1
Sobre o problema da matéria escura fria não-bariônica e as possíveis soluções para seu enigma Por Celio João Pires
Resumo: Os astrônomos observaram as galáxias em espiral e verificaram que a velocidade de rotação das estrelas nas partes mais externas é maior que a previsão teórica, de acordo com as leis de Newton. Disso se concluiu que existe uma grande quantidade de matéria nas partes externas das galáxias que não emitem luz e que não é identificada. O mesmo fenômeno, ainda inexplicável, também ocorre com os aglomerados e superaglomerados de galáxias. Essas constatações têm impactos nas formulações das teorias de formação das galáxias e na teoria de nucleossíntese de elementos químicos no Big-Bang e na de formação de estrelas. A descoberta da possível falta de matéria bariônica, acabou se tornando um problema fundamental para as teorias astrofísicas e cosmológicas e a sua não descoberta ou outra possível alternativa à sua existência, como a teoria da MOND, uma modificação da teoria da gravidade de Newton, pode ainda implicar numa revisão ou substituição das teorias cosmológicas e cosmogônicas sobre a origem e desenvolvimento do Universo, bem como da própria Teoria da Relatividade, de Einstein. Então, é possível, face ao conhecimento acumulado até o presente, obtermos uma resposta conclusiva sobre este problema? De acordo com as evidências observacionais que apresentaremos neste artigo, a resposta é positiva, mesmo com projetos de pesquisa em andamento, como o AMS-02 e outros. Uma nova física está em gestação e vai melhorar e/ou substituir os modelos teóricos vigentes, aproximando-os da física que busca descrever o universo real.
Abstract: Astronomers watched the spiral galaxies and found out that the rotation velocity of the stars on more external parts is bigger than the theoretical foresight, according to the law of Newton. From that the conclusion is: there is a great quantity of matter on external parts of the galaxies that doesn’t emit light and it is not identify. The same phenomenon, not yet explainable, also occurs with the agglomerate and superclusters of galaxies. Those verifications have impacts over the formulation on theories of the formation of the galaxies and over the nucleosynthesis theory of chemical elements in Big-Bang and in the formation of stars. Discovery the possible absence of non-baryonic matter, become a fundamental problem to astrophysics and cosmological theories. Its undiscovered or another possible alternative to its existence, as MOND theory (a modification in the theory of gravity of Newton), yet it may involve in a revision or a replacement of cosmological theories and cosmogonical about the origin and development of the universe, as well as the Einstein theory of relativity itself. So, is it possible, facing knowledge accumulated until today, we will get a conclusive answer about this problem? According to observational evidences, which we will express in this article, the answer is positive, even so as projects in underway research, as the AMS-02 and others. A new physics is in gestation and will get better and/or exchange the valid theorical models, taking them to the phisycs that look for describe the real universe.
Palavras-Chave : Matéria escura. Cosmologia. Astrofísica extragaláctica. Astrofísica Nãogaláctica. Astrofísica de galáxias. Gravitação. MOND. Física de partículas. Halo de galáxias. Gás quente. Circungaláctico. Gás quente intergaláctico. Galáxias - formação/evolução. Galáxias anãs. Cosmologia – nucleossíntese. Big-Bang – BBN. Raios-X. Grupo local. Cosmologia – teoria. Neutrinos. Neutrinos Estéreis. Teorias da Gravidade. Física Fundamental. Limite Newtoniano. Observações Astronômicas. Equações de movimento. Astrofísica. Astronomia Extragaláctica. Fenômenos Astrofísicos de Alta Energia. Física de Alta Energia – Fenomenologia. 2
SUMÁRIO
1. INTRODUÇÃO ...... 5 1.1 Possíveis explicações para a anomalia da matéria escura...... 7 1.2 As WIMPs, também chamada de quinta-essência...... 7 1.3 Matéria escura é igual à matéria normal (bariônica) ainda não detectada?...... 7 1.4 Partículas Superparceiras das Teorias de Supersimetria – LSP...... 8 1.5 Alternativa para a Matéria Escura: modificação da Dinâmica Newtoniana...... 9 2 OBSERVATÓRIOS ASTRONÔMICOS ORBITAIS: NOVAS JANELAS PARA O CÉU ...... 9 3 A NOSSA VIA LÁCTEA – A MASSA INVISÍVEL: GALÁXIAS-ANÃS ...... 13 3.1 A nossa galáxia Via Láctea – a massa invisível: bolhas gigantes de energia...... 14 3.2 A nossa galáxia Via Láctea – massa invisível: halo de gás envolvendo-a...... 15 3.3 A nossa galáxia Via Láctea: é maior e mais pesada do que se pensava...... 16 3.4 Nuvem gigante de hidrogênio está em rota de colisão com a Via Láctea...... 17 3.5 A nossa galáxia Via Láctea: estrelas e gás intergaláctico em infravermelho...... 18 3.6 A Via Láctea possui muito mais gás molecular do que o imaginado...... 22 3.7 Resumo das evidências observacionais – tópico três...... 25 4 A MASSA QUENTE INVISÍVEL DAS GALÁXIAS...... 26 4.1 Galáxia espiral NCG 4631- Halo de gás quente...... 26 4.2 Galáxia M82 halo de poeira, de gás hidrogênio e visível em raios-X...... 27 4.3 Galáxia NGC 5746, halo de gás quente muito tênue...... 29 4.4 Galáxia NGC 4555 e seu halo de gás quente...... 30 4.5 Galáxia NGC 720 e seu halo de gás quente...... 31 4.6 Galáxias de Andrômeda (M31) e Triângulo (M33) e suas nuvens de hidrogênio...... 32 4.7 A galáxia NGC 6240 e seu enorme envoltório de gás quente...... 35 4.8 A Galáxia NGC 1132 e seu envoltório de gás quente...... 36 4.9 A pequena galáxia UGC 5288 e seu enorme disco de gás hidrogênio ...... 37 4.10 Galáxia NGC 6946 e seu enorme halo de gás...... 38 4.11 Galáxias espirais com enormes halos de gás quente...... 40 4.12 Resumo das evidências observacionais – tópico quatro...... 40 5 AGLOMERADOS GALÁCTICOS E SUA MASSA INVISÍVEL: O INVENTÁRIO CONTINUA ...... 41 5.1 Aglomerado de galáxias - Gorilla (MS1054-0321 )...... 41 5.2 Aglomerado de galáxias - SPT-CLJ2344-4243 em Fênix...... 42 5.3 Aglomerado de galáxias - Abell 383 e o halo de gás quente...... 43 5.4 Aglomerados de galáxias - Abell 399 e Abell 401...... 45 5.5 Aglomerado de galáxias: Abell 222 e Abell 223...... 46 5.6 Aglomerado de galáxias: Abell 3128...... 46 5.7 Aglomerado de galáxias - MS 0.735,6 7421 (MS 0735) - duas visões...... 47 5.8 Aglomerado de galáxias - Abell 1689...... 49 5.9 Aglomerado de galáxias: 2XMM J083026 524133...... 50 5.10 Um aglomerado de galáxias gigante e distante: RDCS 1.252,9-2.927...... 51 5.11 Novas Nuvens de Hidrogênio são descobertas no grupo de galáxias M81...... 52 5.12 Aglomerado de galáxias Abell 2029: milhares de galáxias imersas em nuvens de gás quente...... 53 5.13 Aglomerado de galáxias MACS J0717.5 3745 e sua nuvem de gás quente...... 55 5.14 O aglomerado de galáxias de maior massa já descoberto – o El Gordo ...... 56 3
5.15 O quasar 3C295 imerso em uma enorme nuvem de gás quente...... 57 5.16 O aglomerado de galáxias de Hidra-A e sua nuvem de gás quente...... 58 5.17 O superaglomerado de galáxias Coma e seu reservatório de gás quente (Abell 1656)...... 60 5.18 O Aglomerado Coma – além do gás quente o espaço intergaláctico contém poeira fria...... 63 5.19 O Aglomerado de Perseu – ferro e outros metais dispersos pelo aglomerado...... 67 5.20 O Superaglomerado de Shapley e seu envoltório de gás quente...... 69 5.21 Outros superaglomerados de galáxias, envoltos em gás quente, descobertos pelo Observatório Planck utilizando o efeito Sunyaev–Zel’dovich ...... 70 5.22 Resumo das evidências observacionais – tópico cinco...... 71 6 INFERÊNCIAS DA MATÉRIA ESCURA - AGLOMERADO DE GALÁXIAS CL 0024+17 (ZWCL 0024 1652 )...... 72 6.1 Aglomerado de galáxias Abell 2744 em raios-X e matéria escura simulada...... 74 6.2 Aglomerado de galáxias Bullet : a procura por antimatéria primordial...... 75 6.3 Simulação de matéria escura - Aglomerado de galáxias Bullet (Bala)...... 76 6.4 Simulação de Matéria escura - Aglomerado Musket Ball, ou Bala de Mosquete...... 77 6.5 Simulações de matéria escura feitas por duas equipes, com resultados divergentes, no aglomerado de galáxias Abell 520 ...... 79 6.6 A MOND e as inferências sobre a matéria escura nos aglomerados Bala , Bala de Mosquete e outros similares...... 85 6.7 Resumo das evidências observacionais – tópico seis...... 86 7 O INVENTÁRIO DE MASSA CONTINUA E OS ESFORÇOS PARA DETECTAR A MATÉRIA ESCURA FRIA NÃO BARIÔNICA ...... 88 7.1 Gás intergaláctico: ele existe também fora dos aglomerados galácticos...... 89 7.2 H2356-309: Chandra descobre pontos de localização da matéria bariônica perdida...... 89 7.3 Gás quente intergaláctico: Chandra descobre "Rios de Gravidade"...... 90 7.4 Quasar MKN 421 – Descoberta duas nuvens intergalácticas de gás quente difuso...... 92 7.5 A Matéria escura e a análise de 28 quasares – mais gás no espaço intergaláctico...... 94 7.6 Massa de gás intergaláctico entre a Via Láctea e Andrômeda...... 95 7.7 Resumo das evidências observacionais – tópico sete...... 96 8 PROBLEMAS E ALTERNATIVAS NA BUSCA DA MATÉRIA ESCURA NÃO- BARIÔNICA ...... 96 8.1 A busca pela matéria escura – onze projetos de pesquisa até 2004, e nada foi encontrado...... 97 8.2 A matéria escura e a análise de 28 galáxias – mais dúvidas se ela existe...... 98 8.3 Proporções estranhas são observadas nas galáxias e em buracos negros...... 99 8.4 WIMPS – as restrições estabelecidas pelo observatório FERMI/GLAST ...... 100 8.5 Os limites de energia estabelecidos pelo observatório FERMI/ GLAST ...... 100 8.6 Observações do observatório Fermi/LAT não encontraram sinal da Matéria escura...... 102 8.7 Detector de matéria escura XENON100 , sob uma montanha na Itália – também não encontrou indícios da matéria escura...... 104 8.8 O Experimento LUX – Nada ainda de matéria escura até setembro de 2014...... 104 8.9 A matéria escura e a as restrições para uma teoria de formação das galáxias – 4
raio-luminosidade independente do meio ambiente da galáxia...... 107 8.10 Correlações entre os parâmetros para formação das galáxias – mais restrições à teoria da fusão hierárquica – Impactos na possível existência da matéria escura...109 8.11 A última esperança da matéria escura exótica – Experimento AMS-02...... 111 8.12 Os pósitrons em excesso realmente existem? Novo modelo teórico sobre propaga- de raios cósmicos, diz que não...... 116 8.13 Matéria escura quente (HDM ou WDM) - Neutrinos Estéreis - aglomerado de galáxias Perseus e observações em outros 73 aglomerados de galáxias...... 118 8.14 Resumo das evidências observacionais – tópico oito...... 126 9 A MOND – Modified Newtonian Dynamics (Dinâmica de Newton Modificada): ajustes na teoria da gravidade de Newton, ou lei de Milgrom ...... 127 9.1 A MOND e as observações astronômicas de 47 galáxias, ricas em gás – observações confirmam a teoria...... 131 9.2 A MOND e as observações recentes das galáxias anãs satélites de Andrômeda também confirmam a teoria...... 135 9.3 Galáxias anãs satélites de Andrômeda e da Via Láctea são galáxias anãs formadas por maré gravitacional?...... 137 9.4 As galáxias satélites anãs que faltam na Via Láctea e em Andrômeda – problemas nas simulações com impacto no modelo ΛCDM para formação das galáxias...... 143 9.5 Encontro entre Andrômeda e a Via Láctea pode ter criado as galáxias satélites anãs por maré gravitacional...... 147 9.6 Galáxias anãs: observações contradizem a teoria da Matéria Escura...... 150 9.7 A lista de sucessos e dificuldades da MOND ao longo dos anos: resumo...... 151 9.8 As dificuldades observacionais das previsões do modelo ΛCDM...... 153 9.9 As observações astrofísicas e astronômicas exigem uma nova teoria cosmológica em substituição ao Modelo Cosmológico Padrão ( Standard Model of Cosmology – SMoC) e ΛCDM...... 157 9.10 A radiação cósmica de fundo – CMB – e as anomalias que contradizem o modelo padrão da física, o SMoC ou ΛCDM e/ou CCM (modelo cosmológico de concordância), descobertas pelo observatório orbital Planck...... 164 9.11 Resumo das evidências observacionais – tópico nove...... 168 10 CONSIDERAÇÕES ...... 172 11 CONCLUSÃO E RECOMENDAÇÕES ...... 174 11.1 O Conteúdo de matéria e energia do Universo segundo os modelos ΛCDM e a MOND...... 178 12 AGRADECIMENTOS ...... 180 REFERÊNCIAS ...... 180 5
1 INTRODUÇÃO
Matéria escura e energia escura constituem os dois grandes enigmas da física atual, particularmente para a astrofísica, com repercussões na cosmologia do século XX, e que esperamos tenhamos uma solução no século XXI. A figura abaixo mostra a distribuição de matéria escura , matéria normal e energia escura no inventário atual da composição de energia/matéria do Universo.
Figura 1: Distribuição de matéria normal, escura e energia escura no Universo.
Créditos: NASA ; ESA e a Colaboração Planck 1.
Assim, o “ lado negro do Universo” domina o conhecimento ou, no caso, a falta dele, no inventário que procura responder do que o universo é composto. Mas me limitarei, neste artigo, a desvendar o que é e se existe a matéria escura fria não bariônica . Historicamente, a astronomia detectou a anomalia da possível existência da matéria escura em 1933, quando Fritz Zwicky estudava o movimento das estrelas do aglomerado de galáxias chamado de Cabeleira de Berenice . Na época, a massa calculada para o aglomerado, com base em cálculos gravitacionais chegara a 9,6x10 14 massas solares e a massa luminosa (matéria visível), 1,4x10 13 massas solares. “Portanto, a quantidade de matéria escura era 60 vezes maior do que a matéria luminosa”1. Para lembrar, o contexto histórico daquela época, é bom ressaltar que foi somente em 1923 que Edwin Powell Hubble (1889-1953) confirmou que as
1 Disponível em:
nebulosas , vistas nos telescópios, como até então eram consideradas, na realidade eram galáxias como a Via Láctea 2. Assim, dez anos após essa descoberta, estudando as estrelas da periferia das galáxias do aglomerado de galáxias Cabeleira de Berenice , e utilizando as equações de Newton , da gravidade, Fritz Zwicky calculou que faltava massa para manter a velocidade orbital das estrelas estudadas. Daí o termo massa faltante ou matéria escura . No caso da nossa galáxia 1 a Via Láctea , a matéria escura é estimada em cerca de 10 12 massas solares para uma matéria luminosa de 7x10 10 massas solares. A diferença entre as massas atribui uma quantidade 10 vezes maior para a matéria escura em relação à luminosa. A relação entre matéria luminosa e escura é pensada como possuir grande variação de galáxia para galáxia e o mesmo ocorre entre os aglomerados de galáxias 1. Ou seja, daria para fazer mais 10 galáxias, tipo Via Láctea com uma matéria que não se observa. Mas será que é isso mesmo? Abordarei neste artigo o que foi descoberto nos últimos 40 anos, com o advento dos observatórios que trabalham com outras faixas de frequências de energia para observação, além da luz visível, principalmente os observatórios orbitais, que podem fazer observações sem o filtro da atmosfera terrestre, bem como as soluções possíveis para o enigma da chamada matéria escura fria não-bariônica (ΛCDM , ou modelo Lambda Cold Dark Mater ). Por bariônica (bárions), entende-se as partículas componentes dos átomos (prótons, nêutrons e suas antipartículas; o elétron pertence a outra categoria: é um lépton, não bárions). Ou seja, a matéria escura é pensada como não sendo constituída de bárions. Ressalte-se que bárions são pesados ao passo que léptons são leves. Este artigo foi possível de ser elaborado, graças à tecnologia que foi desenvolvida a partir da década de 70, do século passado, e a questão da matéria escura postulada pela astronomia começou a ser iluminada. Com a criação e lançamentos de observatórios espaciais, que permitiam observar outros espectros de energia fora do espectro da luz visível, tais como raios- X, raios gama, ultravioleta, infravermelho, antimatéria, raios cósmicos, isso foi tornado possível. A construção e lançamento do telescópio Espacial Hubble, também ampliou enormemente a capacidade de observação, em luz visível, e inclusive com outros aparelhos que também permitiam visualizar outras frequências de energia. Essa anomalia astrofísica teve e tem impactos nas teorias cosmológicas/cosmogônicas, particularmente na teoria do Big-Bang e na formação das galáxias e dos aglomerados galácticos. No caso da teoria do Big-Bang, os cálculos indicavam que “a quantidade esperada de elementos de luz produzida nos primeiros minutos após o Big-Bang levou à conclusão de que, no Universo, simplesmente faltavam prótons e nêutrons suficientes para dar conta dessa matéria escura (...)”, diz-nos Laurence M.Krauss (2010, p.19)3. Para a formação das galáxias e aglomerados, o mesmo autor, ainda destaca, que cálculos computacionais “sugeriram que somente algum novo tipo de material, que não interagisse do mesmo modo que a matéria normal poderia ter 7
entrado em colapso antes, levando às estruturas por nós observadas”3. Ou seja, os cálculos necessitam da existência da matéria escura não bariônica para validarem a teoria do Big-Bang (a chamada Nucleossíntese do Big-Bang) além de necessitar de um tipo especial de matéria para esfriar os gases, principalmente o hidrogênio, o suficiente para que a gravidade pudesse condensá-lo em galáxias de gases e depois em estrelas. Pois gases não se condensam ou aglutinam-se naturalmente (obedecidas as leis físicas), eles se expandem. Este problema ficou conhecido como os o problema dos bárions perdidos . Isso é necessário, pois as flutuações quânticas iniciais sugeridas, inicialmente, pela mecânica quântica, para dar conta das formações das galáxias e aglomerados de galáxias, “são muito leves para explicar a rapidez com a qual as grandes estruturas se formaram”4. Assim, a matéria escura fria, ou melhor, a sua ausência, implica em sérios problemas para as teorias de formação de galáxias e aglomerados galácticos. Além disso, os cálculos para a possível nucleossíntese do Big-Bang , não fecham. Sem a matéria escura postulada – e/ou os bários perdidos -, as galáxias não existiriam no tempo de vida atual do universo. É um grande problema para a astrofísica, cosmologia/cosmogonia!
