Cosmologia e Radioastronomia

O estudo da Radiao Csmica de Fundo

Carlos Alexandre WuenscheDiviso de Astrofsica - INPEI Escola de Radioastronomia

Atibaia, SP5 de agosto de 2006

Cosmologia:SculoXIXSculoXXI Final do sc. XIX:

Teoria: Fsica Clssica, Eletromagnetismo e Termodinmica.Observao: telescpios pticos e chapas fotogrficas. Universo restrito Galxia.

Final do sc. XX:Teoria: Relatividade Geral+Mecnica Quntica e Teoria de Campos;Observaes: de rdio ( ~ 100 cm) a raios csmicos (E > 1012 eV) realizadas no solo, com grandes telescpios, e no espao, com bales, foguetes e satlites. Universo observvel ~ 3000 Mpc.

Histria da Radiao Csmica de 2,7 K

1934 : Richard Tolman mostra que a radiao de um corpo negro em um universo em expanso resfriada mas mantm sua distribuio trmica e permanece como corpo negro.

1941 : Andrew McKellar usa a excitao dos dubletos de CN para

afirmar que a temperatura efetiva do espao ~ 2,3 K .

1948: George Gamow, Ralph Alpher e Robert Herman fazem a

previso de que o Big Bang daria origem uma radiao de fundo

em microondas com uma temperatura de ~ 5 K.

1955: Tigran Shmaonov mede um excesso de emisso em

microondas com temperatura de ~ 3 K.

1964: A.G. Doroshkevich e Igor Novikov escrevem um artigo (que passa despercebido) sugerindo que se procure a radiao de corpo negro prevista por Gamow, Alpher e Herman.

1965: Arno Penzias e Robert Wilson descobrem a Radiao

Csmica de Fundo em Microondas de 3 K e ganharam o

Prmio Nobel de Fsica de 1978 pela descoberta.

Robert Dicke, James Peebles, J. Roll e David Wilkinson sabem

do resultado, por intermdio de Bernie Burke, e interpretam a

medida.

1966: Rainer Sachs and Arthur Wolfe prevem flutuaes de

amplitude no rudo csmico de microondas criadas por variaes do

potencial gravitacional entre a superfcie de ltimo

espalhamento e o observador.

1968: Martin Rees e Dennis Sciama prevem flutuaes de amplitude no rudo csmico de microondas causadas por ftons cruzando barreiras de potencial dependentes do tempo

1969: R.A. Sunyaev e Y. B. Zel'dovich estudam o espalhamento Compton inverso dos ftons da radiao de fundo em microondas por eltrons quentes: o efeito Sunyaev-Zeldovich.

1990: O satlite COBE mostra que a Radiao Csmica em Microondas tem um espectro de corpo negro quase perfeito. Esse resultado d forte apoio ao modelo hot Big Bang , histria trmica do Universo e coloca vnculos densidade do meio intergalctico

1992: O satlite COBE descobre anisotropia na Radiao Csmica de Fundo em microondas. Esse resultado favorece o modelo do Big Bang com instabilidade gravitacional para explicar as estruturas em grande escala do Universo e gera grande atividade na Fsica e na Astronomia, tanto terica quanto experimental

2000: Observaes de anisotropia na Radiao Csmica de Fundo de 2,7 K mostram que a curvatura do Universo pequena e que o Universo plano para todas as finalidades prticas. As anisotropias na Radiao de 2,7 K comeam a cumprir a promessa de determinar os parmetros cosmolgicos com uma preciso de 10 %, no mnimo: COSMOLOGIA DE PRECISO

2002: Primeiras medidas de polarizao (escalar) da RCF feitas pelo experimento DASI. Essas medidas so importantes na discriminao de diferentes modelos cosmolgicos.

2003 e 2006: o satlite WMAP (Microwave Anisotropy Probe) apresentou os melhores resultados de medidas de anisotropia da RCFM at essa data. Medidas de polarizao cruzada foram apresentadas com excelente preciso.

2009: Planck (Max Planck Surveyor, anteriormente COBRAS/SAMBA) ser lanado pela ESA

HistriadaDescobertadaRCFM

1933 1964

OqueaRCF?

