáxia – envia-nos a cada instante uma mensagem na sua luz: a sua “fotografia”. Quanto mais longe está de nós, mais tempo precisa essa luz para transpor a distância que nos separa. Por isso, as “fotografias” atuais de objetos que estão muito longe estão ainda a viajar até nós. O que capturamos desses objetos mais distantes são as suas imagens antigas. Mas isso é uma vantagem: olhar para longe permite-nos olhar para o passado.

Assim, olhar para o céu é como escavar num sítio geológico e encontrar nas sucessivas camadas de luz vestígios fósseis de diferentes épocas cósmicas. A camada mais profunda é aquela luz fóssil, que nos chega de todas as direções e nos fala das condições extremas nos primeiros momentos do Universo.

Em geologia, cada fóssil contém marcas de fenómenos do passado. Os fósseis cósmicos, na forma de pequenas variações de temperatura na radiação CMB em diferentes pontos do céu, permitem-nos também desvendar marcas que a história do Universo deixou nos seus fotões no decurso da sua longa jornada de quase 14 mil milhões de anos até chegarem a nós.

O Universo passou a ser transparente à luz, os fotões puderam então propagar-se pelo espaço desimpedido de matéria, agora cada vez mais vazio e escuro, muito antes de se acenderem as primeiras estrelas na história do Cosmos.

Este brilho remanescente esteve sempre no céu, mas a Humanidade só o “desenterrou” na década de 1960 com o desenvolvimento de grandes detetores de ondas rádio e o florescimento da radioastronomia.  

A radiação CMB foi postulada em 1941 por Andrew McKellar, um astrónomo canadiano que tentou medir a temperatura efetiva do Universo. Calculou o valor de cerca de 2,3 graus acima do zero absoluto, 2,3 Kelvin, ou seja, –271 graus Celsius (o zero na escala Kelvin corresponde a –273,15 graus na escala Celsius). 

Estudos posteriores confirmaram a previsão teórica da radiação CMB, mas só mais de 20 anos depois, em 1964, dois engenheiros norte-americanos a mediram pela primeira vez. Na verdade tudo aconteceu por acaso, quando Arno Penzias e Robert Wilson, da Bell Telephone Laboratories estavam a utilizar uma nova antena de rádio, em Nova Jérsia (EUA), para procurar fontes de interferência e melhorar a qualidade dos dispositivos de telecomunicações. Depararam-se com um ruído de fundo, cerca de 100 vezes mais forte do que esperavam, e que vinha de todas as direções do céu para onde apontassem a antena. 

O mistério só foi resolvido quando Penzias se deparou com um artigo publicado numa revista científica. O autor, Jim Peebles, avançava a possibilidade de detetar a radiação remanescente de uma “explosão inicial” e que permearia todo o Universo, desde a sua origem até à atualidade.

Ficou claro que os dois engenheiros tinham feito uma descoberta inesperada, uma das mais robustas evidências de um Universo inicial quente e denso, ou da teoria do Big Bang, descoberta pela qual foram reconhecidos em 1978 com o prémio Nobel para a Física. Esta foi uma das mais icónicas descobertas científicas da história da humanidade e que permitiu estabelecer a teoria do Big Bang para o Universo quente inicial, pela qual Peebles recebeu também o prémio Nobel em 2019.

O fulgor primordial

Na expressão Big Bang, a onomatopeia “Bang” é enganadora, já que sugere um evento explosivo no zero do contador do tempo. Seria mais correto dizer que o próprio Universo era uma enorme explosão contínua que durou cerca de 380 000 anos. 

A expansão esticou consigo as ondas de luz para comprimentos de onda mais longos. Isto reduziu a sua energia e desviou-as ao longo do espectro electromagnético até à gama das micro-ondas.

A radiação cósmica de fundo de micro-ondas é a luz dos últimos momentos dessa explosão, é como a fotografia da superfície de uma estrela – uma estrela que é todo o Universo observável, com todo o seu conteúdo comprimido num volume milhões de vezes mais reduzido do que o atual. As temperaturas rondavam as centenas de milhões de graus, numa “sopa” tão quente e densa que a luz e a matéria não se conseguiam separar. 

À medida que o espaço se foi esticando e o Universo se expandia, esse conteúdo foi sendo diluído, tornou-se menos denso e arrefeceu. A temperatura desceu ao ponto de as partículas se conseguirem formar, e a sopa quente evoluiu para um nevoeiro de eletrões livres e núcleos de hidrogénio (o elemento químico mais simples, cujo núcleo é constituído apenas por um protão), ainda demasiado quente para se formarem átomos.

Neste nevoeiro, chamado plasma, que é o mesmo estado da matéria nas estrelas, não é possível ter uma imagem do seu interior, pois os fotões não conseguem viajar muito, antes de serem logo capturados por um eletrão ou um protão livres. 