1.1 Possíveis explicações para a anomalia da matéria escura
O artigo base que estou citando, O Enigma da Matéria Escura, escrito por Patrizia Caraveo e Marco Roncadelli (2002)1, nos informa algumas teorias sobre possíveis candidatas à tentativa de explicar do que é composta a matéria escura.
1.2 As WIMPs , também chamada de quinta-essência
Temos as WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles ), que são possíveis partículas elementares previstas por “várias extensões do modelo Glashow-Weinberg-Salam , que descreve as interações fortes, fracas e eletromagnéticas entre partículas elementares”1. Só que as WIMPs ainda não foram encontradas até hoje, julho de 2015. Permanecem apenas em teoria.
1.3 Matéria escura é igual à matéria normal (bariônica) ainda não detectada?
No artigo base já referido, O Enigma da Matéria Escura 1, ainda foi apresentada, também, a possibilidade de a matéria escura ser matéria bariônica , matéria normal , na forma de nuvens de gás presentes nos halos galácticos ou ainda 8
estrelas anãs marrons, estrelas anãs brancas, estrelas de nêutrons e os buracos negros. Outros artigos também citam a possível existência dos neutrinos estéreis. As anãs marrons são estrelas pequenas, com massa inferior a um décimo da massa do Sol, como planetas gigantes maiores do que os do nosso Sistema Solar, e deveriam estar localizadas no halo da nossa galáxia. Elas deveriam se localizar imersas em nuvens de gás frio – hidrogênio molecular. Tais estrelas não brilham, pois não podem, pela sua pequena massa, produzirem as reações termonucleares, o mesmo processo que faz nosso Sol brilhar. Experiências para se tentar observar as anãs marrons, utilizando as microlentes gravitacionais foram inconclusivas, não obstante se considerar que elas existem, efetivamente, de acordo com as informações dos autores e no mesmo artigo referido 1. Considera-se, também, a possibilidade da existência das nuvens de gás frio no halo galáctico , mas é difícil de observá-lo, pelos experimentos elaborados à época da elaboração do artigo que estamos tomando por base, no ano de 2002. As nuvens de gás frio são difíceis de detectar pelos radioastrônomos, mas elaboraram-se experiências, que buscavam observar os raios cósmicos de alta energia, que produzem raios gama, quando casualmente impactam os núcleos atômicos de eventual nuvem de gás frio, podendo ser encontrados através dos detectores de raios gama. Ocorrências desse fenômeno foram detectadas em observações efetuadas em 1998, pelo satélite CGRO da NASA (veja figura 3), que possuía um detector para tal. Não obstante os autores do artigo ainda recomendarem cautela com tais resultados, naquela época. As estrelas anãs brancas, as estrelas de nêutrons e os buracos negros foram detectados, mas não na quantidade necessária para justificar o volume de matéria escura que dá a massa total de nossa galáxia. É claro que tais objetos astronômicos também são muito pequenos e, portanto, muito difíceis de serem observados 4.
1.4 Partículas Superparceiras das Teorias de Supersimetria - LSP
A existência de tais partículas (LSP ) é postulada para época da fase de aquecimento que seguiu a inflação do Universo, (caso a teoria da inflação se mostre adequada, não obstante não ser considerada como tal, não se tem como teoria confirmada), mas que não se desintegraram em outras partículas, permanecendo invisíveis pelos nossos atuais instrumentos de observação. Os cálculos nos dão proporções parecidas com as postuladas para a matéria escura. A existência da LSP é uma hipótese a ser explorada melhor, não obstante ainda não ter sido observada. Outras possíveis superpartículas são o neutralino e os áxions e, mais recentemente, os neutrinos estéreis. Vários detectores de partículas, espalhados pelo mundo, buscam identificar aquela ou aquelas que serão consideradas como a matéria escura, ainda sem nenhuma comprovação, e permanecem como hipóteses 9
de trabalho de pesquisa, conforme entrevista de Eric Armengaud , à Guillaume Jacquemont 5. Novas observações por novos satélites e outros detectores de partículas deveriam trazer mais luz à possível existência ou não da matéria escura, o que efetivamente aconteceu, como veremos neste artigo.
1.5 Alternativa para a Matéria Escura: modificação da Dinâmica Newtoniana
Outra possível alternativa, que não precisa da matéria escura para explicar os efeitos gravitacionais observados no movimento das estrelas das periferias galácticas, foi apresentada por Mordehai Milgrom 6, e implica modificações e ajustes nas equações da teoria da gravidade de Newton , visando torná-las mais precisas para distâncias da ordem dos diâmetros galácticos . Mordehai 6 destaca que alterações nas leis de Newton (a lei da gravidade e a segunda lei, da força e aceleração) já foram feitas por duas vezes. A primeira alteração foi feita por Einstein , com a teoria da Relatividade Geral , e a segunda, com a criação da mecânica quântica . Portanto, uma eventual terceira alteração não seria surpreendente, pois as alterações anteriores foram feitas em virtude de que as leis de Newton não davam mais conta de explicar o funcionamento do Universo, nos novos níveis de precisão requeridos pelas observações astronômicas. Ressalte-se que a maioria dos físicos prefere manter as leis de Newton como estão e postular a existência de partículas desconhecidas, mesmo que elas não façam parte do atual Modelo Padrão da física de partículas. Voltaremos à alternativa da MOND , com mais detalhes dessa proposta, mais à frente no artigo, como um dos últimos tópicos a serem tratados, antes das conclusões .
2 OBSERVATÓRIOS ASTRONÔMICOS ORBITAIS: NOVAS JANELAS PARA O CÉU
Como a busca por partículas exóticas ainda vai seguir por muito tempo, testando as diversas teorias elaboradas, nos diversos projetos de pesquisa que estão em andamento e em outros que ainda serão instalados pelo mundo, optei por focar a pesquisa por possível explicação da matéria escura considerando-a como sendo matéria convencional, ainda não detectada pelos nossos cientistas. Vários projetos de pesquisa com objetivos específicos foram iniciados nos últimos 20 anos e já apresentaram seus resultados. Refiro-me aos observatórios astronômicos orbitais, que pesquisaram o céu em várias frequências diferentes, de responsabilidade da União Europeia e dos Estados Unidos e outros países consorciados. 10
Esses observatórios estão fazendo um inventário da matéria que ainda não era visível até bem pouco tempo atrás. As estimativas para o volume de matéria escura para o Universo foram calculadas pelas observações do satélite WMAP (veja figura 2 abaixo), e fica entre cinco a dez vezes a matéria comum 7. Em 1999 foram lançados os satélites, que são observatórios astronômicos, Chandra , que trabalha com raios-X, da NASA , e o XMM -Newton , da Agência Espacial Europeia - ESA . Veja imagens nas páginas seguintes. Outros observatórios, lançados ainda antes de 1999 ( Observatório Einstein de Raios -X, da NASA e o ROSAT de Raios-X, Alemão) começaram a trabalhar nessa faixa do espectro eletromagnético de observação, e detectaram enormes quantidades de gás quente, que chegavam a emitir raios-X, envolvendo galáxias e aglomerados galácticos. Essas observações começaram a alterar a visão sobre a matéria escura bariônica nas galáxias e em volta delas.
Figura 2: Observatório WMAP e o resultado de seu trabalho
Créditos: NASA/WMAP Science Team
O aglomerado galáctico mais brilhante à época era o de Perseu , a 300 milhões de anos-luz da Terra. No caso de Perseu , a galáxia central gigante, a NGC 1275 , possuía enormes bolhas de energia, com cerca de 50 mil anos-luz cada, cheias de partículas energéticas, como prótons e elétrons, que empurravam o gás que emitia raios-X para os lados de fora da bolha. Tal aglomerado de galáxias se estende por cerca de 10 milhões de anos-luz e é envolvido por uma nuvem gigante de gás quente, e possui cerca de mil galáxias em seu interior 8. 11
O Chandra, de acordo com os mesmos autores 8, encontrou ainda, outros aglomerados (Hidra-A, Hércules-A e Abell 2597 ) que também possuíam as enormes bolhas de energia que empurravam o gás quente que envolvia os aglomerados. Um outro aglomerado, o MS0735 , também descoberto pelo Chandra, possui duas enormes bolhas, com 600 mil anos-luz de diâmetro cada, que corresponde a mais de seis vezes o diâmetro da Via Láctea, a nossa galáxia. Tais bolhas energéticas são geradas pelos jatos energéticos – plasma quente, composto por elétrons e prótons -, e que saem dos polos dos buracos negros centrais das galáxias, em que eles são os centros gravitacionais. Tais jatos são criados pelo campo magnético em rotação do buraco negro, que assume a forma de um funil muito fino, em ambos os polos do mesmo.
Figura 3: Observatórios e as frequências eletromagnéticas trabalhadas
Créditos: NASA/CXC/M. Weiss
O gás quente que envolve os aglomerados citados, até o advento de tais observatórios astronômicos orbitais, não era computado na massa das respectivas galáxias individualmente, nem na massa dos aglomerados como um todo. Quando se descobriram as bolhas energéticas e os jatos de partículas dos buracos negros centrais, mais massa deveria ser acrescentada às galáxias, e no inventário cósmico de massa dos aglomerados. Observei ao longo da pesquisa que isso feito, mas, aparentemente, sem uma relação direta com a matéria escura fria não bariônica. Nos casos que continuarei a analisar, muitas vezes a massa dos gases é igual ou superior a massa visível das galáxias e dos aglomerados. Esses gases são 12
o novo componente da matéria escura bariônica, até então invisível, detectada por moderna tecnologia observacional, com um custo enorme. Outro observatório astronômico orbital, de responsabilidade de Agência Espacial Europeia – ESA , em consórcio com os EUA/NASA , foi lançado ao espaço em 14 de maio de 1999, com o objetivo de estudar a radiação cósmica de fundo – Cosmic Microwave Background (CMB ), que segundo as teorias vigentes, é um resquício do Big-Bang, é o Planck (figura 4 a seguir).
Figura 4: Observatório orbital Planck
Créditos: ESA – D. Ducros
Temos ainda o XMM-Newton , lançado em 10 de dezembro de 1999, de responsabilidade da ESA também em parceria com os EUA/NASA , e o Herschel , da ESA , que foi lançado em 2009. O primeiro para trabalhar com raios-X e o segundo em infravermelho, figuras 5 e 6 abaixo:
Figura 5: Observatório XMM-Newton2 Figura 6: Obervatório Herschel 3
Créditos: ESA Créditos: ESA Créditos: ESA; XMM-Newton; Herschel, 2009.
2ESA. Impressão Artística do Observatório XMM-Newton e Terra. 1999. Disponível em:
3ESA. Impressão Artística do Observatório Herschel . 2009. Disponível em:
Esses e outros observatórios varreram o céu, e viram muito mais do que luz visível em objetos astronômicos incríveis. É o que analisarei a seguir.
3 A NOSSA VIA LÁCTEA – A MASSA INVISÍVEL: GALÁXIAS-ANÃS
Vou continuar o inventário cósmico, começando com a matéria invisível que foi detectada em nossa galáxia, com muito trabalho de pesquisa de nossos cientistas O satélite WMAP , em suas medições relativas à matéria escura, para o Universo como um todo, apontou, segundo os cálculos efetuados, que ela corresponde a cinco vezes mais massa que a matéria comum 7. Para a Via Láctea , esse cálculo aponta para cerca de 10 vezes a massa da matéria luminosa 1. Espera-se, assim, que observemos que a matéria escura tenha densidade variável, quando se avalia galáxias individualmente ou grupo de galáxias, pois depende da história individual da galáxia ou grupo de galáxias. Evidências contrárias a isso depõem contra a existência da matéria escura não bariônica e favorecem teorias alternativas, como a MOND , mencionadas anteriormente. Para a Via Láctea , como para outras galáxias, existem galáxias satélites, algumas muito pequenas, que são de difícil detecção, mas que contribuem com massa escura para a massa total do grupo, com impactos gravitacionais nas estrelas da borda exterior da galáxia. Só que os astrônomos descobriram, recentemente, através do Sloan Digital Sky Survey , numa varredura de 25% do céu 7, 12 novas galáxias-anãs, orbitando a Via Láctea . Se o trabalho fosse feito em 100% do céu, é possível que muitas outras galáxias satélites fossem encontradas (estima-se pelo menos mais 35), contribuindo com sua massa para a massa total do grupo. Estima-se, também, que pela sensibilidade do Sloan, ele poderia detectar galáxias ultra-fracas, a até 150 mil anos-luz do centro da Via Láctea . Calcula-se que possam existir, em até um milhão de anos-luz de distância, cerca de 500 novas galáxias anãs. Mais massa escura seria acrescentada se forem efetivamente encontradas com os novos instrumentos que estão sendo construídos, como o Large Synoptic Survey Telescope , cuja construção começou em 2010. Várias especulações são feitas para dar conta da matéria faltante, pois os modelos para formação de galáxias, baseados em matéria escura fria não bariônica, prevem muito mais galáxias-anãs, do que as que efetivamente foram encontradas. Os cálculos não fecham com as observações, indício de que ou estão errados ou que precisamos melhorar, em muito, nossas observações astronômicas. Na ausência da descoberta de mais algumas centenas de galáxias anãs, na Via Láctea ou em Andrômeda, nossa vizinha no Grupo Local , acumula-se evidência da fraqueza da teoria da matéria escura fria não bariônica, favorecendo, novamente, teorias alternativas, como a MOND . 14
3.1 A nossa galáxia Via Láctea – a massa invisível: bolhas gigantes de energia
Uma descoberta feita em 2010, pelo telescópio Fermi da NASA , lançado em 2008, que trabalha com raios gama, encontrou duas estruturas até então não observadas no centro da Via Láctea . São duas enormes bolhas emissoras de raios gama e também de raios-X (descobertas pelo satélite ROSAT , primeiramente), de estrutura bem definidas, com diâmetro que se estende por 25 mil anos-luz cada uma, localizadas nos polos norte e sul da galáxia, chegando a 50 mil anos-luz de comprimento total (Veja figura 7) 9. A energia calculada para as bolhas equivale a cerca de 100 mil explosões de supernovas. Os elétrons existentes nas bolhas, pelas suas colisões, são os emissores de raios gama, e, provavelmente, de outras formas de energia, que poderão ser observadas em outras frequências do espectro eletromagnético. Tais bolhas de energia “[...] emitem as radiações gama mais poderosas já detectadas na Via Láctea”10 , destacaram os pesquisadores Finkbeiner do Centro de Astrofísica da Universidade de Harvard , e seus colegas Meng Su e Tracy Slatyer , também de Harvard , no artigo titulado Astrônomos descobrem “bolhas” gigantes na Via Láctea ., publicado no site Último segundo – Ciência (2010) 10 .
Figura 7: Bolhas de energia no centro da Via Láctea
Créditos: Observatório Fermi/NASA . É mais massa, em forma de elétrons, que deve ser somada à massa da Via Láctea . 15
3.2 A nossa galáxia Via Láctea – massa invisível: halo de gás envolvendo-a
Em 24.09.2012, a NASA fez um comunicado de que a Via Láctea está cercada por um halo de gás quente, com temperaturas entre um milhão e 2,5 milhões de graus Kelvin , e que teria massa equivalente à de todas as estrelas de nossa galáxia, com isso dobrando a sua massa. Obviamente, esta descoberta tem impactos no volume de matéria escura bariônica estimada para a galáxia, devendo ser reduzida de seu total (da possível matéria escura, não bariônica). A descoberta foi feita pelos observatórios astronômicos orbitais Chandra , da NASA , o SUZAKU , do Japão, e o XMM-Newton , da Agência Espacial Europeia - ESA . A NASA alerta, entretanto, que se a descoberta realmente for confirmada, não obstante as observações já feitas, a massa do halo poderia explicar o problema dos bárions desaparecidos (prótons e nêutrons), da nucleossíntese do Big Bang , e os mesmos não se referem à matéria escura, não bariônica.
Figura 8: Ilustração de como seria o halo de gás da Via Láctea
Créditos: NASA/CXC /M. Weiss; NASA/CXC /Ohio State/A Gupta et al.
Na figura 8, acima, o halo de gás está em azul, e pode-se ver abaixo à esquerda, as duas galáxias satélites da Via Láctea , a Pequena e a Grande Nuvem de Magalhães . O diâmetro da nuvem de gás chega a 600 mil anos-luz, mas pode ser muito maior. 16
As estimativas da massa desse gás ficam entre 10 bilhões de vezes, e talvez até 60 bilhões de vezes, a massa do Sol, e pode se prolongar em volta da Via Láctea em centenas de milhares de anos-luz de diâmetro, muitas vezes maior que o diâmetro da galáxia. As informações podem ser encontradas no sitio do Observatório de Raios-X Chandra 11 . A NASA destacou que este gás poderia explicar os bárions desaparecidos. Alerto, entretanto, que a palavra: desaparecidos, refere-se à matéria prevista nos modelos de criação do Universo – nucleossíntese do Big-Bang -, e que podem ou não existir, dependendo se a teoria estiver correta e corresponder ao Universo real. Portanto, é possível, que os bários desaparecidos nem existam efetivamente, daí implicando que eles poderiam corresponder à parte da possível matéria escura bariônica invisível até então, prevista para a nossa galáxia, que também é prevista nas teorias e inferidas pela influência gravitacional, que estamos tratando neste artigo. Ressalte-se que a NASA alerta que estes bárions desaparecidos não são a matéria escura fria procurada, não bariônica, conforme publicação do Observatório de Raios-X Chandra 12 . Pelas análises do dos dados do Observatório Chandra , um dos gases presentes no halo são íons de oxigênio, e novas pesquisas indicam que a massa do halo de gás é muito maior do que o gás quente já detectado. Estas descobertas melhoram a precisão da massa bariônica total de nossa galáxia, reduzindo a massa de matéria escura não bariônica prevista para a mesma, mas isto ainda não é o fim de minha pesquisa, relativamente à nossa galáxia. É o que mostrarei a seguir.
3.3 A nossa galáxia Via Láctea : é maior e mais pesada do que se pensava
Em 06 de julho de 2009, foi divulgado por Mark Reid do Smithsonian Astrophysical Observatory e seus colegas, que novos estudos corrigem o tamanho, a massa e a velocidade de rotação de nossa galáxia. As novas medidas, citadas nos artigos acima, nos dão conta de que ela é 15% maior, e possui 50% mais massa, e que gira mais rápida em volta de si mesma, do que inicialmente se havia calculado. Isso significa uma velocidade de rotação de 161 mil /km/h a mais, chegando a 965 mil km horários. Não encontrei o novo diâmetro calculado, mas levando-se em conta as últimas medidas que eram de cerca de 100 mil anos-luz, o novo diâmetro calculado ficaria entre 115 a 120 mil anos-luz, equivalente à da galáxia de Andrômeda nossa vizinha 13 . Em relação à massa 50% maior, em termos de massa do Sol 14 , as estimativas de medida anteriores chegavam a um limite superior de um trilhão de massas solares, logo, só teríamos que acrescentar mais 50% nessas estimativas 15 . É claro que essas novas informações sobre a Via Láctea têm impactos na estimativa de massa da matéria escura fria, não-bariônica, reduzindo, novamente, 17
seu volume para nossa galáxia, nas mesmas proporções em que a massa bariônica da mesma foi aumentada.