Sinal eletromagntico observvel mais antigo que existe

Descrio do Universo ~ 3x105 anos aps o BIG BANG

Espectro de corpo negro com temperatura T = 2,725 ( 0,001) K

Flutuaes de temperatura (T/T ~10-5) na RCF, ligadas s flutuaes de densidade primordial, revelam a fsica da formao de estruturas do Universo

Caractersticas observveis: distribuio espectral, distribuio angular e polarizao

Algunsnmeros... T = 2,725 0,001 K (Mather et al. 1999, ApJ, 512, 511).

e Kelvin ( = 2,718281828 K)?

Is it the triple point of water divided by 100 (=2,7315 K)?

= 4,6417 x 10-34 (T / 2,725) g cm-3

PRCFM~ 10-18 W

Velocidade do Sol em relao RCFM = 369,3 2,5 km.s-1

n = 410,50 (T/2,725)3 cm-3

Observaes da Radiao Csmica de Fundo

Espectro

Distribuio angular

Polarizao

Espectro de corpo negro - RCF

Corpo negro com T = 2,7250,001

Fonte: http://aether.lbl.gov

Espectro de corpo negro - COBE

Fonte: http://lambda.gsfc.nasa.gov

Por que um espectro de corpo negro?

tomos neutros interagem pouco com ftons de microondas. ons e e- do plasma primordial interagem via espalhamento Thomson

Esse processo altera a direo do fton mas no sua freqncia. Portanto, espalhamento Thomson no produz um espectro trmico

Sob que condies um campo de radiao inicialmente no-Planckiano relaxa para uma forma de corpo negro? H a necessidade de 2 condies: 2. mecanismo(s) para criar ftons e/ou redistribuir sua energia 3. taxa de reao desses mecanismos deve ser maior que a taxa de

expanso

No Universo primordial, matria e radiao estiveram em equilbrio trmico espectro Planckiano

Expanso no altera a forma do espectro de corpo negro

Por que um espectro de corpo negro?

Algumas suposies:acoplamento radiao-matria: e+ + e- 2 e espalhamento Coulomb Interaes do campo de radiao com e- e brions

Trs processos fsicos poderiam criar ftons ou alterar sua energia:Bremsstrahlung trmico (livre-livre) (e-, p)Efeito ComptonEfeito Compton Radiativo (Double Compton), no qual

um segundo fton produzido numa coliso e-

Observaes da temperatura

Medidas no soloMedidas no meio interestelar (transies

de CN)Medidas a bordo de balo estratosfricoMedidas a bordo de foguetesMedidas a bordo de plataformas orbitais

Observaes da temperatura

Fonte: http://aether.lbl.gov

RCF - distribuio angular

Mapa 1: dipolo + galxias + flutuaes

Mapa 2: galxia + flutuaesMapa 3: flutuaes de

temperatura de 1 parte em 10000...

Escala angular: 7

TT l=0 m= l

la lm Y lm

5

Resultados do satlite WMAP

Fonte: http://lambda.gsfc.nasa.gov

Como estudar a distribuio angular?

Descrio torica para o estudo da distribuio angular da RCF: expanso em harmnicos esfricos

Condies iniciais supostamente gaussianas (inflao)

alm: variveis estocsticas com mdia zero e varincia Cl=

T ,T l=2 m= l

la lmY lm ,

Competioentregravidadeeexpansooscilaes

ondasacsticas

Osciladorharmnicoamortecido

Densidade(nodeslocamento):varivelExpanso(H0):termodeamortecimentoGravidade:fora

Universo:fluidocompostodeftonsebrions

Matria:pequenoosciladorharmnicoBrions:massacolapsoFtons:resistnciaaocolapso

CortesiaMaxTegmark(2002)

CoordenaodeCinciasEspaciaiseAtmosfricasDivisodeAstrofsica

Espectro de Potncia

A posio e a altura dos picos dependem dos parmetros h, O, B, .

A posio do primeiro pico depende do modelo: inflao x defeitos topolgicos

CortesiaWayneHu

Que informao podemos extrair do expectro?

CortesiaWayneHu

Polarizao da RCFM

Medida importante para definir a poca de formao das primeiras estrelas

Um dos tipos de polarizao (tensorial) pode trazer informaes sobre as ondas gravitacionais primordiais

Fonte: http://map.gsfc.nasa.gov/m_or/m_or3.html

Fontes de polarizao

z ~ 1100SUE: flutuaes de

densidade/temperatura, ondas gravitacionais

z < 1100Estrutura em larga escala

weak lensing

z ~ 15-30Reionizao

z < 3Aglomerados (SZ)

?Campos magnticos?

