DISTORÇÕES ESPECTRAIS

Na história térmica do universo, segundo o modelo do Big Bang, qualquer liberação de energia num redshift $z \raise 0.25ex\hbox{$<$}\hskip -0.65em \raise -0.45ex \hbox{$\scriptstyle\sim$}\hskip 0.2em 10^6$ teria sido retermalizada, introduzindo apenas um aumento generalizado da temperatura da RCF. Embora a RCF tenha-se desacoplado da matéria numa época relativamente tardia ($z\sim 10^3$), quando o efeito da expansão do universo o teria tornado opticamente fino aos fótons primordiais, seu espectro carrega informação sobre a energética do universo desde um redshift $z\sim 10^7$, ou aproximadamente 1 ano após o Big Bang. Já no intervalo $10^6> z > z_{\rm c}$, sendo $2\times 10^5 \raise 0.25ex\hbox{$<$}\hskip -0.65em \raise -0.45ex \hbox{$\sc... ...ip -0.65em \raise -0.45ex \hbox{$\scriptstyle\sim$}\hskip 0.2em 4\times 10^5$, equilíbrio estatístico, mas não termodinâmico, pode ser reestabelecido, implicando num número de ocupação para os fótons dado por

$$n_\nu = \left[\exp\left({h\nu \over kT_{\rm RCF}}+\mu\right)- 1\right]^{-1},$$

no qual $\mu$, o termo do potencial químico, determina a magnitude da distorção e $h$ e $k$ são, respectivamente, as constantes de Planck e de Boltzmann. Este processo de esfriamento devido ao espalhamento Compton inverso se acentua em baixas freqüências; mas nestas circunstâncias a termalização livre-livre ainda se mostra efetiva na reposição dos fótons transferidos para freqüências mais altas, e o resultado final apresenta o espectro da RCF com uma depressão nos comprimentos de onda centimétricos entre 3-30cm (Burigana et al. 1991), como mostra a Figura1.10.

Figure: Medidas precisas da temperatura termodinâmica da RCF. A linha pontilhada indica o melhor ajuste de um espectro de Planck que as observações podem garantir com 95% de confiabilidade; enquanto que as linhas sólida e tracejada mostram respectivamente as distorcões espectrais de potencial químico e de natureza livre-livre (Bensadoun et al. 1993).

Em épocas mais recentes, a reionização no universo devido ao aquecimento do meio intergaláctico pela primeira geração de estrelas e galáxias também pode ter causado distorções espectrais na RCF. Neste caso, o espalhamento Compton inverso dos fótons da RCF pelos elétrons quentes ($T_{\rm e}>10^6$K) com densidade $n_{\rm e}$ do meio intergaláctico (Sunyaev e Zeldovich 1980) produziria um decremento espectral equivalente ao dobro do parâmetro $y\propto n_{\rm e}T_{\rm e}$ de Compton. Mas como o limite superior imposto pelo experimento FIRAS a bordo do COBE para o aquecimento Compton se traduz em $T_{\rm e} \raise 0.25ex\hbox{$<$}\hskip -0.65em \raise -0.45ex \hbox{$\scriptstyle\sim$}\hskip 0.2em 10^5$, restaria a alternativa da reionização ter ocorrido em $z_{\rm ion}<10$. No entanto, esta diminuição de $T_{\rm e}$ acaba favorecendo o resfriamento do plasma ($T_{\rm e}\sim 10^4$K) pelo processo livre-livre e, portanto, a correspondente distorção, cuja amplitude $\Delta Y_{\rm ll}\propto n_{\rm e}^2T_{\rm e}^{-1/2}\nu^{-2}$ (Bartlett e Stebbins 1991). Uma detecção da assinatura livre-livre no espectro da RCF em baixas freqüências forneceria uma prova direta da fotoionização do meio intergaláctico pela radiação ultravioleta dos primeiros objetos colapsados.

O estudo da evolução do universo primitivo a partir das observações do espectro da RCF em baixas freqüências também implica em vínculos importantes para outros processos físicos, como a dissipação de energia por ondas gravitacionais e transições de fase. Por último, devemos mencionar que distorções espectrais decorrentes de potenciais químicos não-nulos podem ajudar a elucidar a natureza da matéria escura e o espectro de potência das flutuações de densidade no universo primitivo (Hu, Scott e Silk 1994).