3.4 Nuvem gigante de hidrogênio está em rota de colisão com a Via Láctea
Também encontrei na pesquisa que efetuei para a elaboração deste artigo, a notícia publicada pelo Observatório Nacional de Radioastronomia – NRAO , da Fundação Nacional de Ciências , EUA , em 11.01.2008, informando a descoberta de uma gigantesca nuvem de gás hidrogênio que está se deslocando em direção à Via Láctea , devendo se chocar com ela em cerca de 40 milhões de anos.
Figura 9: Nuvem de hidrogênio em rota de colisão com a Via Láctea
Créditos: Bill Saxton , NRAO/AUI/NSF .
A nuvem, chamada Nuvem Smith , em homenagem ao astrônomo que a descobriu em 1963, contém hidrogênio suficiente para fazer um milhão de estrelas como o sol. Possui onze mil anos-luz de comprimento e 2.500 anos-luz de largura, e está a apenas 8.000 anos-luz do disco da nossa galáxia, sendo que nuvem já está interagindo com o gás das bordas de nossa galáxia. Ela se move em nossa direção em mais de 150 quilômetros por segundo, devendo impactar o disco da Via Láctea em um ângulo de aproximadamente 45 graus, revela Finley 16 . Como tal nuvem de hidrogênio está dentro do halo de nossa galáxia, e a massa do halo ter sido já estimada, presumimos que esta nuvem já deve ter tido sua massa, embutida na massa do halo. Mas ela possui localização específica, tamanho 18
e massas calculadas, e deve exercer sua força gravitacional de maneira mais localizada nas estrelas dessa região da galáxia. Está ficando claro que estimar a matéria faltante da galáxia é mais complexo do que apenas atribuir a uma entidade desconhecida (a matéria escura exótica), todo o efeito verificado, quando na realidade, vários objetos, não necessariamente compactos, podem ser responsáveis, por esse efeito gravitacional observado nas estrelas da periferia da galáxia.
Figura 10: Nuvem de hidrogênio em rota de colisão com a Via Láctea - detalhe
Créditos: Bill Saxton , NRAO/AUI/NSF.
Constatei, também, que à medida que novas tecnologias observacionais, com maior nível de precisão e novas faixas de observação do espectro eletromagnético estão disponíveis, tecnologias que não existiam a menos de 20 anos atrás, novos objetos astrofísicos foram descobertos em nossa vizinhança, dando conta de parte significativa da suposta massa perdida calculada para nossa galáxia.
3.5 A nossa Via Láctea : estrelas e gás intergalácticos em infravermelho
Com o refinamento dos métodos de detecção, em várias frequências do espectro eletromagnético, muito mais pode ser vislumbrado na galáxia, que até então estava invisível. É o caso de estrelas e gás intergaláctico, tais como as descobertas pelo telescópio do Observatório Europeu do Sul (ESO )17 , o VISTA (Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy ), quando analisou a nebulosa a Lagosta , NGC 6357 abaixo, e descobriu sob a poeira da nebulosa uma grande quantidade de estrelas, que estavam invisíveis atrás e dentro da nuvem de poeira. O telescópio observou a nebulosa, imagem da direita, em infravermelho, localizada há cerca de oito mil anos-luz de distância, na constelação do Escorpião . A 19
poeira ficou transparente no infravermelho, e mostrou algumas das maravilhas escondidas, entre outras, de três estrelas gigantes, muito próximas umas das outras, com massa próxima de 100 massas solares cada uma 17 .
Figura 11: Imagens comparativas luz visível esquerda, infravermelho à direita
Créditos: ESO/VVV Survey/Digitized Sky Survey 2/D.Minniti.
Outros dois exemplos, descobertos pelo observatório Spitzer , da NASA , em infravermelho, mostram, objetos, que agregam massa à nossa galáxia, mas que não eram visíveis em luz visível. A imagem a seguir mostra um aglomerado globular de estrelas que orbita nossa galáxia, junto com pelo menos outros 150, e está distante cerca de nove mil anos-luz da Terra e possui cerca de 300 mil estrelas. Era invisível até estas imagens feitas pelo Spitzer (foto à direita), pelo California Institute of Technology's Digitized Sky Survey , (foto central) e pela NASA - Two Micron All-Sky Survey and the University of Wyoming Infrared Observatory (círculo de inserção) 18 .
Figura 12: Novo aglomerado globular
Créditos: NASA/JPL -Caltech/H.Kobulnicky (Univ.do Wyoming). 20
A outra imagem mostra a nebulosa Viúva Negra , em luz visível e em infravermelho, destacando, em cor vermelha, a enorme quantidade de poeira e gás que estava invisível. A imagem foi capturada pelo GLIMPSE e pelo Spitzer 19 .
Figura 13: Nebulosa Viúva Negra e a sua nuvem de poeira
Créditos: NASA/JPL -Caltech/E.Churchweli(Universidade do Wisconsin-Madinson) e o GLIPMSE time.
As mesmas nuvens de poeira que embelezam essas nebulosas, também existem por toda parte em nossa galáxia. A imagem abaixo mostra as nuvens de poeira no centro da galáxia e foi elaborada pelo Spitzer , em infravermelho. A imagem se estende por uma distância de 760 anos-luz. As outras imagens são detalhes da imagem maior 20 .
Figura 14: A poeira do centro da Via Láctea
Créditos: NASA/JPL -Caltech/S. Stolovy (Centro Ciências Spitzer /Caltech). 21
As imagens a seguir, mostram também, imensas nuvens de poeira fria envolvendo a Via Láctea , em infravermelho, (azul na imagem). A massa dessas nuvens, até a sua descoberta, também não era levada em consideração para computar a massa visível da galáxia e fazia parta da chamada matéria escura .
Figura 15: Nuvens de poeira acima e abaixo da galáxia em azul.
Créditos: ESA , HFI e LFI consórcios, 2010.
A imagem anterior mostra toda a Via Láctea , exibindo as imensas nuvens de poeira fria, detectadas em infravermelho, e foram efetuadas pelo Planck , durante 12 meses. As imagens no topo e na base da imagem, em vermelho, é a radiação cósmica de fundo ( CMB ) e não faz parte da galáxia 21 . Ela mostra a emissão difusa de gás e poeira estendendo-se pela Via Láctea inteira, e estendendo-se bem acima e abaixo do plano galáctico. Enquanto o primeiro plano galáctico esconde o sinal cósmico de fundo do nosso ponto de vista, ele também destaca a extensão da estrutura da nossa galáxia em grande escala, no topo e na base da imagem. A próxima imagem mostra detalhes da imagem anterior, em uma composição de imagem de várias frequências, feitas pelo Planck , onde a poeira está em tons avermelhados, mas é muito fria, como 12 graus acima do zero absoluto (- 261º abaixo de zero), e os tons mais esbranquiçados, são mais quentes, dezenas de graus acima do zero absoluto. A imagem foi feita em meados de agosto de 2009.
22
Figura 16: Poeira fria na Via Láctea
Créditos: ESA e Consórcio HFI, IRAS.
3.6 A Via Láctea possui muito mais gás molecular do que o imaginado
Em recente artigo publicado pela Phys.Org .22 , sob o título There is more gas in the Galaxy than is dream to by astronomers , os astrônomos divulgaram a descoberta de vastas nuvens moleculares, estudando as emissões de carbono ionizado, feita pelo observatório espacial Hershel . O colapso das nuvens moleculares, pela gravidade, é considerado como sendo a origem das estrelas, e as nuvens são compostas, principalmente por hidrogênio molecular (H2), que não emite luz nas baixas temperaturas encontradas nessas nuvens. E, todas as possíveis novas estrelas , flagradas dentro de nuvens de gás e poeira, já estão acesas (pela ignição nuclear). Não se observou, até hoje, nuvens moleculares em rotação, com massa suficiente para formar estrela em seu interior, antes da ignição da estrela . Portanto, ainda permaneces especulativa a possível formação estelar por colapso gravitacional da nuvem de hidrogênio molecular, mantidas as leis físicas. 23
Uma forma rastrear o gás molecular nas regiões de possíveis formações de estrelas é utilizando o monóxido de carbono (CO), que irradia muito mais do que o hidrogênio molecular (H2).
Para conseguir uma imagem mais completa do conteúdo molecular da Via Láctea, nas últimas décadas os astrônomos combinaram observações de CO com outros traçadores de H2. Estes incluem a emissão de poeira - um outro contaminante em nuvens moleculares - e os raios gama que são produzidos quando as partículas de raios cósmicos interagem com os átomos de hidrogênio molecular no meio interestelar (ISM).
As combinações desses dados sugeriram a presença de mais gás molecular na Via Láctea do que o indicado pelo CO sozinho. Novos dados da ESA obtidos através do Herschel Space Observatory estão agora confirmando esta suspeita anterior: quase um terço de todo o gás molecular na Via Láctea tinha permanecido sem ser detectado. E há mais: a nova pesquisa, que sonda H2 através de um marcador diferente - carbono ionizado ( C+) - estabeleceu a distribuição tridimensional do gás molecular em toda a Via Láctea. ” (Veja figuras 17 e 18 Abaixo).
Este é o primeiro levantamento de carbono ionizado através do plano galáctico - onde a maioria das estrelas da Via Láctea e as nuvens de formação estelar são concentrado - que combina a alta resolução espectral e angular", comenta Jorge Pineda do Jet Propulsion Laboratory (JPL), Caltech, EUA, que liderou o estudo.
Com a resolução espectral inédita do instrumento HIFI a bordo Herschel, podemos estimar a distância do emissor C+ do Centro Galáctico e reconstruir a sua distribuição radial em toda a galáxia.
Em uma das camadas mais profundas de uma região de fotodissociação, H2 + e C coexistem. Os astrônomos chamam o gás H2 molecular localizado lá
de 'CO-escuro, "para distingui-lo do H2 misturado com monóxido de carbono, que pode ser rastreado via emissão de CO”. Os novos dados do Herschel mostram que as contas feitas para o H2CO-escuro, responde por cerca de 30 por cento de todo o reservatório de gás molecular da Via Láctea.
A Galáxia contém muito mais H2 do que pensamos - só que precisávamos olhar para ele a partir de uma nova perspectiva, comenta Langer.
Não só o Herschel, pesquisando o C+, descobriu este conjunto escondido de materiais para possíveis futuras estrelas, mas também revelou que ele é distribuído de uma forma curiosa. O H2CO-escuro detectado com Herschel é majoritariamente localizado em um anel em torno do centro da Galáxia, em raios entre 13 000 e 36 000 anos-luz. Isso se estende muito mais longe do CO-rastreado como gás molecular, que é mais concentrado nas regiões mais internas da Galáxia, chegando a um raio de cerca de 13 000 anos-luz, e em declínio de densidade a distâncias maiores. (Tradução nossa) 22 .
24
Figura 17: A ilustração mostra os reservatórios de gás molecular descobertos pelo observatório espacial Hershel (em vermelho)
Créditos: ESA/NASA/JPL -Caltech/R. Hurt (Caltech).
Figura 18: Impressão artística da distribuição do gás molecular no plano da Galáxia
Créditos: ESA - C. Carreau
Esta ilustração mostra um reservatório de combustível estelar recém descoberto pelo observatório espacial Herschel (em vermelho). As estrelas são formadas a partir das nuvens de gás feitas de moléculas de hidrogênio. Para localizar estas nuvens, os astrônomos têm historicamente olhado para o monóxido de carbono (CO), que é co-localizado com o gás hidrogênio (em laranja). Mas estas moléculas observadas não mostram aos astrônomos toda a matéria para formação de uma estrela em nossa galáxia. Usando o Herschel foi possível mapear o carbono ionizado (C+), e os cientistas foram capazes de encontrar reservatórios adicionais do gás. (Tradução nossa) 23 .
A imagem acima mostra como ficam as nuvens de gás molecular distribuídas no plano da nossa galáxia (misturando as cores da figura 17 anterior).
25
3.7 Resumo das evidências observacionais – tópico três
Novas abordagens e novos equipamentos estão permitindo ampliar nossa visão sobre a massa total de nossa galáxia. Só bastou agregar uma nova abordagem, com o equipamento certo, no caso, os observatórios espaciais , para que mais matéria, até então invisível de nossa galáxia, fosse descoberta. Olhando a nossa galáxia com tecnologias que podem ver uma maior variedade de frequências do espectro eletromagnético, novos objetos astrofísicos tornaram-se visíveis, bem como novos cálculos alteraram a própria massa e tamanho da Via Láctea . Observamos o incremento de massa, até então desconhecida em nossa galáxia, com a descoberta de muitas galáxias-anãs, bolhas gigantes de energia acima e abaixo do plano da galáxia, um enorme halo de gás quente, com 600 mil anos-luz de diâmetro e massa estimada em bilhões de massas solares, novas medidas foram efetuadas e alteraram significativamente a massa e o tamanho da galáxia, bem como a sua velocidade de rotação, uma nuvem gigante de hidrogênio encontra-se em rota de colisão, milhares de estrelas, gás e poeira passaram a ser visíveis, e um enorme aglomerado globular, veio se juntar aos demais no halo da galáxia, bem como a poeira fria. Tudo isso, aumentou consideravelmente a massa da galáxia. E a matéria escura fria não bariônica teve sua massa reduzida na mesma proporção. Só que não encontrei cálculos que demonstrassem o impacto desses aumentos de massa, até então invisível, na nova proporção de massa bariônica x matéria escura não- bariônica. Tais cálculos, obviamente não são fáceis de fazer, e já devem estar englobados na nova massa calculada para a galáxia, a priori , mas são necessários para concluir o inventário de massa da galáxia e responder ao problema da sua massa faltante. A conclusão que cheguei, nesta primeira parte deste artigo, é que o termo matéria escura , utilizado para designar a massa faltante da galáxia, como um único tipo de matéria, não está adequado. Constatei que muita massa bariônica estava invisível, porque apenas não tínhamos sensibilidade observacional suficiente e que as novas tecnologias expandiram o suficiente para detectá-la e dimensioná-la. Com os novos observatórios astronômicos orbitais, o que descobrimos foi uma enorme quantidade de massa normal, bariônica, que já fazia parte da massa total da galáxia, e que contribui para a redução da massa faltante. Estas observações são parte da reposta do problema da matéria escura detectado por Fritz Zwicky . Novos cálculos são necessários para vermos ainda quanto falta de massa. Isto tem que ser feito para termos uma visão adequada total da massa normal (bariônica) da galáxia e se essa massa não explica, pelo menos, grande parte da velocidade orbital das estrelas da periferia da galáxia, tal como descobriu Fritz Zwicky, nas galáxias do grupo Cabeleira de Berenice . 26
A primeira conclusão a que cheguei só analisando as informações colhidas para a Via Láctea , é de que, aparentemente, a relação massa visível x luminosidade é muito ineficiente para cálculos da massa total de uma galáxia ou grupo de galáxias, pressuposto utilizado nos cálculos gravitacionais e de massa feitos por Fritz Zwicky . O inventário da massa bariônica invisível deve continuar, para só então, verificarmos se existe ainda alguma matéria estranha ao Modelo Padrão da física de partículas, que deva ser buscada e encontrada para explicar o ainda eventual déficit de massa das galáxias.
4 A MASSA QUENTE E INVISÍVEL DAS GALÁXIAS
O que descobrimos em nossa galáxia, um enorme halo de gás quente, e outras formas de massa (gás, poeira e outros elementos químicos) também se replica em outras galáxias, conforme foi detectado pelos mesmos observatórios astronômicos orbitais que citamos no tópico dois. Tais informações serão apresentadas nos tópicos quatro e seguintes, de forma a que fica muito claro que existe muito mais matéria bariônica a ser considerada, antes de inferirmos entidades alheias ao Modelo Padrão da Física de partículas.
4.1 Galáxia espiral NCG 4631 - Halo de gás quente
Vou apresentar a seguir, mais algumas galáxias, que, semelhantemente à Via Láctea , também possuem enormes halos de gás quente em sua volta. Mais à frente, apresentarei o mesmo em relação aos aglomerados e superaglomerados de galáxias. O telescópio espacial Hubble e o Chandra , observatório de raios-X, fizeram a imagem a seguir, da galáxia NGC 463 124 , que mostra a região central da galáxia, vista de perfil. Os raios-X são mostrados em azul e roxo, e “fornecem a primeira evidência inequívoca para um halo de gás quente em torno de uma galáxia, que é muito semelhante à nossa Via Láctea”25 . A estrutura no centro da imagem, e os filamentos longos e fracos, mostrados em laranja, são imagens do Hubble , e são bolhas gigantes de gás que, presume-se, explodiram, tendo sido criadas por aglomerados de estrelas massivas 25 .
27
Figura 19: Galáxia NGC 4631 , região central
Créditos: NASA Centro Marshall; Chandra Observatório Raios-X, 2000.
4.2 Galáxia M82 halo de poeira, de gás hidrogênio e visível em raios-X
Esta galáxia se encontra a 12 milhões de anos-luz, na direção da constelação da Ursa Maior , e a imagem é formada por seis imagens tiradas em 2006, pelo Hubble e pelo Spitzer , figura 20, a seguir. A figura 20 mostra um enorme halo de poeira saindo da parte central da galáxia, soprada pelos ventos estelares, vista de perfil, tendo sido descoberto que tal poeira possui carbono, chamado de hidrocarbonetos aromáticos policíclicos (comum em churrasqueiras e escapamentos de automóveis). A imagem foi feita pelo Spitzer 26 , em infravermelho. A segunda imagem (Figura 21) mostra filamentos de hidrogênio ionizado, que se estendem por cerca de 20 mil anos-luz, acima e abaixo do plano da galáxia, também saindo da sua parte central 27 .
28
Figura 20: Galáxia M82 , com nuvem de poeira (cor vermelha)
Créditos: NASA / JPL-Caltech / Universidade do Arizona e C. Engelbracht (Steward Obs.) et al.4
Figura 21: Galáxia M82 , com plumas de hidrogênio ionizado, em cor vermelha.
Créditos: NASA , ESA , e equipe do Hubble Heritage (STScI / AURA).5 Na figura 22, a mesma galáxia M82 , mostrada em luz visível ( Hubble , da NASA ) e em raios-X ( Observatório Orbital de raios-X, Chandra, NASA )28 . A massa observável da M82 , até o advento dos observatórios astronômicos orbitais, sensíveis em outras frequências além da luz visível, era bem
4Disponível em:
5Disponível em:
menor do que a real, pois enormes quantidades de massa estavam invisíveis em forma de poeira e gás hidrogênio.