Eventualmente a temperatura baixou demasiado para manter este estado de plasma. Os electrões livres foram então definitivamente capturados pelos protões (núcleos de hidrogénio) e formaram-se os átomos de hidrogénio. Nesta cedência de liberdade, os eletrões libertaram também fotões de luz. Este processo ocorreu em todo o Universo, ao mesmo tempo.

Diz-se que a matéria e a luz (radiação eletromagnética) se desacoplaram e o Universo passou a ser transparente à luz. Os fotões puderam então propagar-se pelo espaço desimpedido de matéria, agora cada vez mais vazio e escuro, muito antes de se acenderem as primeiras estrelas na história do Cosmos.

A radiação CMB não é perfeitamente homogénea em todas as direções, mas contém flutuações mínimas na sua temperatura e, por conseguinte, no comprimento de onda.

Os fotões emitidos neste processo são a radiação cósmica de fundo que observamos hoje. Assinalam o fim do Big Bang e compõem a luz mais antiga do Universo que podemos detectar. A luz anterior, presa no antigo plasma, não deixou qualquer imagem. 

Durante os seus quase 14 mil milhões de anos, o Universo continuou a expandir-se. A expansão esticou consigo as ondas de luz para comprimentos de onda mais longos. Isto reduziu a sua energia e desviou-as ao longo do espectro electromagnético até à gama das micro-ondas (a mesma dos fornos domésticos com o mesmo nome, e na qual se baseia a rede de telemóveis).

Foi aqui que os engenheiros Penzias e Wilson descobriram a radiação CMB em 1964 e também onde a encontramos ainda hoje. Esta radiação residual dos últimos momentos do fogoso começo do Universo é agora uma luz fria e fóssil que preenche todo o espaço, e por isso é visível em todas as direções do céu. 

A existência da  radiação cósmica de fundo de micro-ondas prova duas coisas: que o Universo tem cerca de 13,8 mil milhões de anos, e que no início terá sido bastante mais pequeno e quente do que hoje – dois dos mais importantes postulados da cosmologia moderna.

O mapa térmico do Universo

Os fotões da radiação CMB guardam informação desse passado mas também do que lhes aconteceu na sua longa viagem através do espaço e do tempo, até serem agora capturados pelos instrumentos científicos. 

Estas variações de temperatura são as sementes dos aglomerados de galáxias e dos grandes vazios que definem a estrutura do Universo que observamos hoje.

Os engenheiros Arno Penzias e Robert Wilson obtiveram um comprimento de onda homogéneo em todo o céu, e que corresponde à temperatura de apenas 2,7 Kelvin. Tal como o corpo humano, a 36,5 ºC, emite sobretudo radiação infravermelha, a radiação cósmica de fundo de micro-ondas é a radiação que emitiria um corpo que estivesse a –270 ºC – é a temperatura média do Universo, incomparavelmente mais fria do que a sua origem nos inícios do tempo. 

Só nas décadas recentes, com o avanço da tecnologia, se tornou possível melhorar a medição inicial de Penzias e Wilson. Na verdade, a radiação CMB não é perfeitamente homogénea em todas as direções, mas contém flutuações mínimas na sua temperatura (e por conseguinte, no comprimento de onda). Conhecidas como anisotropias (o que significa não ser igual em todas as direções), estas variações de décimas do milésimo do grau, são preciosidades pré-históricas para os cosmólogos porque são a fonte de informação sobre o Universo mais rica de sempre.

A primeira missão dedicada à caça de anisotropias e a desenhar o mapa do céu com a variação térmica da radiação CMB foi a Cosmic Background Explorer (COBE), da NASA, que operou entre 1989 e 1996. O satélite COBE produziu uma imagem fascinante que captura todo o Universo como era na sua infância, e marca o início da Cosmologia como uma ciência de precisão. 

Em 2001, a NASA lançou outra missão com maior precisão e detalhe, o Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP). Esta missão permitiu estabelecer a idade do Universo como sendo 13,8 mil milhões de anos, com menos margem de erro.

Entretanto, em 2009, e enquanto o WMAP ainda estava ativo, a Agência Espacial Europeia (ESA) lançou o satélite Planck, que apesar de ter sido desactivado em 2013, deixou um legado da missão mais sensível e sofisticada até à data. Um dos resultados mais importantes da alta precisão dos dados da missão Planck foi permitir estabelecer os exatos valores dos ingredientes do Universo.

A comunidade científica sabe, por evidências acumuladas ao longo do século XX, que o Universo se está a expandir de forma acelerada impelido por uma enigmática “energia escura”, e que uma importante componente feita de matéria invisível, ou “matéria escura”, é responsável pela forma como a matéria visível – as galáxias e as suas estrelas – se movem, se distribuem e se agrupam no Universo quando este é observado a grande escala.

Ambas, ainda que constituam a maior parte de “tudo o que existe” – ao todo cerca de 95% do “recheio” do Universo – são de natureza ainda desconhecida para os cientistas. As proporções exatas destas duas componentes e a da matéria visível, ou normal – aquela de que somos feitos – foram ajustadas ligeiramente na sequência do mapa da radiação cósmica de fundo feito pelo Planck, mas sobretudo esta missão veio confirmar a receita do Universo e o modelo teórico que o explica.

