De acordo com o modelo cosmológico padrão, se pudéssemos pesar a massa contida num cubo cujos lados têm várias centenas de milhões de anos-luz de comprimento e se pudéssemos analisar a sua composição, descobriríamos que aproximadamente 25% da sua massa está na forma de partículas ainda desconhecidas que não podem emitir luz ou muito pouco: o matéria escura. A matéria normal, isto é, os átomos e núcleos que constituem as estrelas, nuvens de gás e plasmas quentes, contribuiriam apenas com cerca de 5% desta massa, sendo o restante na forma de misteriosa energia escura.
Temos rastreado esta matéria escura há várias décadas e o leitor poderia, com razão, ficar desanimado, depois de todos estes anos, pelo fluxo ininterrupto de novas teorias propostas para descrever a natureza desta matéria e pelos resultados experimentais decepcionantes, enquanto milagres eram esperados no início.
Mas os cientistas não desanimam e vemos um novo exemplo com um artigo publicado na Astronomia da Naturezacuja versão de acesso aberto pode ser encontrada em arXiv. Devemos isso a uma equipe internacional deastrofísicosliderado por Hyunbae Park (Universidade de Tsukuba), Rennan Barkana (Universidade de Tel Aviv) e Naoki Yoshida (Universidade de Tóquio e Max-InstitutPrancha deastrofísica). Infelizmente, Richard Taillet já não está aqui para nos dizer o que devemos pensar sobre isso.
Durante 13,8 mil milhões de anos, o Universo continuou a evoluir. Ao contrário do que nos dizem os nossos olhos quando contemplamos o céu, o que o compõe está longe de ser estático. Os físicos fazem observações em diferentes idades do Universo e realizam simulações nas quais reproduzem sua formação e evolução. Parece que a matéria escura desempenhou um papel importante desde o início do Universo até à formação das grandes estruturas observadas hoje. © CEA Pesquisa
Matéria escura fria ou quente?
Para entender do que se trata o novo trabalho publicado, é necessário fazer alguns lembretes.
A teoria da matéria escura permite-nos compreender como e porquê as estrelas e especialmente galáxias nasceram, logo após o Big Bangpor colapso superdensidades gravitacionais da matéria escura que aceleraram o colapso da matéria normal.
Se ainda é difícil explicar neste momento, com este cenário, a existência precoce das grandes galáxias detectadas pelo telescópio James-Webb, esta ainda é a única forma conhecida de explicar as galáxias que observamos – caso contrário, os cálculos dizem-nos que elas nem sequer deveriam ter tido tempo para se formar, mesmo 13,8 mil milhões de anos após o Big Bang.
Há cerca de quarenta anos, já realizávamos simulações digitais com a matéria escura responsável pela existência de grandes galáxias e das estruturas que as unem na forma de aglomerados e filamentos deaglomerado de galáxias. Porém, nem tudo é satisfatório, porque estas simulações com matéria escura fria prevêem a existência de um grande número de pequenas galáxias, satélites de grandes como a Via Láctea ou Andrômeda.
Uma forma de colocar tudo em ordem é mudar o modelo, substituindo o da matéria fria pelo da matéria morna. Mas do que se trata?
O desvio para o vermelho espectral de um objeto cosmológico é dado por uma quantidade denotada Z, o desvio para o vermelho. Seu valor é dado por uma função que depende da idade e, portanto, da distância, do objeto em relação à Via Láctea. Quanto maior for esse deslocamento, maior será a distância que nos separa do objeto observado, geralmente uma galáxia. O diagrama acima traça a história do Universo observável com a mudança espectral em escala logarítmica na abcissa. Antes da recombinação cósmica, 380 mil anos após o Big Bang, o Universo observável era um plasma quente. Durante a Idade das Trevas, a matéria tornou-se neutra na forma de átomos e o nascimento de estrelas e galáxias começou a finalmente reionizar parcialmente o cosmos. © NAOJ
De acordo com o esboço de um modelo cosmológico primitivo do Big Bang, ele produziu durante o seu primeiro segundo um banho de partículas que entravam em complicadas reações umas com as outras. Então, como a temperatura do cosmos observável diminuiu com a expansão, algumas dessas partículas se desacoplam das outras como dizemos e evoluirão sozinhas, apenas influenciadas pelo campo de gravitação.
