Parte I : Matéria Escura
por Ricardo Oliveira de Mello
A Descoberta da Matéria Escura Já em 1933 o aströnomo F.Zwicky obsevou que a massa de grandes aglomerados de galáxias ( por exemplo Coma e Virgo - Fig.1) estimada em termos da dispersão de velocidade e do raio médio efetivo ( utilizando-se o teorema de virial ) era muito maior do que a estimativa feita com base nas razões massa/luminosidade de galáxias individuais. Nos anos 70 mediram-se as curvas de rotação galáticas utilizando estrelas e nuvens de gás hidrogênio neutro como partículas teste. Observe ( Fig.2 ) como a velocidade de rotação tende a um valor constante longe do centro galático enquanto a luminosidade cai rapidamente com a distância radial . |
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O fato da velocidade não diminuir longe do centro galático indica a existência de matéria não-luminosa compondo o halo da galáxia ( Fig.3 ). . Esta matéria não-luminosa é responsável por manter as galáxias individuais, os aglomerados e os super-aglomerados de galáxias gravitacionalmente ligados e é denominada ''matéria escura''. Mas qual é a sua natureza? |
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Matéria Escura Não-bariônica
A matéria comum que conhecemos e que constitui as pessoas, nosso planeta, a poeira interestelar, o gás existente nas galáxias e entre elas e as próprias estrelas é constituída de prótons e neutrons, partículas que fazem parte de uma classe maior de partículas chamadas baryons de acordo com o modelo padrão das partículas elementares. Uma das grandes conquistas da cosmologia padrão(a teoria do big-bang
quente) foi a predição das abundâncias dos elementos
leves ( H, D, 3He, 4He e 7Li ) observadas
em amostras do cosmos primitivo. De acordo com esta teoria, as abundâncias
previstas são funções da densidade de baryons ( Fig.4 ).
Note em particular como a abundância de deutério é
sensível a variações da densidade de baryons. Em 1998, Tytler e Burles mediram a abundância de deutério
primitivo com precisão de 10%, fornecendo uma medida precisa da
densidade de baryons: ômegaB=0,045±0,01 (em unidades
de densidade crítica-1,88h2 10-29 g cm-3).
Além disso, a razão de baryons para massa total em aglomerados
galáticos foi determinada a partir de uma amostra de 45 aglomerados
usando medidas de raio X fornecendo f = (0,075±0,002)h-3/2
(onde h=0,65±0,05 é o valor recentemente estabelecido pela
equipe do Projeto Chave do Telescópio Espacial Hubble da constante
de Hubble em unidades de 100km s-1 Mpc-1 ). Assumindo
que os aglomerados proporcionam uma amostra justa da matéria no
universo(o que é muito razoável considerando seus tamanhos
elevados) podemos utilizar os dados acima para inferir que a densidade
de matéria média do universo vale ômegaM=0,35±0,07
(em unidades de densidade crítica).Por matéria entendemos
partículas com pressão desprezível(i.e., não-relativísticas,
ou com temperatura T<<mc2). O fato de apenas cerca de
15% da matéria existente nos aglomerados ser atribuído aos
baryons é uma evidência quase irrefutável para a matéria
escura não-baryônica.
Comparando a contribuição das estrelas brilhantes para a densidade de matéria que é de apenas ômegaLUM ~ 0,5% da densidade crítica com a densidade de baryons(cerca de 4,5% da densidade crítica) notamos uma discrepância de um fator de dez. Ocorre que observações de raios X revelam que o gás quente no interior dos aglomerados de galáxias pesa 10 vezes mais do que as estrelas. Mas apenas 5% das galáxias pertencem aos grandes aglomerados. Globalmente, cerca de 1/3 da densidade de baryons deve-se a estrelas, gás frio e gás morno dentro das galáxias. Presume-se que os outros 2/3 estejam em gás intergalático quente e/ou morno associado a galáxias. Um outro candidato a matéria escura bariônica no halo da
Via-láctea são estrelas escuras(como anãs brancas,
estrelas de neutrons e buracos negros que já esgotaram seu combustível
nuclear). Microlentes gravitacionais de estrelas no bojo da nossa galáxia
e nas nuvens de Magalhães por objetos em primeiro plano têm
sido detectadas pelos grupos EROS, MACHO, DUO e OGLE. A interpretação
dos resultados é problemática, mas os MACHO's (sigla para
massive compact halo objects) certamente representam muito menos da metade
da massa do halo. Os modelos de formação de estrutura, por
sua vez, favorecem totalmente a hipótese de que a maior parte do
halo seja constituída por matéria escura fria.
 FIG. 5 : A forte aglomeração que emerge segundo o modelo de matéria escura quente de formação galática ( esquerda ) comparado com a distribuição real observada de acordo com o catálogo do Center for Astrophysics ( direita ). A matéria escura quente é assim denominada porque é composta por partículas leves que se movem rapidamente. O principal candidato para este tipo de matéria é o neutrino. Há três espécies de neutrinos, cada um correspondendo às três espécies de léptons existentes; o elétron, o muon e o tau. Em junho de 1998, a colaboração Super-Kamiokande relatou forte evidência de oscilação de neutrinos(muon neutrino para tau neutrino)nos dados de neutrinos atmosféricos tomados com o detetor do Super-Kamiokande. Ocorre que o fenômeno de oscilação de neutrinos só é possível se o neutrino possuir massa, que atualmente está sendo estimada em torno de 1eV/c2. Há poucos anos atrás acreditava-se que neutrinos massivos poderiam constituir a totalidade da matéria escura, hoje se sabe que a contribuição dos neutrinos fica entre 0,3%(dada sua massa pequena) e 15% da densidade crítica. A matéria escura quente não explica o padrão de galäxias observado no universo. Os neutrinos teriam emergido do Big Bang com velocidades relativísticas e tenderiam a suavizar qualquer flutuação existente na densidade de matéria. Um universo dominado por neutrinos não possuiria matéria nos vazios existentes entre os super-aglomerados de galáxias uma vez que tudo teria sido varrido para filamentos ( Fig.5 ). Entretanto, medidas astronômicas precisas indicam que os vazios contém galáxias anãs ( Fig.6 ). Esta descoberta desacreditou todos os modelos de matéria escura quente para o universo. Ao contrário da predição do modelo de matéria
escura quente, as observações mostram que as estruturas se
formaram de baixo para cima, isto é, galáxias primeiro, seguidas
por aglomerados e superaglomerados, exatamente como previsto pelo modelo
de matéria escura fria(partículas pesadas e que se movem
lentamente) que supostamente constituem a quase totalidade da matéria
escura não-baryônica(ou matéria exótica). Ao
mesmo tempo o fracasso do cenário de formação de estruturas
de cima para baixo limita a contribição dos neutrinos.