Decifrar o mapa do tesouro

O que nos diz este mapa de variações de temperatura, estas anisotropias celestes? Onde vemos áreas avermelhadas no mapa (mais quentes), se apontarmos um telescópio para a correspondente região do céu, vemos aglomerados de galáxias. As áreas azuladas (mais frias) correspondem no céu a vazios e super-vazios, ou seja, regiões onde quase não vemos galáxias.

Para os cosmólogos, estas variações, ainda que mínimas, correspondem a zonas ligeiramente mais ou menos densas do plasma primordial. São as sementes dos aglomerados de galáxias e dos grandes vazios que definem a estrutura do Universo que observamos hoje.

As cores não representam temperaturas absolutas, mas sim desvios relativos à temperatura média de 2,725 Kelvin. Esses desvios são tão reduzidos, da ordem de décimas de micro-Kelvin, que também nos dizem que numa escala suficientemente ampla são insignificantes e que o Universo é homogéneo e praticamente igual em todas as direções. 

Esta evidência confirma uma das suposições mais fundamentais e também mais controversas sobre o início do Universo – a teoria da inflação cósmica. Para que o Universo possa estar tão bem distribuído, teve de se expandir de forma brutalmente rápida durante o seu estado primordial.

A teoria da inflação pressupõe que depois do Big Bang houve uma expansão rápida em que as pequenas irregularidades e desvios foram suavizados. As flutuações que permaneceram foram pequenas ondulações quânticas no campo de energia da inflação. São essas flutuações que identificamos nas anisotropias da radiação CMB. 

Esta teoria da inflação ainda atrai algum ceticismo, mas nenhuma outra teoria conseguiu até agora explicar a notável uniformidade da radiação CMB e as origens e propriedades do Universo com tanta precisão.

O que ainda está por desenterrar

No mapa das anisotropias existem também áreas anormalmente quentes e frias. Ainda que mais provavelmente estas anomalias tenham origens técnicas ou de processamento de dados, propostas de explicação incluem interações com outros universos, ou indícios de um Universo cíclico, numa sucessão de nascimento, expansão e colapso num novo Big Bang, repetido indefinidamente. 

Mas mesmo que a radiação CMB não nos abra outros Universos, tem certamente uma quantidade infindável de informação sobre o nosso. Entre as questões a que ainda falta responder destaca-se a incompatibilidade entre medições baseadas em estudos sobre o Universo jovem (e portanto longínquo) e observações locais do Universo atual.

Um exemplo é a divergência entre os valores atribuídos à velocidade com que o Universo continuou e continua a expandir-se. Esta divergência pode refletir falhas ou peças ainda perdidas do puzzle da compreensão do Universo.

Missões espaciais como a Primordial Inflation Explorer (PIXIE), da NASA, e a Voyage 2050, da ESA, em conjunto com o Simons Observatory, no Chile, estão agora em desenvolvimento. Vão escavar o céu de forma ainda mais sensível e através de uma técnica inovadora, à procura de desvios irregulares no espectro da radiação CMB.

Mais de meio século depois da descoberta da radiação cósmica de fundo de micro-ondas, ainda existem detalhes do negativo fotográfico por revelar neste retrato fóssil do Universo primordial.

Disponível também no website da National Geographic Portugal

Disponível sob licença de reutilização Creative Commons cc-by-sa

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1. Elsa M. Teixeira é mestre em Astrofísica e Cosmologia pela Faculdade de Ciências da Universidade de Lisboa (FCUL) e colaboradora no Instituto de Astrofísica e Ciências Espaciais (IA). Atualmente, está a concluir o doutoramento na School of Mathematics and Statistics da Universidade de Sheffield, Reino Unido, onde examina várias formulações teóricas para a física do Universo tardio e métodos para as testar com os dados observacionais atuais. É apaixonada por divulgação científica e palestras públicas como uma ferramenta para tornar a ciência acessível e fascinante para todos.
   
2. A teoria do Big Bang é a descrição mais consensual entre os astrofísicos e cosmólogos para o que terá sido a origem e evolução do Universo. Com base em certas evidências (como o facto de os grupos de galáxias se estarem a afastar todos uns dos outros), a teoria diz que no passado, há quase 14 mil milhões de anos, toda a matéria e radiação (luz) do Universo estavam concentradas numa região de espaço extremamente pequena, densa, quente e energética. Não existiam átomos, apenas partículas elementares altamente comprimidas umas contra as outras, e não existia nada fora desta região de espaço. O Universo expandiu-se a partir desse ponto denso, criando espaço, numa explosão que é designada por Big Bang (termo jocoso cunhado pelo astrofísico britânico Fred Hoyle, que não acreditava nesta teoria, mas acabou por lhe dar um nome que vingou). Com a expansão e a diminuição da densidade da matéria, a temperatura diminuiu e formaram-se os primeiros elementos químicos.

Revisão de texto e edição por Sérgio Pereira.