Por que a RCFM deve ser polarizada?

Radiao espalhada POLARIZAO!

Processo tpico espalhamento Thomson

Descrio em termos dos parmetros de

Stokes e harmnicos esfricos (intensidade

espalhada)

Por que a RCFM deve ser polarizada?

Somente flutuaes

de quadrupolo geram

polarizao!

1. Polarizao: breve reviso (cortesia Raul Abramo)

Um fton individual possui uma polarizao linear fixa, que determinada pela direo do campo eltrico:

Um campo de radiao genrico um estado multi-ftons mistura de estados de polarizao linear. Para um feixe que se propaga na direo z os parmetros de Stokes so:

E E x i E y jE x axcos t E y ay cos t

k k z

E x axcos tE y aycos t

I Ex2

Ey2

Q Ex2

Ey2

U 2E x E ycos V 2 E x E y sin

Intensidade do feixe

Polarizao - |

Polarizao / - \

Polarizao circular

I 2 Q2 U 2 V 2 (= p/ onda monocromtica)

Os estados de polarizao so anlogos aos estados com dois graus de liberdade (Ex e Ey) em mecnica quntica base natural so as matrizes de Pauli. De fato, a matriz densidade de estados da polarizao :

12

I 1 U 1 V 2 Q 312

I Q U iVU iV I Q

Polarizaes excitadas na RCF

Orientao dos modos Q (N-S, L-O) e U (Se-No, So-Ne):

Q>0, U=0 Q0 Q=0, U

O caso da RCF

Antes do desacoplamento (z > 1100), assumimos que a radiao era basicamente no-polarizada ( 0 , ===0 ).

Na era do desacoplamento (z ~ 1089), espalhamento Thomson dos ftons da RCF pelos eltrons e ons livres gerou uma polarizao da RCF.

A seo de choque para um fton incidente de polarizao i dando origem a um fton espalhado com polarizao f :

d d

3 T8 i j

2!!!

Q f z3 T16 d sin

2 cos 2 I i ,

U f z3T16 d sin

2 sin 2 I i ,

O que leva polarizao do estado final:

Q iU d Y 22 , I ,

Polarizao depende do quadrupoloda radiao incidente!

Bond & Efstathiou 1984, Polnarev 1985Kosowski 1996, Seljak & Zaldarriaga 1997, Hu & White 1997

Cabella & Kamionkowski 2005, Y.-T. Li & B. Wandelt 2005

Sob rotao de em torno de z:

P Q iU3 T4

2 15 a22 , I i , m

am Y m ,

C

H

H

C

Re[P]>0, Im[P]=0

C

HH

C

Re[P]

A polarizao representada por P no invariante por rotaes em torno da direo de propagao dos ftons:

P P ' e 2i P Vamos construir, a partir de P, uma outra representao da polarizao que invariante sob rotaes.

Para isso, vamos reduzir o momento angular de P, de m=2 para m=0.

Os operadores de subir e descer o momento angular so (2D, flat sky ):

x i yx i y

2x2 y2

Sob rotaes de em torno de z os operadores se transformam como m=1:

' e i

' e i

3. Modos Gradiente (E) e Rotacional (B)

' ' ' 2 2x

y

xy

Para baixar o momento angular de P, basta tomar:

P

Podemos ento definir:

2P2

A polarizao representada por invariante por rotaes !

2P 2

2P ' 2P '

E iB

E (ou G) o modo-gradiente rotacional zero par sob reflexo

B (ou C) o modo-rotacional gradiente zero mpar sob reflexo

As perturbaes de densidade adiabticas s produzem modos E:

C

C

C

C

C

H H

HH

C

CC

C

H H

H

H

H

J as ondas gravitacionais produzem tanto modos E como modos B

Wayne Hu

A. Challinor

Que tipo de polarizao esperamos medir?