Figura 22: M82 em diferentes visões, luz visível e raios-X
Créditos: NASA /STScI/SÃO 6
4.3 Galáxia NGC 5746 , halo de gás quente muito tênue
A galáxia NGC 5746 , localizada a cerca de 100 milhões de anos-luz em direção à constelação da Virgem , figura 23, abaixo, com observações feitas pelo Chandra (2003) 29 , mostra um grande halo de gás quente em volta da galáxia, que se estende por mais de 60 mil anos-luz de cada lado do disco da galáxia, que é vista de lado. A imagem foi feita em 11 de abril de 2003, com uma exposição de 10 horas. O gás quente, muito tênue, segundo os cientistas deve ser remanescente da formação de galáxia, uma vez que não se observa vento estelar expulsando gás para fora, como vimos nas imagens anteriores 30 . O que observei até aqui é que o conteúdo invisível das galáxias isoladas (gás, poeira, partículas energéticas) é muito variável de galáxia para galáxia, necessitando de um inventário sistemático, em diversas frequências, para uma aproximação de sua massa real (massa visível mais massa invisível), para só então inferir e calcular a possível massa ainda não detectada, e a partir disso, postular matéria exótica ou alterações das equações da gravidade, para explicar a discrepância eventualmente encontrada.
6Disponível em:
Figura 23: Galáxia NGC 5746 , com halo de gás quente, em cor azul
Créditos: Raios-X: NASA /CXC/U. Copenhagen/K. Pedersen et al; luz visível: Palomar DSS.
4.4 Galáxia NGC 4555 e seu halo de gás quente
Esta grande galáxia isolada elíptica, com cerca de 200 mil anos-luz de diâmetro, foi observada pelo Chandra em raios-X e pelo telescópio do Monte Paloma r, em luz visível, em 04.02.2003. O tempo de observação foi de 8 horas e a galáxia se encontra em direção à constelação Coma Berenices e se localiza a cerca de 300 milhões de anos-luz de distância. Ela está imersa em uma nuvem de gás quente, com temperatura da ordem de 10 milhões de graus Celsius e com cerca de 400 mil anos-luz de diâmetro. A imagem à esquerda, mostra a galáxia dentro da nuvem de gás e à direita ela isolada, em luz visível 31 . O sitio na internet consultado destaca que os astrônomos concluíram que a gravidade da galáxia é muito pequena para manter a nuvem de gás quente em volta da galáxia, e postularam que é necessária uma massa em forma de halo de matéria escura, de pelo menos 10 vezes amassa visível da galáxia e 300 vezes a massa da nuvem de gás quente. Devo destacar que o postulado feito de que a galáxia deve “manter” a nuvem de gás, nada tem a ver com a possível realidade da galáxia. Como a imagem é um instantâneo da vida da galáxia, o referido gás pode estar se expandindo para o meio intergaláctico e a matéria escura nada tem a ver com sua existência ou 31
manutenção. Em meu entendimento é um postulado que tem sentido apenas para manter a inferência da existência da matéria escura fria não-bariônica. Tais observações e cálculos, obviamente apoiam a existência da matéria escura exótica – não bariônica, em princípio -, necessária para a teoria de formação de galáxias, e embutida na teoria do Big-Bang , pois seria a matéria fria, que interage apenas pela gravidade, fazendo com que as nuvens de gás quente, em princípio, se contraíssem para formar as galáxias, no tempo de vida do Universo (cerca de 14 bilhões de anos). Se essa matéria escura especial não existir, a teoria de formação galáxia vai precisar ser ajustada ou substituída.
Figura 24: NGC 4555 e seu halo de gás quente
Créditos: Raios-X: NASA /CXC/E. O'Sullivan et al.; ótica: Palomar DSS
Tal halo de gás quente deve ser semelhante ao de nossa própria galáxia, cabendo destacar que no caso da Via Láctea , ela é espiral e a NGC 4555 é elíptica.
4.5 Galáxia NGC 720 e seu halo de gás quente
Esta galáxia, à semelhança da anterior, também possui um enorme halo de gás quente que a envolve. Ela se localiza a cerca de oito milhões de anos-luz de distância, em direção à constelação da Baleia (Cetus ), sendo que o Chandra consumiu dez horas de exposição e o Palomar DSS uma hora. A imagem do Chandra mostra a galáxia como sendo elipsoidal, achatada, e a nuvem de gás que a envolve possui uma orientação diferente da imagem óptica da galáxia. O achatamento é muito grande para ser explicado pelas teorias em que as estrelas possuem a maior parte da massa da galáxia. De acordo com a teoria padrão da gravidade, uma nuvem de gás que emite raios-X precisaria de uma fonte adicional de gravidade para se manter em volta da galáxia nessas distâncias. Essa fonte adicional de matéria é postulada como a matéria escura fria não bariônica , e foi calculada como sendo de cinco a dez vezes a massa das estrelas da galáxia. Uma estimativa de massa entre 500% a 32
1000% demonstra o quão difícil é calcular massa que envolve um gás nas vastas distâncias envolvidas 32 . A equipe envolvida na análise dos dados ratifica, em suas conclusões, que a matéria escura fria não-bariônica existe e contrapõe a mesma à teoria alternativa da matéria escura, a MOND – Modificação da Dinâmica Newtoniana -, destacando que a MOND não pode dar conta das observações efetuadas pelo Chandra nesta galáxia. Pois o Chandra mostra que o halo de matéria escura tem uma forma diferente daquela das estrelas da galáxia e do halo de gás que a envolve. O interessante da conclusão dos cientistas envolvidos na análise dos dados dessa galáxia, é que a matéria escura é postulada para prender a nuvem de gás em forma de halo em volta da galáxia. Mas o que nós vemos é apenas um instantâneo dessa galáxia congelado no tempo, nas imagens que foram feitas, como na galáxia anterior. Não acompanhamos a vida dessa galáxia desde seu início, e certamente não estaremos aqui até o seu fim. Nesse meio tempo, é possível que a nuvem de gás efetivamente fique presa à galáxia, pela gravidade, ou que se disperse no espaço intergaláctico ao longo do tempo. Só tempo dirá qual a conclusão correta. O que temos hoje é que existe uma enorme nuvem de gás quente em volta da galáxia, e que isso implica que a massa da galáxia é muito maior, mantida, em princípio, pela lei da gravidade de Newton , pois o gás está não apenas por fora, mas também por dentro da galáxia.
Figura 25: Galáxia NGC 720 e seu halo de gás quente
Créditos: Raios-X: NASA /CXC/UCI/D. Buote et al.; ótica: DSS U.K.Schmidt Imagem/STScI
4.6 Galáxias de Andrômeda (M31 ) e Triângulo (M33 ) e suas nuvens de hidrogênio
Em maio de 2013, os astrônomos confirmaram a descoberta de imensas nuvens de hidrogênio, no espaço vazio, entre as duas galáxias, a de Andrômeda e a 33
do Triângulo (veja figura 26 Abaixo), utilizando o telescópio Green Bank Telescope (GBT ), da Fundação Nacional de Ciências (EUA ) e o National Radio Astronomy Observatory (NRAO ) em Green Bank , Virgínia Ocidental ( EUA ). Os resultados foram publicados na revista Nature 33 , 34 . Os pesquisadores especulam que essas bolhas de gás rarefeito, cada uma quase tão grande como uma galáxia anã-condensada, fazem parte de um reservatório vasto e ainda não detectado de gás ionizado quente.
Astrônomos são capazes de observar hidrogênio atômico neutro, que é referido como HI (H e o numeral romano um), por causa do sinal característico que emite no comprimento de onda de rádio, os quais podem ser detectados por radiotelescópios sobre terra. Embora este material seja abundante ao longo do cosmos, no espaço entre galáxias pode ser muito tênue e o sinal fraco que emite pode ser extremamente difícil de detectar. (Tradução nossa) 34 .
Figura 26: Nuvens de hidrogênio (em vermelho) e galáxias M31 (maior) e M33
Créditos: Bill Saxton, NRAO /AUI/NSF
Novos e mais completos estudos da região efetuados com o GBT, no entanto, revelou que o gás hidrogênio não era simplesmente na forma de filamentos, como seria de se esperar pelas interações das duas galáxias em um balé gravitacional. Em vez disso, um total de 50 por cento do gás foi visivelmente aglutinado em bolhas muito discretas e muito grandes que, além de sua falta de estrelas, seriam irmãs inseparáveis das galáxias anãs. Galáxias anãs, como o próprio nome indica, são relativamente pequenas coleções de estrelas unidas pela gravidade. Eles podem conter de alguns milhares a alguns milhões de estrelas.
O GBT também foi capaz de acompanhar o movimento dessas nuvens recém descobertas, mostrando que elas estavam viajando pelo espaço a velocidades semelhantes à M31 e M33. "Estas observações sugerem que eles são entidades independentes e não os subúrbios distantes de qualquer 34
galáxia", disse Felix J. Lockman, um astrônomo do NRAO em Green Bank. [...]. Os pesquisadores também especulam que essas nuvens podem representar uma nova e até então desconhecida fonte de gás hidrogênio neutro que poderia eventualmente cair na M31 e M33, alimentando as futuras gerações de formação de estrelas. [...].
Os astrônomos também estão interessados nessas regiões escuras, frias, entre galáxias, porque há uma grande quantidade de matéria normal desaparecida, no cosmos, e uma fração significativa pode estar contida em nuvens intergalácticas como as observadas pelo GBT. Outros estudos nesta região e em torno de outras galáxias do nosso Grupo Local (as galáxias encontradas relativamente perto da Via Láctea), podem fornecer pistas adicionais quanto à quantidade de hidrogênio que ainda precisam ser contabilizados no Universo.
A região que estudamos é apenas uma fração da área, em torno da M31, que mostrou ter gás hidrogênio difuso", disse o DJ Pisano de West Virginia University. As nuvens observadas aqui pode ser apenas a ponta de uma população maior lá fora esperando para ser descoberta. (Tradução nossa) 34 .
Em maio de 2015, foi publicado artigo que mostra a descoberta, não de um filamento de gás entre Andrômda e a M33 , mas um halo de gás, com cerca de 2 milhões de anos-luz de diâmetro, em volta de Andrômeda 208 , à semelhança dos halos descobertos em volta de outras galáxias e confirmando as expectativas dos astrônomos, citados no artigo anterior, de um halo muito maior. Tal estudo foi elaborado por Nicolas Lehner e J. Christopher Howk , da Universidade de Notre Dame , Indiana , e publicado em 04 de maio de 2015, na edição do Astrophysical Journal . Esta descoberta, apenas complementa a descoberta relatada antes, pois as nuvens de hidrogênio apenas faziam parte de um halo de gases gigantesco, envolvendo Andrômeda. A descoberta do halo de Andrômeda foi feita através do telescópio espacial Hubble , e é seis vezes maior e mil vezes mais massivo do que o anteriormente calculado. Ele é tão grande, que se fosse visível da Terra, teria o diâmetro aparente de cem vezes o diâmetro da Lua cheia. Andrômeda está há 2,5 milhões de anos-luz da Terra. A equipe que fez a descoberta, utilizando os dados acumulados pelo Hubble , dos últimos 5 anos, do Espectrógrafo de Origens Cósmicas (COS ), em que se observou a luz de 18 quasares, além de Andrômeda , para medir a extensão do halo de gás, invisível a olho nú. O método usado é o mesmo para a descoberta das massas de gás invisíveis, em que uma frequência de energia (ultravioleta) do quasar é absorvida pelos átomos de elementos químicos existentes na nuvem, possibilitando não só definir os tipos de elementos químicos, como quanto gás existe.
35
Figura 26.1: Halo de gás da galáxia de Andrômeda
Créditos: NASA / Hubble / STScI
A nossa contabilidade de massa do universo continua aumentando, principalmente nas vizinhanças das galáxias, com impacto significativo na teoria da matéria escura fria não bariônica, pois matéria escura poderia ser bariônica!
4.7 A galáxia NGC 6240 e seu enorme envoltório de gás quente
Astrônomos, utilizando o observatório espacial de raios-X Chandra , estudaram a galáxia NGC 6240 , que na realidade envolve a colisão de duas galáxias, do tamanho de nossa Via Láctea. O objeto de estudo era a nuvem de gás quente, chamada de halo, que irradia a uma temperatura de sete milhões de graus Kelvin , e contém uma massa estimada equivalente a 10 bilhões de vezes a massa de nosso Sol. A imensa nuvem de gás se estende por cerca de 300 mil anos-luz em volta das galáxias, como se vê na figura 27 abaixo, em cor púrpura. Nesta imagem composta da NGC 6240 , os raios-X detectados pelo observatório de raios-X Chandra , que revelam a nuvem de gás quente, estão colorizados na cor púrpura. Estes dados foram combinados com dados ópticos do telescópio espacial Hubble, que mostra longas caudas de maré das galáxias que se fundem, estendendo-se para a direita e inferior da imagem.
36
Figura 27: Galáxia NGC 6240 e seu envoltório de gás quente
Créditos: Raios-X, NASA /CXC/SAO/E. Nardini et al.; luz visível, NASA /STScI.
O artigo tratando do estudo realizado, foi publicado em 10 de março de 2013, na edição do The Astrophysical Journal , que também pode ser consultado no sítio da internet, do Chandra 35 . Para obter as imagens foram feitas quatro observações entre julho de 2001 e maio de 2011, com uma duração total de 136 horas e 6 min (5 dias 16 horas e 6 min).
4.8 A Galáxia NGC 1132 e seu envoltório de gás quente
A imagem a seguir é da galáxia NGC 1132 , uma galáxia elíptica gigante e sua região circundante, que mostra muitas outras galáxias anãs em sua volta, bem como outras galáxias muito mais distantes, ao fundo. A imagem combina dados observacionais feitos pelo Chandra Observatório de Raios-X, da NASA e do telescópio orbital Hubble . As cores azul e roxa da imagem são a emissão de raios-x, assim colorizados, oriundo do gás difuso quente detectado pelo Chandra . A quantidade de gás quente surpreendeu os astrônomos, pois tal volume normalmente é encontrado em grupos de galáxias e não em uma galáxia gigante 37
isolada. O mesmo ocorre para o volume de matéria escura, inferida para a galáxia, equivalente ao volume para um grupo todo de galáxias.
Figura 28: Galáxia elíptica NGC 1132 e sua imensa nuvem de gás quente
Créditos: Raios-X: NASA / CXC / Penn State / G. Garmire; ótica: NASA / ESA / STScI / M.West
A NGC 1132 fica a cerca de 300 milhões de anos-luz de distância, em direção à constelação do Eridanus . As observações foram feitas em 12.10.1999 e 18.11.2004, com um tempo de observação de 15 horas 36 .
4.9 A pequena galáxia UGC 5288 e seu enorme disco de gás hidrogênio
A figura 29 abaixo é da pequena galáxia UGC 5288 , localizada a 16 milhões de anos-luz da Terra, e mostra um enorme disco de gás hidrogênio (em roxo na imagem) envolvendo a galáxia, e foi efetuada pelo radiotelescópio Very Large Array da National – VLA , da Fundação Nacional de Ciências (EUA ). A notícia foi veiculada pelo Daily Galaxy , com o título “ The Mystery of the Missing Dwarf Galaxies "37 e ilustra o artigo sobre as galáxias anãs e a teia cósmica, publicado no Astrophysical Letters, “Dwarf galaxies and the Cosmic Web ”, de autoria de Benítez-Llambay, A. et al .38
38
Figura 29: Pequena galáxia UGC 5288 e seu enorme disco de gás hidrogênio
Créditos: Alejandro Benítez Llambay
A descoberta demonstra que não apenas as grandes galáxias possuem envoltório de gás, mas as pequenas também o possuem, e em quantidades muito maiores, do que proporcionalmente ao tamanho das galáxias anfitriãs.
4.10 Galáxia NGC 6946 e seu enorme halo de gás
Em artigo publicado por Nola Taylor Redd 39 em Space.com , sob o título Rivers of Hydrogen Gas May Fuel Spiral Galaxies - Rios de gás hidrogênio pode ser combustível para Galáxias espirais (tradução nossa), é noticiada a descoberta de enormes nuvens de hidrogênio no halo galáctico da galáxia NGC 6946 . A descrição da imagem consta no artigo:
Três características distintas são visíveis nesta imagem composta de NGC 6946. O coração brilhante da galáxia em luz visível (azul), o hidrogênio denso nas espirais (laranja), e o halo estendido em torno da galáxia (vermelho). Nova pesquisa mostra também um leve filamento que pode ser 39
hidrogênio fluindo, como combustível, a partir do meio intergaláctico para a galáxia de formação estelar. (Tradução nossa) 39 .
Figura 30: galáxia NGC 6946 e seu halo de gás hidrogênio
Créditos: D.J. Pisano (WVU); B. Saxton (NRAO/AUI/NSF); Observatório Palomar – Space Telescope Science Institute 2nd Digital Sky Survey (Caltech); Westerbork Synthesis Radio Telescope
O halo de hidrogênio tênue (em vermelho na imagem) se estende a outras galáxias, também com enormes halos envolventes, à direita e acima. É mais um exemplo de gás difuso, além das bordas densas das galáxias. Localizada a 22 milhões de anos-luz da Terra, na fronteira das constelações Cepheus e Cygnus, a NGC 6946 é uma galáxia espiral de tamanho médio apontando de frente em direção à Via Láctea.(Tradução nossa).
Estudos anteriores revelaram um halo de gás hidrogênio em torno de NGC 6946, comum a galáxias espirais. Esses halos são formados por hidrogênio ejetado das galáxias por formação de estrelas e explosões de supernovas violentas. Estas interações aquecem o gás no halo a temperaturas extremas. (Tradução nossa) 39 .
40
4.11 Galáxias espirais com enormes halos de gás quente
Em 27.06.2013 foi publicado pelo Daily Galaxy 40 a notícia da descoberta de enormes quantidades de gás quente circungaláctico , com temperaturas de milhões de graus, em volta de grandes galáxias espirais, cujo halo se estende a mais de um milhão de anos-luz, e cuja massa foi estimada em cinco vezes mais, do que as calculadas anteriormente para as galáxias espirais. Tais nuvens de gás, ricas em oxigênio, possuem tanta massa quanto todas as estrelas de suas respectivas galáxias. As descobertas, publicadas sob o título “ New Hubble Discovery -- Spiral Galaxies Like Milky Way Much Bigger Than Thought, ou Nova descoberta do Hubble: galáxias espirais como a Via Láctea são muito maiores do que pensamos” 40 (tradução nossa), são fruto da análise de dados do telescópio espacial Hubble , mais especificamente do Espectrógrafo de Origens Cósmicas – COS , e foi divulgado por John Stocke , do Departamento de Ciências astrofísicas e Planetária , da Universidade de Boulder, Colorado (EUA ) e equipe (professores Michael Shull e James Green e pesquisadores associados Brian Keeney , Charles Danforth , David Syphers e Cynthia Froning , bem como, da Universidade de Wisconsin-Madison , Professor Blair Savage ). Essa descoberta confirma outras já relatadas neste tópico, que evidencia a existência de muita massa não luminosa em todas as grandes galáxias e pequenas também, pelo menos.