 FIG. 6 : O Universo Primordial. Esta simulação computacional mostra o universo como ele deve ter sido quando tinha uma fração de sua idade atual. As manchas brilhantes e as fibras correspondem às galáxias e aos filamentos. WIMPs Os candidatos mais promissores a matéria escura fria são partículas neutras e que interagem muito fracamente entre si ou com a matéria baryônica, reagindo quase que exclusivamente à gravidade, chamadas WIMPs ( sigla para weakly interacting massive particles ). Os principais candidatos nessa classe são os axions e os neutralinos. Os axions surgem no contexto da cromodinâmica quântica ( QCD ), a teoria que explica as interações fortes em termos dos quarks, para resolver o "problema CP forte". Apesar de sua massa muito pequena ( 10-6 - 10-4 eV/c2 ) os axions teriam sido produzidos em repouso e por isso são considerados matéria escura fria. O neutralino é uma partícula prevista pela chamada extensão supersimétrica ( SUSY ) do modelo padrão. A supersimetria pode unificar as forças eletrofraca e forte ( e mesmo a gravidade ). SUSY prevê que todas as partículas do modelo padrão possuem super-parceiros ( designados por um sufixo "ino", como o fotino que é o parceiro supersimétrico do fóton ). Quarks e léptons, que são férmions ( partículas com spin semi-inteiro ímpar ), possuem superparceiros que são bósons ( partículas com spin inteiro ), enquanto os bósons que carregam as forças fundamentais possuem superparceiros fermiônicos. Os superparceiros das partículas conhecidas são muito pesados e fora do alcance energético dos aceleradores de partículas em operação no momento. Entretanto o neutralino é uma superposição de estados associados aos Higgsinos ( superparceiros associados aos bósons de Higgs ) e que tem a propriedade de ser estável(o que significa que eles ainda devem existir como relíquias do big bang) além de ser a partícula supersimétrica mais leve ( 50-500GeV/c2 ) e justamente por isso altamente testável. O bóson the Higgs é uma partícula prevista pelo modelo padrão e seria responsável por conferir massa aos bósons mediadores da interação eletrofraca. Em setembro passado físicos de partículas trabalhando no experimento ALEPH em andamento no LEP ( Large Electron Positron ) anunciaram a possível descoberta do Higgs ( considerado o "Santo Graal" da física de partículas ) com massa de 114,9 GeV/c2. O experimento continua coletando dados para afastar a possibilidade de eventos de fundo. No tocante à parte experimental, destacam-se o experimento no
Livermore National Laboratory em busca de axions e os experimentos DAMA
( em Gran Sasso, Itália ) e CDMS ( em Stanford ) em busca de neutralinos
existentes no halo da Via-láctea. Estes dois últimos são
experimentos muito sofisticados montados em minas a vários
metros de profundidade no subsolo e utilizando detetores de alta tecnologia.
A colaboração DAMA recentemente anunciou a deteção
de neutralinos ( suspense ) . O resultado não foi reproduzido pelo CDMS,
entretanto estes utilizam detetores diferentes e sua atual sede, em Stanford,
não fica muito abaixo do solo, estando sujeita a interferência
de neutrinos atmosféricos. Eles estão se mudando para uma
nova sede, metros de profundidade no subsolo ( para se livrarem da interferência
dos neutrinos atmosféricos ) . Além disso ambos estão
fabricando detetores mais sensíveis que poderão confirmar
os resultados logo.
A descoberta do bóson de Higgs é importante para consolidar
o modelo padrão das partículas elementares e ao mesmo tempo
proporciona a base para a sua extensão supersimétrica; o
neutralino, por exemplo, é uma superposição de higgsinos.
A descoberta dos neutralinos por sua vez constituiria a primeira evidência
empírica para a supersimetria além de explicar a natureza
da matéria escura fria, consolidando o modelo de matéria
escura fria de formação de estrutura ( tão bem sucedido
na explicação das estruturas do universo em grande escala-
os aglomerados, os vazios, os filamentos, as paredes, etc. ) . Juntamente
com a descoberta da massa do neutrino ( o modelo padrão prevê
neutrinos sem massa ) estes novos avanços estão apontando para
uma nova física e como veremos no próximo artigo a recente
descoberta da constante cosmológica e do universo acelerado também
estão apontando para uma nova cosmologia que consolidou o cenário
inflacionário. Também é interessante observar a prolífica
interação entre a física de partículas e a
cosmologia, uma área de pesquisa denominada astrofísica de
partículas.
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Referências :
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O Autor : Ricardo O. de Mello é estudante de doutorado do Departamento de Física-Matemática do Instituto de Física da USP na área de Física de Partículas e Campos. Atualmente pesquisa gravitação quântica em 1+1 dimensões.
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