Amplitudes: ~ 1 10 K ( 1-2) e < 0,1 K ( 2)

Modos escalares, vetoriais e tensoriais devem dar origem a observveis no modo E (divergente), modo B (rotacional), TE (modo cruzado com a temperatura)

Perturbaes causadas pela polarizao

l = 2 m = 0

l=2 m=1

l=2 m=2

4. Observaes

Teoria:

Bartlett, astro-ph/0601576

CTT

CTE

CEE

CBB(r=.5)

CBB(r=.0001)

CBB (le

nsing

)

Dados: BOOMERanG, DASI, CBI

A RCFM e o INPE

Incio da pesquisa na rea em 1982

Colaboraes atuais com:Universidade da Califrnia, Santa Brbara (EUA)Jet Propulsion Lab (EUA)Universidade de Illinois, Urbana-Champaign (EUA)Universidade de Roma (Itlia)Universidade de Milo (EUA)

Experimentos realizados

Mapeamento do cu em 3 mm (1982-1986)

ACME-SP (1989-1995)

ACME-MAX (1990-1996)

HACME (1996-2000)

B EAST (2000-2005)

LubineVillela85

Histrico: 1965 1992

PenziaseWilson65(simulado)

Smootetal.92

Logo aps o COBE, experimentos foram realizados no Plo Sul para medir a RCF em escalas angulares intermedirias (entre 30 e 2).

Os resultados obtidos pelo Advanced Cosmic Microwave Explorer (ACME-SP) representaram uma das primeiras estimativas do espectro de potncia da RCF nas escalas acima mencionadas.

ACME-SP: 1991 1995

HACME(vodebalo7horas)

Bennettetal.1996

Tegmarketal.2000Starenetal.2000

O experimento BEAST (2000-2005)O experimento BEAST (2000-2005)BBackground ackground EEmission mission AAnisotropy nisotropy SScanning canning

TTelescopeelescope

WMPOL: o presente

WMPOL: o presente

Freqncias: bandas Q (38 46 GHz) e W (82 98 GHz)

Tsis: 127 K (Q) e 120 K (W)FWHM: 24 3 (Q) e 12 3 (W)Medidas de polarizao: somente

parmetro de Stokes Q.

COFE: o futuro

COFE: o futuro

Medidasdascaractersticasdepolarizaodeforegroundsgalcticos(sncrotron,bremsstrahlung,spinningdust)econtribuiespotenciaisdefontespontuaisembaixosl(2100)efrequnciasabaixode50GHz.

ExploraodoslimitesdeerrossistemticosparabaixoslparaexperimentosdepolarizaodaRCFemplataformassuborbitaisemissesabordodebalesestratosfricos.

FIM!

Polarizao da Radiao Csmica de Fundo: O que, Como e Para qu?

L. Raul Abramo Instituto de Fsica Universidade de So Paulo

(Veja tambm Poster III-2 de Henrique S. Xavier)

Informao na Polarizao que no est tambm na Temperatura da RCF

1. Evidncia direta de ondas gravitacionais inflacionrias modo B. Se r>0.01, deteco via polarizao ser possvel

2. Reionizao e formao estelar largas escalas angulares, >~ 180/zreio ~ 7o (s modo E)

3. Quadupolo da RCF na poca em que ela atravessou aglomerado a22(zagl) (s modo E) (Kamionkowksi & Loeb, PRL 1997)

4. Evidncia de campos magnticos csmicos polarizao circular, V

5. Mistura de modos E e B por weak lensing (quebra de paridade) limites nas massas dos neutrinos (Kaplinghat et al., PRL 2003)

Informao redundante na Polarizao (cross-checks)

1. Parmetros cosmolgicos usuais (H, m, b, wDE, ...)

2. Isocurvatura

3. Topologia csmica ( circles in the sky + direes) (Riazuelo et al. 2006)

Foregrounds

1. Weak lensing

2. Reionizao inomognea

3. Galxia (modos E e B). Espectro desconhecido - ver apres. de Thyrso Villela

4. Campos magnticos (?)

5. ???

It s the Polarization, stupid!

Superfciedeltimoespalhamento(z~1100)

Universoopaco

Ncleoseeltronslivres

Terra

Universotransparente

tomos

O efeito de dipolo

RadiaoIsotrpica

Semdesvio

Semdesvio

Desvioparaoazul

Desvioparaovermelho

O efeito de dipolo

Resultados do satlite COBE

Resultados do satlite WMAP

Fonte: http://lambda.gsfc.nasa.gov

Perturbao vetorial

L=2, m=1

Perturbao tensorial

L=2, m=2

O que esperamos medir?