4.12 Resumo das evidências observacionais – tópico quatro
Assim, o que observei em termos de halos de gás e poeira, para a nossa galáxia a Via Láctea , também observei, para muitas outras galáxias, algumas das quais, mostradas e analisadas nos tópicos acima, e é provável que o mesmo ocorra para quase todas as galáxias, expandindo-se para grupos, aglomerados e superaglomerados de galáxias, o que é assunto para os tópicos seguintes. A teoria para a existência dos gases em volta das galáxias e possivelmente dos aglomerados galácticos, de qualquer porte, é que os mesmos foram ejetados das galáxias hospedeiras, em explosões de supernovas ao longo história da galáxia ou dos aglomerados galácticos, e aquecidos pela radiação, em todas as frequências, emitidas pela galáxia ou galáxias. Não se cogita, que esses halos gasosos sempre estiveram ali, pois isso complicaria ainda mais a teoria de formação de galáxias, pois um gás frio já é muito difícil de se condensar, precisando de uma espécie de matéria fria, que interaja por gravidade para formar a galáxia, e um gás quente, tornaria essa uma missão impossível para a suposta matéria escura. 41
5 AGLOMERADOS GALÁCTICOS E SUA MASSA INVISÍVEL: O INVENTÁRIO CONTINUA
Depois de analisar alguns exemplos de galáxias individuais cercadas por gás, poeira e bolhas de energia, ou todos eles em conjunto, passei analisar as descobertas feitas nos aglomerados e superaglomerados galácticos, cujos primeiros exemplos apresentei nos tópicos anteriores.
5.1 Aglomerado de galáxias - Gorilla (MS1054-0321)
Em 19.08.1998 foi divulgado pelo Hubble News Space Telescope 41 , a informação de que foi encontrado um aglomerado gigante de galáxias, denominado de Gorilla (MS1054-0321) , a oito bilhões de anos-luz de distância, envolvido em uma nuvem de gás quente, de 300 milhões de graus Fahrenheit , contendo milhares de galáxias e trilhões de estrelas. O aglomerado foi identificado pela emissão de raios-X do gás quente que o envolve (cor azul na imagem a seguir), cuja emissão foi detectada em 1996 por Megan Donahue 41 , do Space Telescope Science Institute , com o satélite astronômico orbital ROSAT , numa exposição de 34 horas. A imagem divulgada é uma composição de diversas imagens obtida por três telescópios diferentes. A imagem à esquerda é composta por raios-X, em azul, feita pelo satélite ROSAT , sobreposta sobre uma imagem da mesma região feita pelo telescópio em terra, entre maio de 1992 e novembro de 1993, pelo telescópio de 88 polegadas da Universidade do Hawaii , pelos astrônomos Isabella Goia e Gerry Luppino , com uma exposição de quatro horas utilizando um filtro em infravermelho. O detalhe da caixa do centro da imagem, ressaltada à direita foi feita pelo Hubble , Wide Field Planetary Camera2 , e mostra mais detalhes das galáxias do centro do aglomerado, e a parte em infravermelho foi feita por Donahue , usando o Hubble , em 1996, com um tempo de exposição de quatro horas. Donahue ainda calculou a massa total do aglomerado, em termos de massas solares, em cerca de um quatrilhão de estrelas. Também fez cálculos da matéria escura, que equivale em até 10 vezes a da massa da matéria normal.
42
Figura 31: Aglomerado de galáxias MS1054-0321 em luz visível e raios-X
Créditos: HST Megan Donahue (STScI); Isabella Goia (Universidade do Hawaii); NASA .
Ressalte-se ainda que os cientistas ficaram espantados em encontrar um aglomerado tão massivo e tão grande, e ter se formado em tão pouco tempo, apenas 5 bilhões de anos após o Big-Bang. É claro que tal raciocínio considera a idade do Universo de acordo com a teoria do Big-Bang , mas se o Universo, for muito mais antigo do que os cerca de 14 bilhões de anos, não haveria problema algum em encontrar um aglomerado tão massivo naquela época e/ou nessa distância. É aguardar para ver a nova geração de telescópios que substituirão o Hubble , como o novo telescópio espacial James Webb 215 , que está em construção. É muito provável e muito possível que o horizonte do universo observável se expanda enormemente com essas novas janelas de observações. Daí, provavelmente, teremos um problema com um Big-Bang recente (e a inflação) e a constante de Hubble terá que ser, certamente revista, de novo.
5.2 Aglomerado de galáxias - SPT-CLJ2344-4243 em Fênix
A imagem abaixo mostra o aglomerado de galáxias SPT-CLJ2344-4243 42 situado na direção da constelação da Phoenix , localizado cerca de 5,7 bilhões de anos luz da Terra. Esta imagem é uma composição que inclui uma imagem de raios-X do Chandra, em roxo, uma imagem óptica do telescópio Blanco de quatro metros, em vermelho, verde e azul, e uma imagem em ultravioleta (UV) do Galaxy Evolution Explorer (Galex ), NASA, em azul. Os dados do Chandra mostram um imenso halo 43
de gás quente no agrupamento e as imagens óticas e UV mostram as galáxias no aglomerado e em partes próximas do céu naquela região.
Figura 32: Aglomerado de galáxias SPT-CLJ2344-4243 em Fênix
Créditos: Raios-X: NASA /CXC/MIT/M. McDonald; UV: NASA /JPL – Caltech/M. McDonald; Ótica: AURA/NOAO/CTIO/MIT/M. McDonald; Ilustração: NASA /CXC/M. Weiss
Este aglomerado é o mais poderoso emissor de raios-X de todos os aglomerados de galáxias conhecidos, cujo gás quente emite raios-X, e está entre os mais massivos aglomerados de galáxias. “Os dados também sugerem que a taxa de resfriamento de gás quente nas regiões centrais do aglomerado é a maior já observado”, em azul na ilustração à direita da imagem. (Tradução nossa) 42 . Como outros aglomerados, o Phoenix contém um vasto reservatório de gás quente, que possui mais matéria normal do que todas as galáxias do aglomerado somadas, que só pode ser detectada com o telescópio de raios-X Chandra . Este gás quente está emitindo grandes quantidades de raios-X, e está caracterizado na cor roxa na imagem à esquerda. O buraco negro da galáxia central possui massa de 20 bilhões de massas solares, e continua crescendo à razão de 60 massas solares a cada ano, crescimento este julgado insustentável a longo prazo, devendo durar uns 100 milhões de anos ainda, devendo se tornar uns dos maiores do gênero.
5.3 Aglomerado de galáxias - Abell 383 e o halo de gás quente
O aglomerado de galáxias Abell 383 , também possui um enorme halo de gás quente, mostrado na figura 33, abaixo, na cor roxa difusa, numa imagem composta de luz visível e raios-X. As observações foram feitas entre setembro e novembro do ano 2000, com uma exposição de 13 horas e 43 minutos. O aglomerado se encontra a 2,3 44
bilhões de anos-luz de distância e a imagem abrange uma região de 4,84 milhões de anos-luz de largura.
Figura 33: Aglomerado de galáxias Abell 383 e seu halo de gás quente
Créditos: Raios-X: NASA /CXC/Caltech/A. Newman et al /TelAviv/A. Morandi&M. Limousin; Ótica: NASA /STScI, ESO/VLT, SDSS
Os dados de raios-X (roxo) do Chandra na imagem composta mostram o gás quente, que é, de longe, o tipo dominante da matéria normal no aglomerado. As galáxias são mostradas com os dados ópticos do telescópio espacial Hubble (HST ), do Very Large Telescope e do Sloan Digital Sky Survey , em tons de azul e branco 43 . Ressalte-se que as imagens foram feitas com o objetivo de estudar a distribuição da matéria escura em 3-D, e que segundo o estudo feito, para esse aglomerado, ela tem a forma de uma bola oval, como a bola de futebol americano. Duas equipes de pesquisadores trabalharam no assunto, uma liderada Andrea Morandi e outra por Andrew Newman , e chegaram a conclusões diferentes sobre a concentração de matéria escura no centro do aglomerado. Enquanto a equipe de Andrea Morandi concluiu que o aumento da concentração de matéria escura em direção ao centro do aglomerado está de acordo com as simulações teóricas, a equipe de Andrew Newman , por outro lado, encontrou evidências de que tal aumento de concentração não atinge um pico tão importante como os modelos para matéria escura preveem. Ressalte-se que Newman foi muito mais preciso em seu trabalho, chegando a analisar estrelas das galáxias da região a apenas 6.500 anos-luz do centro do aglomerado, ao passo que Morandi , chegou a apenas 80 mil anos-luz. 45
Assim a conclusão de Newman pode ser mais robusta do que a de Morandi , em relação aos modelos teóricos que a matéria escura deveria obedecer. Se a falta dela for confirmada no centro do aglomerado Abell 383 , a conclusão a que se chega é de que melhorias teóricas precisam ser feitas de como se comporta a matéria normal no centro de aglomerados galácticos, ou pode mostrar ainda que as partículas de matéria escura podem interagir umas com as outras, ao contrário do que preveem os modelos teóricos mais aceitos sobre a matéria escura. Ou ela não existe, seria a outra opção lógica.
5.4 Aglomerados de galáxias - Abell 399 e Abell 401
O observatório astronômico orbital Planck , da ESA , descobriu no final de 2012, que dois aglomerados de galáxias, o Abell 399 e o Abell 401 , além de possuírem halos de gás quente, estavam ligados por uma imensa ponte do mesmo gás quente, que se estende por uma distância de 10 milhões de anos-luz. O gás quente possui temperatura elevada, calculada pelas emissões de raios-X detectados pelo observatório alemão Rosat, de cerca de 80 milhões de graus Celsius 44 . Essa foi a primeira vez que foi utilizada uma nova técnica de detecção do Planck para encontrar gás quente entre aglomerados galácticos, conhecida por técnica de efeito SZ , Sunyaev-Zeldovich , nomes dos cientistas que a descobriram. A técnica consiste em detectar a interação da radiação cósmica de fundo (CMB ) com o gás quente que permeia essas imensas estruturas cósmicas, quando isso acontece, a sua energia sofre modificações de uma forma característica, um fenômeno conhecido como efeito SZ .
Figura 34: Aglomerado de galáxias Abell 399 e Abell 401e a ponte de gás entre eles
Créditos: Efeito Sunyaev–Zel’dovich: ESA Planck Colaboração; imagem ótica: STScI Digitized Sky Survey 46
5.5 Aglomerado de galáxias: Abell 222 e Abell 223
O observatório espacial XMM -Newton , em 2008, descobriu outro aglomerado de galáxias, semelhante ao Abell 399 e Abell 401 , também ligados por uma ponte de galáxias e gás, é o aglomerado Abell 222 e o Abell 223 . O processo de detecção foi através da emissão de raios-X, emitida pelo gás quente que envolve os dois aglomerados e da ponte de gás entre os dois. A imagem ótica foi obtida pela Câmera Suprime , do telescópio Subaru , a imagem em raios-X do gás difuso, foi obtida pelo XMM-Newton 45 .
Figura 35: Aglomerado de galáxias Abell 222 e Abell 223
Créditos: ESA/XMM-Newton /EPIC/ESO (J. Dietrich) /SRON (N. Werner) /MPE (A. Finoguenov)
5.6 Aglomerado de galáxias: Abell 3128
A imagem de raios-X feita em dezembro de 2007, pelo observatório orbital XMM-Newton 46 mostra a nuvem de gás quente que envolve o aglomerado de galáxias, muito parecida com os dois aglomerados que vimos anteriormente.
47
Figura 36: Aglomerado de galáxias Abell 3128
Créditos: ESA / XMM/ EPIC/ SRON (N. Werner et al.)
5.7 Aglomerado de galáxias - MS 0.735,6 7421 (MS 0735) - duas visões
As duas imagens abaixo, figuras 37 e 38, mostram uma composição de imagens do aglomerado de galáxias MS 0.735,6 7421 (MS 0735 ), e suas imensas nuvens de gás quente, que emitem raios-X e ondas de rádio, além de duas enormes bolhas, vazios, (figura 38) com 640 mil anos-luz cada uma, quase sete vezes o diâmetro da Via Láctea , cada, criadas pelo potente buraco negro existente na galáxia central. Podemos ver os imensos vazios, escuros com pouco gás em seu interior, acima e abaixo do núcleo da galáxia central 47 . A temperatura do gás quente chega a 50 milhões de graus Celsius . Para criar as cavidades escuras, deslocando o gás quente que tinha na região, com massa estimada em pelo menos um trilhão de vezes a massa do Sol, a pressão exercida foi imensa, o equivalente a cerca de 10 trilhões de vezes a massa do sol, nos últimos cem milhões de anos. O aglomerado de galáxias fica em direção à constelação de Camelo Pardalis , a 2,6 bilhões de anos-luz de distância, e foi fotografada em novembro de 2003, pelo observatório Chandra , em 13 horas de exposição.
48
Figura 37: Aglomerado de galáxias MS 0.735,6 7421 (MS 0735) em raios-X
Créditos: NASA / CXC / Ohio U / B. McNamara
A figura 38 mostra o mesmo aglomerado em imagem composta pelo Hubble , luz visível, obtida em 2006; o Chandra , raios-X (cor azul na imagem), em novembro de 2003 e pelo Very Large Array , do Novo México , em ondas de rádio (a parte vermelha), em junho de 1993. As cavidades são preenchidas com partículas carregadas girando em torno de linhas de campo magnético e emitem ondas de rádio no processo.
Figura 38: Imagem composta do aglomerado de galáxias MS 0.735,6 7421 (MS 0735) em raios-X
Créditos: Raios-X: NASA /CXC/Univ. Waterloo/B. McNamara; ótica: NASA/ESA /STScI/Univ. Waterloo/B. McNamara; Rádio: NRAO /Ohio Univ./L. Birzan et al. 49
5.8 Aglomerado de galáxias - Abell 1689
O aglomerado Abell 1689 está localizado a 2,3 bilhões de anos-luz de distância e está imerso em uma nuvem de gás quente com temperatura de 100 milhões de graus Celsius , que emite raios-X, detectado pelo observatório Chandra , e que na imagem aparece em cor púrpura, de aparência suave. O telescópio Hubble fez a imagem em luz visível, caracterizado aqui em cor amarela. As imagens foram feitas em 15/04/2004 e 03/09/2006, com uma exposição de 53 horas 48 . Os arcos visualizados na imagem óptica são causados por lentes gravitacionais das galáxias de fundo e pela matéria no aglomerado de galáxias. Este é o maior sistema de arcos já encontrado. Mais estudos deste aglomerado de galáxias são necessários para explicar a falta de acordo entre a massa estimada com base nos dados de raios-X e a estimada para efeito das lentes gravitacionais. Trabalho anterior de pesquisa sugere que filamentos – superestruturas com centenas de galáxias – estão localizados perto deste aglomerado de galáxias, ao longo de nossa linha de visão para este conjunto, o que pode alterar a massa estimada para o sistema de lentes gravitacionais.
Figura 39: Aglomerado de galáxias Abell 1689
Créditos: Raios-X: NASA /CXC/MIT/E.- H. Peng et al.; luz visível: NASA /STScI 50
5.9 Aglomerado de galáxias: 2XMM J083026 524133
Este aglomerado foi encontrado, pelo observatório espacial XMM-Newton (ESA ), e era o maior grupo de galáxias conhecido, até 2008. É o aglomerado 2XMM J083026 524133 , possuidor de cerca de mil galáxias. A confirmação foi feita com o Telescópio Binocular Grande no Arizona , terrestre, e a imagem em azul, mostra os raios-X emitidos pelo gás quente, de 100 milhões de graus Celsius . O aglomerado se encontra a 7,7 bilhões de anos-luz de distância 49 .
Figura 40: Aglomerado de galáxias 2XMM J083026 524133
Créditos: ESA XMM-Newton /EPIC, LBT/LBC, AIP (J. Kohnert) 51
5.10 Um aglomerado de galáxias gigante e distante: RDCS 1.252,9-2.927
A imagem abaixo é uma imagem colorida composta do aglomerado de galáxias, chamado de RDCS 1.252,9-2927 , que fica em direção à constelação da Hidra :
Figura 41: Um aglomerado gigante nos confins do tempo RDCS 1.252,9-2927
Créditos: Raios-X: NASA / CXC / ESO / P. Rosati et al.; ótica: ESO / VLT / P. Rosati et al.
Os raios-X (em roxo) são criados pelo gás quente de 70 milhões de graus Celsius , que envolve o aglomerado, e a luz visível (em vermelho, amarelo e verde) das galáxias no aglomerado (obtidas pelo ESO/VLT ). Os raios-X foram capturados pelo Chandra e dados do XMM-Newton mostram que este aglomerado foi totalmente formado há mais de oito bilhões de anos atrás, e tem uma massa de pelo menos 200 trilhões de vezes a do sol. Está a uma distância de 8,5 bilhões de anos luz, e é o aglomerado mais massivo já observado em um estágio inicial na evolução do Universo, segundo a análise da equipe de cientistas50 . As observações foram feitas entre 18 e 20 de março de 2003, com 52 horas de exposição. 52
O aglomerado é visto como era há apenas 5 bilhões de anos após o Big- Bang e tem uma abundância de elementos como o silício, enxofre e ferro semelhante aos de aglomerados observados em épocas mais recentes. O gás do aglomerado, infere-se, deve ter sido enriquecido por elementos pesados sintetizados nas estrelas e, finalmente, expulso das galáxias, segundo a teoria de formação dos elementos químicos pelas estrelas, atualmente em voga. As abundâncias relativas desses elementos pesados são indicadores da história de formação de estrelas das galáxias. As observações do RDCS 1.252,9- 2927 são consistentes com a teoria de que a maioria dos elementos pesados foram criados em estrelas massivas há cerca de 11 bilhões de anos, segundo os cientistas. A grande massa do aglomerado também é significativa. A teoria atual em voga para a formação de aglomerados é que eles são formados a partir da fusão de muitos subgrupos de galáxias em um universo dominado por matéria escura fria não-bariônica - partículas subatômicas hipotéticas que sobraram do universo denso no seu início. Matéria escura fria recebeu o seu nome a partir do pressuposto de que essas partículas de matéria escura se moviam lentamente quando galáxias e aglomerados de galáxias começaram a se formar. Em virtude de que o processo de fusão leva tempo, há um limite para o quão rápido um aglomerado pode crescer e, portanto, quão grande pode ser nas épocas iniciais do Universo. A existência de um aglomerado tão grande como RDCS 1.252,9-2927 é consistente com a hipótese de matéria escura fria, mas a descoberta de mais desses aglomerados de galáxias maciços representaria um sério desafio para a teoria. Um grande teste virá com os astrônomos que buscam ligações evolutivas entre RDCS 1.252,9-2.927 e os recentemente descobertos proto- aglomerados, tais como 4C4.17 e o 3C294 , que se formaram há 12 bilhões de anos, apenas 1,3 a 1,9 bilhões de anos após o Big-Bang 51 .
