Como os cientistas medem a matéria escura, a energia escura e a matéria normal usando as CMB?
O universo no seu começo era tão quente que a matéria e a energia agiam como um fluido. Matéria normal era ionizada e a radiação e os elétrons eram fortemente ligados – significando que eles constantemente se colidiam e se dispersavam uns dos outros. A matéria escura não interagia com a radiação, então ela não se movia com o fluido formado por radiação-elétron.
Pequenas flutuações na densidade da matéria escura significavam que esse fluido, radiação-elétron podia cair nesses buracos gravitacionais. Isso ativa uma guerra de empurra-empurra entre as várias pressões dentro do fluido que o fazem expandir, e a gravidade que o faz colapsar – resumindo, uma onda de som.
À medida que o universo se expande ele se torna mais frio. Eventualmente, os elétrons se separam da radiação e se juntam com núcleos para formar átomos neutros. Esse processo chamado de recombinação libera radiação que viaja até nós sem nenhum impedimento. Nós observamos a onda de som projetada no céu, congelada no momento quando o universo se tornou neutro.
A expansão do universo tem um desvio para o vermelho da radiação na banda das microondas, e nós chamamos isso de microondas cósmicas de fundo ou CMB. O céu do ponto de vista das CMB é quase que uniforme com uma temperatura média de 2.37 Kelvins, mas contêm pequenas flutuações, pontos mais quentes e mais frios que essa média. Com esses dados é possível construir um gráfico das flutuações de temperatura como função da separação angular desses pontos no céu. Neste gráfico, as CMB parecem como uma série de picos e vales de altura desigual com um patamar nas maiores escalas. Essa forma do gráfico nos diz sobre a quantidade de matéria escura, energia escura e matéria ordinária presente no universo.
De uma maneira simples, a matéria escura altera a altura do pico relativo ao patamar nas maiores escalas. A energia escura altera a separação angular correspondente aos picos. A matéria ordinária altera as alturas relativas entre os picos pares e ímpares. Contudo nós precisamos de uma medida da taxa de expansão no tempo presente para separar claramente os efeitos da matéria escura, energia escura e da matéria ordinária nas CMB.
Fonte:
Revista Astronomy, Abril 2010, página 49.