Existem então partículas que, após o desacoplamento, ainda se movem muito rapidamente, como o moléculas de um gás quente ou, pelo contrário, lentamente, como as moléculas de um gás frio. Falamos então de partículas de matéria escura. Muitas vezes também são muito pesados, mas nem sempre. O eixos – um tipo de partículas postuladas – embora sejam matéria fria, são muito leves.
Podemos considerar que a matéria escura é uma mistura de diferentes partículas, algumas das quais podem ser quentes e frias e em certos casos falamos por isso de matéria quente. A teoria da matéria quente foi abandonada há muito tempo porque não leva em conta as grandes estruturas galácticas.
É claro que nos comprometemos a testar e decidir entre as teorias da matéria escura fria e quente, de modo que o artigo em Astronomia da Natureza é um novo avatar dessas tentativas.
Nesta visualização, cada ponto representa uma mancha de gás com uma massa aproximadamente 1.000 vezes a do Sol, na simulação cósmica da Idade das Trevas. Os painéis esquerdo e direito comparam os cenários de matéria escura fria, respectivamente (matéria escura fria) e morno (matéria escura quente). A cor representa a temperatura do gás: amarelo, vermelho e preto correspondem aproximadamente a 200, 50 e 20 Kelvins, respectivamente. O tempo flui de cima para baixo em milhões de anos (Ma ou Myr, em inglês), ilustrando a evolução das estruturas gasosas durante a idade das trevas cósmica. © Parque Hyunbae
Um fundo de rádio cosmológico difuso a 21 cm
A ideia, agora apoiada por simulações, é a seguinte. Durante cerca de 100 milhões de anos após o Big Bang, as estrelas ainda não existiam. Encontramo-nos então no que tem sido chamado de era da idade das trevasque será seguido pelo do reionização átomos, sob o efeito da radiação das primeiras estrelas e buracos negros gigantes em modo quasar.
A idade das trevas na verdade não seria tão grande se soubéssemos em que faixa de comprimento de onda podemos olhar – neste caso, ondas de rádio centimétricas. As nuvens dehidrogênio colapsar gravitacionalmente com a matéria escura deve de fato emitir naquele momento, de acordo com a famosa linha de 21 cm, hidrogênio e ainda mais à medida que se tornam densos.
Sinal médio de hidrogênio esperado a 21 cm, calculado no céu, aproximadamente 100 milhões de anos após o Big Bang. As linhas azuis e vermelhas correspondem a cenários onde as estruturas se formaram a partir de matéria escura fria e quente. © Parque Hyunbae
É aqui que entram em jogo as simulações que mostram que a taxa deemissão As concentrações de nuvens de hidrogênio dependem da temperatura do gás hidrogênio, que depende do tipo de matéria escura que produz a compressão e, portanto, o aumento da temperatura dessas nuvens.
Há uma assinatura clara de matéria escura quente, mas é fraca, por isso seria muito difícil de detectar na Terra, uma vez que é fortemente perturbada por sinais produzidos pelo homem na Terra e ainda mais obscurecida pelas emissões da sua ionosfera.
Há muito que se prevê uma solução para sondar o período da Idade das Trevas, para construir um radiotelescópio no lado oculto da Lua que oferece naturalmente um ambiente radio-silencioso, protegido de interferência terrestre.
Guilaine Lagache (astrônoma do Laboratório de Astrofísica de Marselha) fala-nos sobre a idade das trevas e a reionização. © Instituto de Astrofísica de Paris