5.11 Novas Nuvens de Hidrogênio são descobertas no grupo de galáxias M81
Uma equipe de astrônomos, utilizando o radiotelescópio Green Bank Telescope (GBT ), da Fundação Nacional de Ciências (EUA ), descobriu que o grupo de galáxias M81 , estava envolto em imensas nuvens de gás hidrogênio intergaláctico, cuja massa fica entre 14 e 57 milhões de vezes a massa de nosso Sol, conforme noticiado em 10 de janeiro de 2008 no sítio da Phys.Org .52 . Na figura abaixo, do aglomerado, as galáxias são mostradas em luz visível, na cor branca, as nuvens de hidrogênio inicialmente encontradas, estão em verde, e as novas nuvens de hidrogênio descobertas, em amarelo. As galáxias se encontram a 11,8 milhões de anos-luz da Terra e estão em interação gravitacional. 53
Os astrônomos apresentaram suas conclusões para a reunião da American Astronomical Society, em Austin , Texas , EUA , naquela data.
Figura 42: Cinco nuvens de hidrogênio (em amarelo) envolvem as galáxias M81 e seu satélite M82
Créditos: Chynoweth et al., NRAO/AUI/NSF , Digital Sky Survey
5.12 Aglomerado de galáxias Abell 2029 : milhares de galáxias imersas em nuvens de gás quente
O observatório astronômico orbital de raios-X, Chandra , descobriu que o aglomerado de galáxias Abel 2029 é composto por milhares de galáxias (Veja figura 43, imagem ótica à direita, abaixo) e está imerso em uma nuvem de gás, imagem de raios-X à esquerda, abaixo. Os astrônomos também inferiram a existência de uma massa de matéria escura equivalente a cem trilhões de vezes a de nosso Sol 53 . No centro deste aglomerado gigante, existe a maior galáxia elíptica conhecida e a maior galáxia de qualquer tipo conhecida, a IC 1101 , que se imagina tenha se formado pela fusão de galáxias menores 54 . Ver figura 44, abaixo.
54
Figura 43: Aglomerado de galáxias Abel 2029 e sua nuvem de gás quente
Créditos: Raios-X: NASA /CXC/UCI/A. Lewis et al. Luz Visível: Pal. Obs. DSS
Essa supergaláxia possui um diâmetro de 5,5 milhões de anos-luz e se encontra a um bilhão de anos-luz de distância da Terra e estima-se que tenha cerca de 100 trilhões de estrelas. Só para comparação, nossa Via Láctea possui 100 mil anos-luz de diâmetro e entre cem e duzentas bilhões de estrelas. As observações do aglomerado foram feitas em 12 de abril de 2000, por um período de 6 horas.
Figura 44: Comparativo entre a IC1101 e nossa Via Láctea
Créditos: Universum Brasil, 2013. 7 A imagem do Chandra mostra um aumento gradual de intensidade dos raios-X por todo o caminho para a galáxia central do aglomerado. Estes raios-X são produzidos pelo gás quente de milhões de graus[...]. 53
7 Disponível em:
5.13 Aglomerado de galáxias MACS J0717.5 3745 e sua nuvem de gás quente
A imagem a seguir, é uma composição de imagens feita pelos telescópios orbitais Hubble da NASA/ESA e pelo Observatório de Raios-X Chandra , e foi disponibilizada em 16.04.2009, no site da Wikipédia , em inglês, e mostra o enorme aglomerado de galáxias MACS J0717.5 3745 55 (MACS J0717, para abreviar), onde quatro aglomerados de galáxias separados foram envolvidos em uma colisão. É a primeira vez que tal evento foi observado. O gás quente é mostrado em uma imagem do Observatório de Raios-X Chandra, da NASA , e as galáxias são mostradas em uma imagem óptica do Telescópio Espacial Hubble da NASA /ESA . O gás quente é colorido em cores diferentes para mostrar as diferentes temperaturas. Onde o gás, com temperatura mais baixa é mostrada em roxa avermelhada, o gás mais quente é em azul, e as temperaturas intermediárias, são mostradas em roxo. As colisões repetidas no MACS J0717 são causadas por um fluxo de galáxias com 13 milhões de anos-luz de comprimento, gases e matéria escura - conhecida como um filamento - que se espalha em uma região já cheia de matéria. Uma colisão entre o gás em dois ou mais conjuntos faz com que o gás quente desacelere. No entanto, as galáxias maciças e compactas não desaceleram tanto quanto o gás faz, e assim seguem em frente. Por conseguinte, a velocidade e direção de movimento de cada conjunto - perpendicular à linha de visão - podem ser estimadas através do estudo do deslocamento entre a posição média das galáxias e o pico do gás quente (tradução nossa)55 .
Figura 45: Aglomerado de galáxias MACS J0717.5 3745 e sua nuvem de gás quente
Créditos: NASA , ESA , CXC, C. Ma, H. Ebeling e E. Barrett (Universidade do Hawaii/ IFA), et al. e STScI 56
O MACS J0717 está localizado a cerca de 5,4 bilhões de anos-luz da Terra. Ele é um dos aglomerados de galáxias mais complexos já observados.
5.14 O aglomerado de galáxias de maior massa já descoberto – o El Gordo
Em 03.04.2014, a NASA divulgou a descoberta pelos pesquisadores do Telescópio Espacial Hubble , do aglomerado de galáxias com maior massa já descoberto, com centenas de galáxias, chamado de El Gordo 56 , em espanhol, também conhecido por ACT-CL J0102-4915 , mostrado na figura 46, a seguir.
Figura 46: O aglomerado de galáxias mais massivo conhecido, o El Gordo , o Gordo
Créditos: NASA , ESA , e J. Jee (Universidade da Califórnia, Davis)
A massa do aglomerado foi estimada em três milhões de bilhões de vezes a massa do nosso Sol. Dados do Hubble mostram que o aglomerado se encontra a 9,7 bilhões de anos-luz de distância da Terra e possui 43% mais massa do que as estimativas anteriores. O aglomerado também possui considerável massa em forma de gás quente, como os demais que já apresentei neste artigo, sendo que a maior parte da massa se encontra, justamente, no gás quente, que permeia todo o aglomerado. A técnica utilizada para medir a massa do aglomerado é a que utiliza a lente gravitacional fraca (prevista por Einstein ), e graças à resolução do Hubble , foi possível fazer o trabalho.
O imenso tamanho de El Gordo foi relatado pela primeira vez em janeiro de 2012. Astrônomos estimaram a sua massa com base em observações feitas pelo Observatório de raios-X Chandra da NASA, e as velocidades das 57
galáxias foram medidas pelo Very Large Telescope, à disposição do Observatório Europeu do Sul, em Paranal, Chile. Eles foram capazes de unir as estimativas de massa do aglomerado com base nos movimentos das galáxias que se deslocam dentro do aglomerado e as temperaturas do gás quente entre essas galáxias. (Tradução nossa)56 .
A imagem foi composta com várias imagens do Hubble , pois o aglomerado é muito grande para apenas uma tomada. Considera-se que o aglomerado é fruto de uma imensa fusão de dois aglomerados de galáxias, que pela nossa linha de visão, a colisão é observada “de lado”. Considera-se que tais aglomerados gigantes são muito raros no início do universo, com base nos modelos cosmológicos atuais, mas é semelhante a outros já aqui relatados, o que complica a eficácia dos modelos teóricos em dar conta das observações.
5.15 O quasar 3C295 imerso em uma enorme nuvem de gás quente
Há cerca de 30 anos atrás, quando resolvi me aprofundar nos estudos de astronomia e astrofísica, o quasar 3C295 (também denominado Cl 1409 524 ) era uma curiosidade astrofísica, por ser uma fonte extremamente brilhante em sinais de rádio, dada à sua distância cosmológica, cerca de 4,7 bilhões de anos-luz, localizado em direção da constelação do Boötes . Posteriormente descobriu-se, que ele é um aglomerado de galáxias, envolto em uma enorme nuvem de gás quente, com cerca de 50 milhões de graus Celsius , que irradia raios-X. A principal fonte emissora de ondas de rádio era uma galáxia elíptica gigante localizada no centro do aglomerado de galáxias. Veja imagem abaixo, em raios-X, captada pelo observatório espacial de raios-X, Chandra 57 . O aglomerado de galáxias, cujo centro é ocupado pelo quasar 3C295 , possui mais de uma centena de galáxias, cuja luminosidade é ocultada pelos raios-X na imagem abaixo, e um diâmetro de mais de dois milhões de anos-luz. Os raios-X estão concentrados em três pontos brilhantes, visíveis na imagem, que formam uma linha. O Ponto central coincide com o centro da galáxia, e deve ser produzido por queda de matéria que cai dentro do buraco negro supermassivo. Os outros dois pontos são as “cabeças” de dois lóbulos de energia que emitem ondas de rádio, e possuem cerca de 100 mil anos-luz de comprimento total (o diâmetro aproximado da Via Láctea). A imagem foi feita em 30.08.1999, com um tempo de observação de 6 horas.
58
Figura 47: Quasar 3C295
Créditos: NASA / CXC / SAO
5.16 O aglomerado de galáxias de Hidra-A e sua nuvem de gás quente
O aglomerado de Hidra -A, mostrado em raios-X na figura a seguir, localiza-se a cerca de 840 milhões de anos-luz da Terra. A principal fonte de raios-X do aglomerado está localizada em uma galáxia perto do centro do aglomerado. As observações em luz visível mostram algumas centenas de galáxias no aglomerado. Uma enorme nuvem de gás quente envolve o aglomerado, com uma temperatura de cerca de 40 milhões de graus, nas suas partes exteriores, decrescendo a cerca de 35 milhões de graus na região interna. O aglomerado mede vários milhões de anos-luz de diâmetro. A imagem foi feita em 30.10.1999, com um tempo de observação de sete horas 58 . A imagem seguinte (figura 49), do mesmo aglomerado, com melhor resolução, mostra as emissões de raios-X em azul, nas temperaturas de 10 milhões de graus (a imagem anterior mostrava as emissões do gás aquecido entre 35 e 40 milhões de graus), efetuada pelo Chandra 59 . Os jatos de emissão de rádio foram observados pelo Very Large Array , e estão mostrados em rosa e se estendem por cerca de 400 mil anos-luz. Os dados óticos (em amarelo) foram feitos pelo telescópio Canadá-França-Havaí e do Digitized Sky Survey, e mostra galáxias no aglomerado.
59
Figura 48: Aglomerado de galáxias Hydra -A e nuvem de gás emissora de raios-X
Créditos: NASA /CXC/SAO
Uma análise mais detalhada dos dados mostrou que o gás localizado ao longo da direção do jato de rádio possui grande quantidade de ferro e outros metais. Os cientistas inferem que o ferro e os outros elementos foram produzidos por explosões de estrelas chamadas supernovas tipo Ia , na grande galáxia no centro do aglomerado, e que cerca de 10 a 20 por cento do ferro da galáxia central foi deslocado. A presença de ferro também tem implicações mais à frente, quando tratarmos da MOND . A imagem mostra, em luz visível, emissões de raios-X em azul e jatos emitidos pelo buraco negro central, em rosa.
Figura 49: Aglomerado de Hidra-A Os jatos emitidos pelo buraco negro central empurraram o gás quente do aglomerado para fora e para os lados, formando enormes vazios, dentro do gás quente, que se estendem, por até 670 mil anos-luz, o maior deles. As imagens foram feitas em quatro ocasiões diferentes entre 30.10.1999, e 23.10.2004, com um tempo total de observação de 62 horas 59 .
Créditos: Raios-X: NASA / CXC / U. Waterloo / C. Kirk Patrick et al.; Rádio: NSF / NRAO / VLA; ótica: Canadá-França-Hawaii-Telescópio /DSS 60
5.17 O superaglomerado de galáxias Coma (Abell 1656 ) e seu reservatório de gás quente
O superaglomerado de galáxias, que fica localizado em direção à constelação de Coma Berenices , possui mais de três mil galáxias identificadas, junto com o aglomerado de Leo (Abell 1367 ), é um dos dois grupos principais que compõem o superaglomerado Coma . Esse superaglomerado está a 280 milhões de anos-luz de distância da Terra 60,61 . O aglomerado, com cerca de 20 milhões de anos-luz de diâmetro, também está envolto e imerso em uma massa de gás quente, que emite raios-X (os raios-X são emitidos com temperaturas entre 10 e 100 milhões de graus), além de possuir também, conforme detectado, ferro e possivelmente outros metais, como observado no aglomerado de Hidra-A. Predominam em Coma , as galáxias elípticas e lenticulares. As duas galáxias elípticas gigantes, que fazem parte do aglomerado são muito brilhantes em raios-X, a NGC 4889 e NGC 4874 , localizadas em cada lado do centro do aglomerado, como podem ser vistas nas figuras abaixo. Destaque-se a coloração dos componentes da imagem: comprimento de onda longo de infravermelho (em vermelho), comprimento de onda curto infravermelho (em verde), e luz visível. As muitas manchas verdes fracas são galáxias anãs no superaglomerado.
Figura 50: Imagem composta do aglomerado de galáxias Coma (Abell 1656 ).
Créditos: NASA / JPL - Caltech / GSFC / SDSS 61
A imagem seguinte mostra o mesmo aglomerado, também visto por diferentes observatórios, e nos dão uma melhor visualização do gás quente que envolve o aglomerado. As emissões do ferro detectadas permitem aos cientistas inferirem que tal ferro é produto de estrelas que explodiram espalhando seu conteúdo pelo espaço intergaláctico, segundo as teorias de formação dos elementos em estrelas. Observei, de acordo com as fontes consultadas, diferentes distâncias para o aglomerado de galáxias, entre 280 e 331, e até 450 milhões de anos-luz. Na imagem abaixo, a distância informada é de 300 milhões de anos-luz, e foi apresentada em 15.09.2010 62 .
Figura 51: Aglomerado de Coma como visto por dois observatórios orbitais
Créditos: Imagem do Planck : ESA / LFI & HFI Consortia; Imagem ROSAT : Max-Planck -Institut für extraterrestrische Physik ; Imagem DSS: NASA , ESA , e o Digitized Sky Survey8.
8Agradecimentos: Davide De Martin ( ESA /Hubble )
62
A imagem acima, no painel superior esquerdo, mostra o efeito Sunyaev- Zel'dovich , obtida com o observatório orbital Planck e a emissão de raios-X (canto superior direito), capturada com o ROSAT .
As cores em ambas as imagens mapearam a intensidade dos sinais medidos. Os contornos de raios-X também são sobrepostos na imagem do Planck como um auxílio visual. Como comparação, as imagens são mostradas sobrepostas à uma imagem ótica feita do aglomerado Coma, pela Digitized Sky Survey nos dois painéis inferiores. (Tradução nossa de parte da referência imediatamente acima) 62 .
Na imagem, as galáxias são representadas pelos pontos brilhantes, sendo que as duas maiores galáxias estão no centro da imagem, imersas no vermelho. A graduação da intensidade dos raios-x fica nas cores azul, verde, amarela e vermelha. Outra descoberta muito interessante feita em Coma 63 são os filamentos de gás, emissores de raios-X, mapeados e descobertos pelo Chandra, da NASA e pelo XMM-Newton , da ESA , abaixo, publicada em 20 de setembro de 2013.
Figura 52: Filamentos gasosos no aglomerado Coma
Créditos: Raios-X: NASA /CXC/MPE/J. Sanders et al.; Ótica: Sloan Digital Sky Survey – SDSS
63
As observações que deram origem à imagem acima, foram feitas em 13 ocasiões diferentes, entre novembro de 1999 e abril de 2012, com 151 horas 35 minutos (6 dias, 7 horas e 35 min.). Os dados do Chandra são apresentados em rosa e os do Sloan Digital Sky Survey SDSS em branco e azul. Os dados do Chandra foram processados para que os braços filamentosos pudessem ser vistos. Os raios-X são emitidos devido à temperatura do gás ser de milhões de graus, sendo que as galáxias do superaglomerado respondem por apenas 1/6 da massa do gás quente.
Apenas a emissão de raios-X mais brilhante é mostrada aqui, para enfatizar os braços, mas o gás quente está presente ao longo de todo o campo de visão. (Tradução nossa, de parte da referência imediatamente acima) 63 .
Em junho de 2015, foi relatada a descoberta de centenas de galáxias de baixo brilho, algumas tão grandes quanto a Via Láctea no aglomerado Coma 217 . Tal descoberta foi feita após o relato da descoberta de 47 galáxias de baixo brilho - ultra diffuse galaxies – UDGs, também em 2015, por van Dokkum - et al . (op.cit). Agora mais 800 galáxias vieram se juntar às 47 inicialmente descobertas. Estima-se que o número chegue a mil galáxias, 332 das quais, com massa equivalente à Via Láctea. Tais descobertas foram feitas com o telescópio espacial japonês, Subaru , e as novas galáxias estão distribuídas em volta do centro do aglomerado de Coma.
5.18 O Aglomerado Coma – além do gás quente o espaço intergaláctico contém poeira fria
Em 06.11.1997 foi relatada a descoberta de poeira pela primeira vez no, aparentemente, vazio intergaláctico, também, no aglomerado de Coma, pelo Observatório Espacial Infravermelho (ISO), da Agência Espacial Europeia (ESA) 64 . A descoberta foi feita por astrônomos alemães e finlandeses, e a poeira intergaláctica tem sua concentração aumentada em direção ao centro do aglomerado de galáxias. Até então, pensava-se que o espaço vazio intergaláctico deveria ser extremamente limpo, preenchido apenas com traços muito finos de gás invisível, conforme já vimos neste artigo:
[...] A detecção de poeira pelo ISO significa que o Universo é menos transparentes do que os astrônomos têm assumido. Sua vidraça cósmica é um pouco suja e inferências em larga escala com base nos brilhos de galáxias distantes e quasares podem ser afetados. As emissões provenientes da poeira intergaláctica foram efetuadas pelo fotômetro ISOPHOT.
64
[...] O fotômetro ISOPHOT no ISO é o único instrumento existente capaz de fazer essa detecção, diz Lemke. A poeira intergaláctica é tão fria que precisamos de um telescópio muito frio para detectá-la. As fortes emissões do pó estão em um comprimento de onda de 0,1-0,2 milímetros, o que não pode ser bem observada a partir da Terra. O telescópio do ISO está no espaço, e é refrigerado por hélio superfluído para manter-se em 2 graus acima do zero absoluto. O ISOPHOT é o instrumento do ISO que mede as intensidades de infravermelho em comprimentos de onda mais longos, de até 0,2 milímetros. (ESA. ISSO, 1997). (Tradução nossa). 64
O gás intergaláctico existente no aglomerado de galáxias de Coma está a uma temperatura de cerca de 80 milhões de graus, conforme foi descoberto pelo ROSAT . “A poeira intergaláctica (no espaço entre as galáxias) também pode estar presente em nossa galáxia, mas como é um grupo muito pequeno de galáxias, a poeira pode ser muito dispersa e escassa”. (Tradução nossa) 64 .
