Além das pequenas flutuações discutidas acima (uma parte em 100.000), a radiação cósmica de fundo em micro-ondas exibe um alto grau de isotropia , um fato de ordem zero que apresenta satisfação e dificuldade para uma teoria abrangente. Por um lado, fornece uma forte justificativa para a suposição de homogeneidade e isotropia que é comum à maioria dos modelos cosmológicos. Por outro lado, tal homogeneidade e isotropia são difíceis de explicar por causa do problema do “horizonte de luz”. No contexto da radiação cósmica de fundo, o problema pode ser expresso da seguinte forma. Considere a radiação de fundo que chega a um observador de qualquer dois lados opostos do céu. Claramente, quaisquer que sejam as fontes finais (plasma quente) dessa radiação, os fótons, viajando à velocidade da luz desde sua emissão pelo plasma, só tiveram tempo de chegar à Terra agora. um lado do céu não poderia ter tido tempo de ter “comunicado” com a matéria do outro lado (eles estão além do horizonte de luz um do outro), então como é possível (com relação a um observador no quadro de descanso correto) que eles “sabem” que têm a mesma temperatura com uma precisão que se aproxima de uma parte em 100.000? O que explica o alto grau de isotropia angular da radiação cósmica de fundo?

Um mecanismo chamado “inflação” oferece uma maneira atraente fora deste dilema . A ideia básica é que em altas energias, a matéria é melhor descrita por campos do que por meios clássicos. A contribuição de um campo para a densidade de energia (e, portanto, a densidade de massa) e a pressão do estado de vácuo não precisava ser zero no passado, mesmo que seja hoje. Durante o tempo de superunificação (era Planck, 10 a 43 segundos) ou grande unificação (era GUT, 10 a 35 segundos), o estado de energia mais baixa para este campo pode ter correspondido a um “falso vácuo”, com uma combinação de massa densidade e pressão negativa que resulta gravitacionalmente em uma grande força repulsiva. No contexto da teoria da relatividade geral de Einstein, pode-se pensar que o falso vácuo contribui alternativamente com uma constante cosmológica cerca de 10100 vezes maior do que pode ser hoje. O repulsivo correspondente força faz o universo inflar exponencialmente, dobrando seu tamanho aproximadamente uma vez a cada 10−43 ou 10−35 segundos. Depois de pelo menos 85 duplicações, a temperatura, que começou em 1032 ou 1028 K, teria caído para valores muito baixos quase absolutos zero.

A inflação fornece um mecanismo para a compreensão da isotropia geral da radiação cósmica de fundo porque a matéria e a radiação de todo o universo observável estavam em bom contato térmico (w no horizonte de eventos cósmicos) antes da inflação e, portanto, adquiriu as mesmas características termodinâmicas. A inflação rápida levou diferentes partes para fora de seus horizontes de eventos individuais. Quando a inflação acabou e o universo se reaqueceu e retomou a expansão normal, essas diferentes porções, com a passagem natural do tempo, reapareceram em nosso horizonte. Através da isotropia observada da radiação cósmica de fundo, infere-se que eles ainda têm as mesmas temperaturas.

Dada a temperatura de radiação medida de 2,735 K, a densidade de energia da radiação cósmica de fundo pode ser cerca de 1.000 vezes menor do que a densidade média de energia em repouso da matéria comum no universo. Assim, o universo atual é dominado pela matéria. Se voltarmos no tempo para o redshift z, as densidades numéricas médias de partículas e fótons foram maiores pelo mesmo fator (1 + z) 3 porque o universo foi mais comprimido por este fator, e a razão desses dois números teria manteve seu valor atual de cerca de um núcleo de hidrogênio, ou próton, para cada 109 fótons. O comprimento de onda de cada fóton, entretanto, era menor pelo fator 1 + z no passado do que é agora; portanto, a densidade de energia da radiação aumenta mais rapidamente em um fator de 1 + z do que a densidade de energia de repouso da matéria. Assim, a densidade de energia da radiação torna-se comparável à densidade de energia da matéria comum com um desvio para o vermelho de cerca de 1.000. Em redshifts maiores que 10.000, a radiação teria dominado até mesmo sobre a matéria escura do universo. Entre esses dois valores, em um desvio para o vermelho de cerca de 1.090, a radiação teria se desacoplado da matéria quando o hidrogênio se recombinasse.Não é possível usar fótons para observar desvios para o vermelho maiores do que isso, porque o plasma cósmico em temperaturas acima de 4.000 K é essencialmente opaco antes da recombinação. Esses fótons de um desvio para o vermelho de 1.090 formam a radiação cósmica de fundo.

Frank H. Shu