Uma equipe de astrônomos, a partir do Observatório de MPIA Heidelberg e Helsínqui, esperava que a poeira intergaláctica poderia ser mais fácil de se reconhecer em um grande aglomerado de galáxias. Eles escolheram o Cluster Coma , que preenche uma área do céu duas vezes maior que a Lua Cheia, embora esteja a cerca de 450 milhões de anos-luz de distância.
O ISO esquadrinhou o Cluster Coma duas vezes, ao longo de diferentes seções transversais, medindo com ISOPHOT suas emissões de raios infravermelhos de longo comprimento de onda. O palpite do time alemão- finlandês acabou por ser correto. As emissões que indicam a presença de poeira intergaláctica foram muito mais fortes em direção ao centro aglomerado do que nas extremidades. (Tradução nossa) 64 .
As partículas de poeira são muito frias, ficando sua temperatura entre menos 220 e menos 250 graus Celsius (negativos). Tal temperatura muito baixa, no meio de um gás muito quente, com temperaturas da ordem de 80 milhões de graus, é devido ao fato de que o gás é extremamente tênue, por isso não pode aquecer as partículas de poeira (cuja composição química não foi informada nos artigos que tive acesso, mas descobriu-se ferro, no aglomerado de Hidra-A, o que pode ser um dos componentes da poeira). À medida que o tempo passa os impactos dos átomos de gás, vão acabar erodindo as partículas de poeira, de forma, que segundo cálculos, em cerca de 100 milhões de anos o pó não mais existirá. A forma das nuvens de poeira intergaláctica acompanha a forma do aglomerado de galáxias, em formato de um ovo, conforme foi observado pelo observatório ISO . O aglomerado de Coma está colidindo com um aglomerado menor, alterando a sua forma. Os astrônomos que estudaram o aglomerado descobriram que as duas galáxias centrais, as maiores do grupo, não aparecem no infravermelho que mostra a poeira intergaláctica. Presumiram , então, que a poeira observada no meio intergaláctico deve ser oriunda das duas galáxias centrais, cujos ventos cósmicos sopraram a poeira para fora das mesmas durante o processo de colisão do 65
aglomerado. “Isso pode ser uma típica maneira de como as nuvens de poeira intergalácticas surgem, em todo o universo. ” (Tradução nossa).64 A conclusão que os autores do artigo chegaram é que a densidade de poeira é muito tênue, pois do contrário já a teriam descoberto há muito tempo.
Pequenas quantidades de poeira podem, no entanto, ter um grande efeito. Dentro da nossa própria Via Láctea, poeira compreende apenas 0,1 por cento da matéria visível, mas o centro da galáxia parece mil vezes menos brilhante do que ele seria na ausência de poeira.
A poeira intergaláctica recém-descoberta é muito escassa para ocultar quaisquer galáxias totalmente, na forma de nuvens de poeira escura na Via Láctea que apaga algumas estrelas individuais. O espaço intergaláctico permanece tão transparente à luz visível que os astrônomos podem observar galáxias e quasares à bilhões de anos-luz no espaço. O efeito da poeira intergaláctica na nossa visão desses objetos distantes é sutil.
Quantidades moderadas de pó podem intervir, dentro de nossa própria galáxia, fazendo muitas estrelas parecerem mais vermelhas e mais escuras do que elas realmente são. Como resultado, os astrônomos podem subestimar a luminosidade de uma estrela, ou superestimar a sua distância. Da mesma forma as comparações entre as galáxias e quasares que confiam em seus brilhos relativos podem estar com defeito, se não houver intervenção significativa de poeira. Discrepâncias nas contagens e cores de galáxias e quasares, próximas e distantes, levaram alguns cosmólogos a imaginar que a poeira intergaláctica pode estar lançando uma sombra sobre a cena cósmica.
A descoberta de ISO confirma a sua suspeita. Nos esforços contínuos para medir o tamanho e a idade do Universo e estudar a evolução das galáxias, os astrônomos terão de considerar o escurecimento devido à poeira intergaláctica. Galáxias muito mais jovens do que a Via Láctea, visto a grandes distâncias, são, possivelmente, mais luminosas do que parecem. (Tradução nossa) 64 .
A figura 53, abaixo, mostra o gráfico do pico de poeira no centro do aglomerado galáctico, bem como o escaneamento em direções diferentes, que se cruzam no centro do aglomerado, não deixando dúvida sobre a localização da poeira 65 . O ISO também descobriu poeira fria no aglomerado de galáxias em Virgem , conforme relatado em agosto de 2005, por L. Metcalf et al., no Journal Space Science Review 66 . Com base nessas descobertas do ISO , é possível inferir, que se novas pesquisas forem feitas com a mesma sistemática e equipamentos e mesma finalidade acima relatados, em outros aglomerados de galáxias, até o seu limite de resolução, é possível e provável, que se descubra mais poeira fria e metais intergalácticos, principalmente, em aglomerados em colisão, contribuindo para aumento da massa central dos referidos sistemas, sendo somente visível em infravermelho. 66
Figura 53: Curva de detecção, em infravermelho, da poeira intergaláctica em Coma e direções de escaneamento do aglomerado.
Créditos: Gráfico do ISO e escaneamento de linhas: ESA/ISO , M. Stickel, D. Lemke & equipe ISOPHOT , imagem de luz visível: STScIDigitized Sky Survey; contornos de raios-X: Rosat Data Archive & S. White, A. Vikhlinin.
Tais descobertas são muito relevantes para a teoria da MOND , como veremos mais à frente, pois é uma evidência de que um último problema ainda não resolvido por essa teoria, já pode ter sido equacionado, ou parcialmente equacionado, com estas descobertas, realizadas em 1997 e atualizadas em 2005.
67
5.19 O Aglomerado de Perseu – ferro e outros metais dispersos pelo aglomerado – mais massa bariônica encontrada
Em 01.11.2013, a NASA , através do Goddard Space Flight Center, em Greenbelt, Maryland (EUA ), divulgou a descoberta de ferro no aglomerado de galáxias Perseus . O mapeamento mostrou que o ferro se estende por todo o aglomerado de galáxias, ou seja, por mais de 11 milhões de anos-luz, e a sua concentração é uniforme em todas as direções, e o aglomerado, possui grande massa de gás quente que emite raios-X67 . Tal descoberta é fruto de trabalho de pesquisa que ocorreu entre os anos 2009 e 2011, por “pesquisadores do Instituto Kavli de Astrofísica de Partículas e Cosmologia (KIPAC ) usando recursos exclusivos do observatório orbital de raios-X Suzaku , Japonês, para mapear a distribuição de ferro em todo o aglomerado de galáxias de Perseus ”. (Tradução nossa) 67 .
De acordo com as observações do Suzaku, a quantidade total de ferro contido no gás que permeia o aglomerado chega a valores de 50 bilhões de vezes a massa do nosso Sol, com cerca de 60 por cento, localizado na metade externa do aglomerado. (Tradução nossa) 67 .
Os pesquisadores propõem um cenário para a produção de tanto ferro, por espaços tão vastos, destacando que tal produção deve ter ocorrido entre 10 e 12 bilhões de anos atrás, quando o Universo estava numa época de nascimento de grande quantidade de estrelas, de acordo com a teoria do Big-Bang , relativamente à parte que trata da formação dos elementos químicos, que em seguida explodiam em supernovas, tipo: Ia , e espalhando matéria por todo o espaço, inclusive o ferro.
Se o nosso cenário estiver correto, então essencialmente todos os aglomerados de galáxias com massas semelhantes ao aglomerado Perseus deve mostrar as concentrações de ferro semelhantes e distribuições suaves longe do centro, disse Ondrej Urbano de KIPAC. (Tradução nossa) 67 .
O aglomerado de Perseus, como outros, possui também, enormes quantidades de gás quente, e neste caso, chega a 100 milhões de graus Celsius , emitindo, dessa forma, raios-X. A figura abaixo apresenta a distribuição emissão de raios-X fraco ao longo de oito direções diferentes no aglomerado de galáxias de Perseus , e é mostrado aqui em cor falsa. Cores mais azuis indicam emissão de raios-X mais fracos. O círculo tracejado marca a fronteira efetiva do aglomerado, onde novo gás está entrando agora.
68
Figura 54: Aglomerado de Perseus e sua emissão de raios-X
Créditos: NASA /ISAS/DSS/O. Urban et al., MNRAS
O aglomerado de Perseus está localizado a cerca de 250 milhões de anos-luz, e está na mesma direção da constelação de mesmo nome, e é a fonte mais brilhante e mais próxima fora de nossa galáxia, tornando possível a pesquisa pelo telescópio Suzaku . Foram feitas 84 observações pela equipe operadora do telescópio, que mapeou a distribuição de ferro em gás fraco, no aglomerado de galáxias, em oito direções diferentes, mostradas no mapa radial acima. A onda de choque do gás caindo em direção ao centro do aglomerado aquece o gás de ferro, emitindo raios-X. Tal descoberta vem reforçar a descoberta feita do aglomerado de Cabeleira de Berenice (Coma Berenices ), de matéria invisível composta de poeira intergaláctica, que aumenta a massa do aglomerado, e tem impactos na aplicabilidade da MOND , justamente em grandes aglomerados galácticos, em que é necessária mais matéria escura, bariônica, neste caso, para explicar a dinâmica das galáxias do aglomerado (sem precisar da matéria escura fria não bariônica, prevista no modelo ΛCDM ). Os cientistas, ainda usando o telescópio Suzaku, também descobriram os metais cromo e manganês, algo raro no espaço intergaláctico. Aliás foi a primeira vez que descobriram, e em grande volume. A massa calculada o “cromo é 30 milhões de vezes a massa do Sol, ou 10 trilhões de vezes a massa da Terra. O reservatório de manganês pesa cerca de 8 milhões de massas solares 216 ”.
69
5.20 O Superaglomerado de Shapley e seu envoltório de gás quente – Uma das maiores estruturas conhecidas no Universo
O observatório espacial Planck , recentemente desativado, da Agência Espacial Europeia (ESA ), observou esse superaglomerado de galáxias (veja figura 55 abaixo), descoberto em 1930 pelo astrônomo americano Harlow Shapley , utilizando a técnica observacional do efeito Sunyaev–Zel’dovich , e ele contém mais de oito mil galáxias em seu conjunto, possui uma massa de dez quatrilhões de vezes a massa do Sol e está localizado a cerca de um bilhão de anos-luz de distância, em direção à constelação do Centauro 68 .
Figura 55: O Superaglomerado de Shapley e seu envoltório de gás quente
Créditos: ESA & Planck Colaboração / Rosat / Sky Survey Digitais, 2013.
Esta imagem composta do núcleo do superaglomerado Shapley combina o gás detectado com o Planck em grande escala entre os membros do superaglomerado (em azul) com a detectada em raios-X dentro dos aglomerados de galáxias de Shapley, utilizando o satélite Rosat (rosa) bem como uma visão de sua rica população de galáxias, como observado em comprimentos de onda visíveis na Digitised Sky Survey .
As bolhas maiores em rosa (raios-X) identificam os dois aglomerados Abell 3558 no lado direito e Abell 3562 do lado esquerdo, assim como um par de grupos menores entre eles. (Tradução nossa) 68 .
Uma consideração interessante, sobre as descobertas relatadas nos tópicos acima, é a de como ficam as observações de galáxias, quasares distantes, e explosões de supernovas, no que diz respeito ao seu brilho intrínseco, dado que os fótons emitidos por eles passam por imensas nuvens de gás e poeira, no caso da 70
poeira, avermelhando ou diminuindo o brilho dos objetos astronômicos em distâncias cosmológicas. Esta descoberta tem impacto na cosmologia, principalmente sobre a possível descoberta de que o Universo está acelerando a sua expansão, baseado na observação das supernovas, no caso, no brilho das suas explosões, que, supostamente, apoiam a teoria. Mas isso é assunto para outro artigo.
5.21 Outros superaglomerados de galáxias, envoltos em gás quente, descobertos pelo Planck utilizando o efeito Sunyaev–Zel’dovich
Para concluir o tópico de superaglomerados de galáxias envoltos em gás quente, encontrei um catálogo que possuía 1227 candidatos a aglomerados, detectados pelo Planck, utilizando o efeito Sunyaev–Zel’dovich , nos primeiros 15,5 meses de trabalho observacional do observatório espacial 68 . Dos 1227 possíveis aglomerados, 861 são confirmados, sendo 178 confirmados por observações e mais 683 já conhecidos anteriormente. Os 366 restantes são candidatos a aglomerados, divididos em três classes, de acordo com a qualidade das provas que são suscetíveis para serem confirmados como verdadeiros aglomerados. Veja figuras 56, 57 e 58, abaixo, com alguns dos superaglomerados detectados pelo Planck .
O catálogo de Planck SZ é o catálogo de aglomerados de todo-céu mais profundo, com desvios para o vermelho até cerca de um e abrange a mais ampla gama de massa de aglomerados (0,1 a 1,6) 10 ^ {15} Msun (massa do Sol). (Tradução nossa) 68 .
Figura 56: Alguns dos superaglomerados detectados pelo Planck , através do efeito Sunyaev– Zel’dovich , são reproduzidos abaixo, da esquerda para a direita e de cima para baixo: Aglomerado de Perseu e Abell 1060
Créditos: Imagens compostas (ótica) DSS, (raios-X) ROSAT e ( SZ) Planck 71
Figura 57: Superaglomerados detectados pelo Planck , Ophiuchus e 3C 129.1
Créditos: Imagens compostas (ótica) DSS, (raios-X) ROSAT e ( SZ) Planck
Figura 58: Superaglomerados detectados pelo Planck , em Virgem .
Créditos: Imagens compostas (ótica) DSS, (raios-X) ROSAT e ( SZ) Planck
5.22 Resumo das evidências observacionais – tópico cinco
Pelos 21 exemplos apresentados, mas que representam mais de 800 aglomerados e superaglomerados de galáxias, fica claro, que, em maior ou menor grau, eles são envolvidos por imensas nuvens de gás quente, com temperatura de milhões de graus Celsius, semelhantemente aos exemplos que vimos nas galáxias 72
isoladas, nos tópicos anteriores. O gás quente foi detectado por raios-X e pelo efeito Sunyaev–Zel’dovich , mais recentemente. Destaco uma peculiaridade no caso do superaglomerado de Coma , que além do gás quente detectado, como nos demais aglomerados e superaglomerados, foi também detectada poeira fria, e metais, como ferro, cromo e manganês, como em Perseus, com impactos nas teorias cosmológicas, conforme destaquei no subtópico 5.17. Isto ainda terá repercussões mais à frente, quando tratarmos da MOND . Além disso, também foi descoberto em Coma , neste ano de 2015, 847 galáxias de baixo brilho (UDGs ), das quais 332 são tão grandes quanto à Via Láctea, e se distribuem em volta do centro do aglomerado (descobertas com o telescópio espacial japonês, Subaru ). Estima-se que devem chegar a mil, a quantidade das novas galáxias, assim que dados do campo menor do Subaru forem analisados. Tal massa, encontrada em forma de gás, poeira, metais e galáxias de baixo brilho ( UDGs ), pode ser a massa ausente , ou pelo menos parte dela, que exerce efeitos gravitacionais nas estrelas da periferia das respectivas galáxias, bem como em outras galáxias dos grandes aglomerados e superaglomerados galácticos, prevista em 1933, por Fritz Zwicky . Só que o gás existe, não apenas dentro dos aglomerados de galáxias e dentro das galáxias individualmente, mas também em volta deles, em forma de halo. Com o tempo, tal volume de gás, segundo as leis físicas, tende a se espalhar pelo espaço vazio intergaláctico, se a gravidade da galáxia ou do grupo não for suficiente para retê-lo, como veremos a seguir, não permanecendo para sempre onde hoje o observamos. Destacamos que a MOND já considera esta massa em forma de gás frio e quente dando conta dos efeitos gravitacionais que tais massas ocasionam nas estrelas e galáxias analisadas, e que a poeira, o ferro, o cromo e manganês, descobertos, podem ser parte da resposta ao único problema desta classe ainda não abrangido e resolvido pela MOND .
6 INFERÊNCIAS DA MATÉRIA ESCURA - AGLOMERADO DE GALÁXIAS CL 0024 +17 (ZWCL 0024 1652)
As imagens abaixo mostram dois aglomerados gigantes de galáxias, sendo o primeiro chamado de Cl 0024 +17 (ZwCl 0024 1652 ), e a primeira imagem foi feita em luz visível pelo observatório espacial Hubble . Na imagem seguinte, os pesquisadores descobriram o anel de forma inesperada, enquanto eles estavam mapeando, de acordo com inferências baseadas na existência da matéria escura, através de simulação em computador, da distribuição da mesma dentro do aglomerado de galáxias, que está localizado a cinco bilhões de anos-luz da Terra. 73
Os astrônomos têm uma visão de frente da colisão porque ocorreu fortuitamente ao longo da linha de visão da Terra. A partir desta perspectiva, a estrutura de matéria escura parece com um anel. O anel foi inferido e simulado em computador pela influência gravitacional, das galáxias, do gás e possível da matéria escura, e mede 2,6 milhões de anos-luz de diâmetro. Embora os astrônomos não possam ver a matéria escura, eles fazem inferência da sua existência nos aglomerados de galáxias ao observar como a gravidade curva a luz de galáxias mais distantes, além e atrás do aglomerado 70 . As imagens e análise foram publicadas em junho de 2007 no Astrophysical Journal, pelo grupo que buscava evidências da matéria escura, utilizando as lentes gravitacionais previstas na teoria da Relatividade Geral , de Einstein . Eu não localizei imagens de raios-X ou infravermelho, da mesma região, para verificar a quantidade de gás quente, citado no texto da internet, mas não mostrado.
Figura 59: Aglomerado de galáxias Figura 60: Aglomerado de galáxias ZwCl 0024+17 – luz visível – Hubble ZwCl 0024+17 – inferência da matéria escura – anel azul
Créditos: Hubble/NASA/ESA Créditos: Hubble/NASA/ESA e M. J. Jee (Johns Hopkins University)
É claro que os anéis de Einstein , se formam por influência gravitacional da massa total do grupo, que contém a matéria visível, o gás quente e/ou frio, a poeira existente, e a possível matéria escura invisível, neste caso, inferida.
74
6.1 Aglomerado de galáxias Abell 2744 em raios-X e matéria escura simulada
A imagem abaixo é uma composição em luz visível ( Hubble , da NASA/ESA e Very Large Telescope, do Observatório Europeu do Sul ), e raios-X, mostrado em rosa, emitido pelo gás quente ( Chandra ) e uma simulação matemática feita em computador para a matéria escura (em azul)71 .
Figura 61: Aglomerado de galáxias Abell 2744
Créditos : NASA/ESA/ESO /CXC & D. Coe (STScI) / J. Merten (Heidelberg/Bologna)
As galáxias, em luz visível, respondem, segundo os cálculos, por apenas 5% da massa do aglomerado e o gás quente, em rosa, que emite raios-X, responde por cerca de 20% da massa. A simulação da matéria escura (em azul), responde, segundo os cálculos, por cerca de 75% da massa do aglomerado. A simulação da matéria escura é baseada nas lentes gravitacionais previstas na teoria da relatividade e que se formam nesse aglomerado. Lembramos, no entanto, que as lentes gravitacionais se formam, pela massa total do aglomerado, e não apenas pela suposta matéria escura . Análise dos dados permitiu aos cientistas observar alguns fenômenos estranhos em Abell 2744 , incluindo uma bolsa de matéria escura sem gás ou galáxias, e um aglomerado de galáxias com o gás não associado. Os astrônomos acreditam que Abell 2744 foi formado a partir de uma colisão simultânea de pelo menos quatro grupos galácticos separados. Esse comportamento anômalo da matéria escura, de não estar associada a galáxias não é único, como veremos ao longo deste tópico. 75
6.2 Aglomerado de galáxias Bullet : a procura por antimatéria primordial
O aglomerado de galáxias 1E 0657-56 , também chamado de Bullet , encontra-se a 3,8 bilhões de anos-luz, e é mostrado abaixo, numa imagem composta pelo observatório de raios-X Chandra , da NASA (raios-X), pelo telescópio Hubble , também da NASA , e do telescópio Magellan , no Chile. Tal aglomerado de galáxias fica em direção à constelação da Carina , e foi obtida com uma exposição de 140 horas, entre 10.08.2004 e 25.08.2004. Tal aglomerado de galáxias, segundo estudos efetuados, na realidade é produto da colisão violenta de dois grupos de galáxias. Esse aglomerado é muito estudado, tendo em vista as pesquisas relativas à matéria escura, e a dinâmica de gás quente, com milhões de graus Celsius . As últimas pesquisas efetuadas nesse aglomerado de galáxias referiam- se à busca por antimatéria gerada no início do Universo. Tal matéria é igual à matéria comum, só que com carga elétrica de sinal contrário.
Figura 62: Aglomerado de galáxias 1E 0657-56 , também chamado de Bullet
Créditos: Raios-X, NASA /CXC/CFA/M. Markevitch et al.; ótica: NASA /STScI ; Magellan/U. Arizona/D. Clowe et al.
A imagem mostra o aglomerado envolto em raios-X, feita pelo Chandra (em cor vermelha), emitidos pelo gás quente. Se houvesse antimatéria no gás, a colisão de partículas de matéria com as de antimatéria, elas se aniquilariam mutuamente emitindo raios-X e tal emissão também seria acompanhada da emissão de raios gama 72 . A conclusão da pesquisa efetuada pelo Chandra , é que o valor observado nos raios-X, e a não detecção de raios gama, pelo Gamma Ray Observatory Compton , da NASA , mostra que a fração de antimatéria, se existir nesse aglomerado de galáxias, é menor do que três partes por milhão. Além disso, as 76
simulações feitas para a fusão do aglomerado Bullet (Bala) , mostra que este resultado exclui qualquer quantidade significativa de antimatéria em distância de cerca “de 65 milhões de anos-luz, uma estimativa da separação original dos dois grupos em colisão”. (Tradução nossa) 72 . Salvo o fato de que não se encontrou antimatéria no aglomerado, o interessante é a enorme nuvem de gás que envolve o aglomerado, que também é utilizado para estudar a matéria escura, como veremos a seguir.
6.3 Simulação de matéria escura - Aglomerado de galáxias Bullet (Bala)
A figura 63, abaixo, publicada em 2003 pelos cientistas Douglas Clowe, Anthony Gonzalez e Maxim Markevitch 73 da Cornell University, e em agosto de 2006, no sítio do Chandra,74 é uma imagem composta do aglomerado 1E 0657-56, também conhecido como Bullet (Bala), semelhante à imagem anterior, só que foi incluída a visualização da suposta prova da existência da matéria da escura, mostrada em cor azul, simulada por computador, com base nas lentes gravitacionais de Einstein, e o gás quente, que emite raios-X é mostrado na cor rosa. O gás quente detectado pelo Chandra , que emite raios-X, em forma de duas nuvens quase separadas na cor rosa mais intensa e que contém a maior parte da matéria normal, sendo que cada nuvem pertence a cada um dos aglomerados em colisão. O aglomerado em forma de bala no lado direito, em rosa, é o gás quente de um aglomerado, que passou através do gás quente do outro conjunto maior durante a colisão, que fica do lado esquerdo. A imagem ótica foi feita pelos telescópios Magalhães e Hubble, sendo que as galáxias são mostradas em cor laranja e branca. Observa-se que a matéria escura (em azul) está separada da matéria normal, em forma de gás quente, galáxias e poeira, sendo que a simulação da matéria escura é considerada evidência da existência da mesma, e foi simulada com base nas lentes gravitacionais observadas, geradas pela matéria total do grupo.
Figura 63: Aglomerado de galáxias 1E 0657-56 Créditos: Raios-X: NASA /CXC/CFA/ M. Markevitch et al.; ótica: NASA/STScI ; Magellan/Universidade do Arizona/D. Clowe et al.; mapa das lentes gravitacionais: NASA/STScI ; ESO WFI; Magellan/U. Arizona/D. Clowe et al.
77
Se a matéria escura existe, ela não interage com a matéria comum, exceto pela gravidade, porque é que ela não interagiu através da gravidade com o gás quente, misturando-se com ele, formando uma massa amorfa? Enorme velocidade de colisão? Ao invés disso, manteve-se atrelada às galáxias de cada grupo, ignorando o gás quente, que também exerce força gravitacional, tanto para as galáxias quanto para a matéria escura e vice-versa. Porque ela ficou presa às galáxias, pela força gravitacional das mesmas? Será que as leis físicas não se aplicam totalmente para a matéria escura? Ora isso é inconcebível! Mesmo se considerarmos a alta velocidade com que os aglomerados se chocaram, e passaram um pelo outro, deveríamos poder observar interações entre os possíveis, dois tipos de matéria, bariônica e não-bariônica. Isso não ocorre neste caso. Outros estudos, também aqui citados, confirmaram esta anomalia, o que aumenta o mistério da sua real existência. Trataremos, mais à frente, sobre a velocidade de colisão destes aglomerados e suas consequências para a cosmologia e para a matéria escura. Tem algo errado na interpretação das observações e/ou com as simulações em computador, pois as leis físicas, no caso, a gravidade, são válidas tanto para a matéria normal quanto para a suposta matéria escura. Não pode haver exceção, sob pena de que a lei em questão, a gravidade, terá que ser revista, ou a matéria escura eliminada da equação. Ressalte-se que este não é caso isolado, em que a suposta matéria escura está separada do gás quente, mas atrelada à matéria normal que está em forma de galáxias e poeira.
6.4 Simulação de Matéria escura - Aglomerado Musket Ball, ou Bala de Mosquete
A imagem abaixo é uma composição de luz visível (vermelho, verde e azul), raios-X, do Chandra (vermelho-púrpura), e o mapa de matéria escura (azul), e mostra o aglomerado de galáxias DLSCL J0916.2+2951 , também chamado de Musket Ball, ou Bala de Mosquete , porque a colisão do aglomerado é mais velha e mais lenta do que o conjunto da Bala , tratado no subtópico anterior. Ele se localiza na constelação do Câncer , e fica a 5,2 bilhões de anos-luz da Terra.
78
Figura 64: DLSCL J0916.2+2951 , Aglomerado de galáxias Bala de Mosquete
Créditos: Raios-X: NASA /CXC/UC Davis/W. Dawson et al.; ótica: NASA / STScI / UC Davis/W. Dawson et al.
Um artigo descrevendo os resultados da análise do aglomerado foi liderado por Will Dawson et al., da Universidade da Califórnia , em Davis , e foi publicado em 10 de março de 2012 no The Astrophysical Journal Letters. Outros coautores do trabalho são: David Wittman, M. James Jee e Perry Gee da UC Davis, Jack Hughes da Rutgers University de NJ, J. Anthony Tyson, Samuel Schmidt, Paul Thorman e Marusa Bradac da UC Davis, Satoshi Miyazaki da Graduate University para Advanced Studies (GUAS) de Tokyo, Japão, Brian Lemaux da UC Davis, Yousuke Utsumi da GUAS e Vera Margoniner da California State University, Sacramento). A NASA e o Observatório Astrofísico Smithsonian são os outros responsáveis e operadores do Chandra . Quando as regiões em vermelho e azul se sobrepõem, o resultado é roxo como pode ser observado na imagem. A distribuição da matéria escura é determinada usando dados do Subaru , Hubble e do telescópio Mayall , que revelam os efeitos da lente gravitacional. A imagem acima mostra o aglomerado de galáxias, Bala de Mosquete, cerca de 700 milhões anos após a colisão envolvendo dois aglomerados de galáxias, mostrando que é muito mais velho e mais lento do que o conjunto da Bala , que tratamos acima, segundo os cientistas 75 . As observações foram feitas em 02.01.2011, com mais de 11 horas de exposição.
79
6.5 Aglomerado de galáxias Abell 520 : Anomalias constatadas em simulações com inferências de matéria escura
As simulações, efetuadas pelos cientistas, em computador, dependem dos dados observados e das inferências efetuadas sobre as massas evolvidas e as leis físicas, neste caso, inclusive a Relatividade Geral, pois envolve lentes gravitacionais previstas por essa teoria.
Figura 65: Aglomerado de galáxias em fusão Abell 520 e simulação de matéria escura, em azul.
Créditos: [Imagem topo] NASA , ESA , e D. Clowe, (Universidade de Ohio); [inferior] NASA , ESA , e J. Jee (Universidade da Califórnia, Davis)
As imagens acima foram efetuadas por duas equipes de cientistas, e feitas com o telescópio espacial Hubble 76 , utilizando duas câmeras de observação distintas, e apresentadas em 30 de novembro de 2012. Veja abaixo, o que foi divulgado nos endereços eletrônicos citados (tradução nossa):
Nas observações da imagem superior do aglomerado, tomada por Douglas Clowe com a Câmera Avançada de Pesquisas, ele mapeou a quantidade de matéria escura em Abell 520. Ela revela uma quantidade de matéria escura, segundo o que os astrônomos devem esperar com base no número de galáxias no núcleo. As densidades matéria escura são marcados em azul, e 80
o círculo pontilhado marca o núcleo de matéria escura. O mapa é sobreposto as imagens de luz visível do aglomerado.
Na imagem inferior uma segunda equipe, liderada por James Jee, usou a câmera Wide Field Planetary2 para encontrar uma superabundância incomum de matéria escura no centro do cluster, indicado pela cor azul brilhante no centro da imagem. A observação foi surpreendente porque os astrônomos esperam que a matéria escura e galáxia devem estar ancoradas em conjunto, mesmo durante uma colisão entre aglomerados de galáxias.
Usando a nova câmera, a equipe Clowe mediu menos cisalhamento no núcleo do aglomerado do que foi previamente encontrado. No estudo a razão da matéria escura em relação à matéria normal, na forma de estrelas e gás, é de 2,5 para 1 que é o que os astrônomos têm esperado encontrar. A observação anterior WFPC2, no entanto, mostrou uma proporção de 6 para 1 de matéria escura para a matéria normal, que desafiou as teorias de como a matéria escura se comporta.
Essa discrepância entre os dois resultados requer mais observação e análise, dizem os pesquisadores.
O aglomerado Abell 520 está localizado 2,4 bilhões de anos-luz de distância. (Tradução nossa) 77 .
O que quero ressaltar nas observações do Abell 520 , feitas pelas duas equipes de cientistas, em primeiro lugar, é que são equipes profissionais que trabalham na linha de frente do conhecimento em suas áreas de pesquisa e que utilizam as melhores tecnologias disponíveis. Em segundo lugar, me permito questionar, quantas outras simulações de matéria escura foram feitas com eventuais dados “ anômalos ” (pois não se questiona a habilidade técnica dos pesquisadores envolvidos), dando-nos uma visão distorcida sobre as descobertas inferidas sobre a matéria escura? Nenhuma das duas equipes admite eventual erro de análise ou processamento dos dados! Destaque-se que as lentes gravitacionais, além de previstas pela teoria da Relatividade Geral de Einstein , foram descobertas às dezenas, pelos astrônomos. Mas tais lentes gravitacionais não são formadas apenas pela matéria escura inferida do aglomerado de galáxias, mas pela gravidade total do aglomerado – matéria bariônica normal, mais a inferência da matéria escura, baseada na eventual diferença entre a gravidade esperada pela matéria que emite luz visível (ou outras frequências, quando disponíveis) e a necessária para dar a torção observada no tecido do espaço-tempo, formando a lente gravitacional. Outra análise sobre a colisão dos aglomerados galácticos Abell 520 foi elaborada por James Jee , da Universidade da Califórnia , em Davis , e A. Mahdavi , da Universidade Estadual de São Francisco , autores do artigo Núcleo matéria escura desafia a explicação , cujo resultado está disponível on-line, no The Astrophysical Journal 213, e foi publicado em 02.03.2012 (tradução nossa). A imagem 65.1, a seguir, que mostra o mapa da matéria escura no Abell 520, em colisão com outros aglomerados galácticos, foi derivada das observações 81
da Camera de Campo Planetário 2 , do Telescópio Espacial Hubble , onde a luz de objetos astronômicos distantes é distorcida pelo aglomerado de galáxias, e pelo gás emissor de raios-X, pelo efeito de lente gravitacional. Os astrônomos descobriram, por inferência da distorção de lentes gravitacionais, que um aglomerado de matéria escura ficou para trás, após a colisão dos aglomerados galácticos, e a mistura de cores, azul e verde, no centro da imagem superior (a maior da figura 65.1), revela que o possível aglomerado de matéria escura reside perto da maior parte do gás quente, onde poucas galáxias foram observadas.
Este achado confirma as observações anteriores de um núcleo de matéria escura no aglomerado. O resultado poderia representar um desafio às teorias básicas de matéria escura, que preveem que as galáxias devem ser ancoradas na matéria escura, mesmo durante o choque de uma colisão.
A maioria das galáxias aparentemente navegou para longe da colisão.
O astrônomo James Jee , diz que:
Este resultado é um quebra-cabeça. A matéria escura não está se comportando como previsto, e não é obviamente claro o que está acontecendo. É difícil explicar esta observação Hubble com as teorias atuais de formação de galáxias e matéria escura.
A imagem superior da figura abaixo, mostra, em cor natural, as galáxias, e foi feita com o Telescópio Espacial Hubble da NASA e com o telescópio Canadá- França-Hawaíi, no Hawaíi. Sobreposta à imagem mostrada, mapas "de cor-falsas" que mostram a concentração da luz das estrelas, gás quente e matéria escura no aglomerado. A luz das estrelas das galáxias é derivada de observações por parte do Telescópio França-Canadá-Hawaii , e são mostradas em cor laranja. As regiões de cor verde mostram gás quente, conforme detectado pelo observatório de raios-X Chandra , da NASA . O gás é evidência de que uma colisão ocorreu. As áreas de cor azul identificam a localização da maior parte da massa do aglomerado, que é dominado por matéria escura.
82
Figura 65.1: Esta imagem composta mostra a distribuição da matéria escura, galáxias, e gás quente no centro do aglomerado de galáxias Abell 520 , em fusão, formado a partir de uma violenta colisão de aglomerados de galáxias maciças.
Crédito: NASA , ESA , CFHT , CXO, MJ Jee (Universidade da Califórnia, Davis), e A. Mahdavi (San Francisco State University, California)
Os astrônomos utilizam aglomerados de galáxias em colisão, para tentar entender o que é e como funciona a matéria escura. As nuvens de gás intergalácticos superaquecidos emissores de raios-X, quando impactam com outras nuvens equivalentes, os gases interagem entre si, desaceleram e ficam para trás no impacto. Essa é a teoria, apoiada por observações de luz visível e raios-X, numa colisão de dois aglomerados de galáxias, chamado de 83
Bala (que já tratamos aqui). Inferiu-se que esse aglomerado de galáxias seria “um exemplo de como a matéria escura deve se comportar”. Mas os estudos do aglomerado Abell 520 , utilizando as lentes gravitacionais das galáxias ao fundo e com a inferência da matéria escura, mostrou que o núcleo do sistema possuía grande volume de gás quente e matéria escura, mas “não continha galáxias luminosas, que normalmente seriam vistas no mesmo local que a matéria escura”. O gás quente foi observado pelo Observatório de Raios-X, Chandra , da NASA e a matéria escura foi inferida, utilizando o mecanismo de lentes gravitacionais, observadas pelo Telescópio França-Hawaii-Canadá e pelo telescópio Subaru, no topo do Mauna Kea . Utilizou-se, também, a Câmera Planetária 2 , de Campo Largo , do Hubble , para detectar as sutis distorções de imagens de galáxias de fundo, inferindo que tais distorções, são também são oriundas da presença da matéria escura no sistema. O mapeamento de matéria escura, inferida, foi elaborado em colisões de aglomerados de galáxias (em pelo menos seis exemplos) e, nas palavras de Jee :
Mas o conjunto da Bala e Abell 520 são os dois que mostram a evidência mais clara de recentes fusões, e eles são inconsistentes entre si. Nenhuma teoria explica o comportamento diferente da matéria escura nessas duas colisões. Precisamos de mais exemplos."
A equipe fez inúmeras propostas de explicações para os resultados, mas cada um é inquietante para os astrônomos. Em um cenário, que teria implicações surpreendentes, a matéria escura pode ser o que os astrônomos chamam de "pegajoso". Como duas bolas de neve fundindo-se juntas, bate na matéria normal durante uma colisão e juntos desaceleram.
No entanto, partículas de matéria escura são pensadas para passar através uma da outra durante um encontro sem desacelerar. Este cenário propõe que alguma matéria escura interage cosigo mesma e fica para trás durante um encontro.
Por outro lado, em outro estudo feito por David Harvey et al .214 , no Laboratório de Astrofísica da EPFL (colaboração entre École Polytechnique Fédérale de Lausanne – EPFL - e da Universidade de Edimburgo ), analisando dados de colisões de 72 aglomerados de galáxias, e buscando encontrar respostas para o que acontece quando a matéria escura, supostamente existente nos aglomerados de galáxias, passa por uma colisão gigantesca, e, dessas respostas, buscar entender a natureza da matéria escura, através da sua possível interação consigo mesma e com os componentes dos aglomerados em colisão (gás, poeira e estrelas), também encontraram comportamentos anômalos. Teoricamente, o que a matéria escura faz, é interagir com as estruturas cósmicas (filamentos galácticos e aglomerados e superaglomerados galácticos) através da gravidade, moldando essas estruturas. Sem a matéria escura fria não- bariônica, não existiriam tais estruturas (galáxias e filamentos de galáxias), no tempo de vida do Universo. 84
Eles trabalharam com dados do Observatório de raios-X Chand ra e do Telescópio Espacial Hubble , e também analisaram a colisão do aglomerado Bala , entre outros. As experiências no LHC mostram que quando duas partículas subatômicas interagem, elas trocam momentum . Espera-se observar o que aconteceu com a matéria escura após uma colisão dos aglomerados de galáxias, e daí, sobre sua possível natureza.
Para testar a teoria de que a matéria escura consiste de partículas, o estudo trabalhou com dois cenários possíveis: ou as partículas da matéria escura interagiam com frequência, mas trocaram um pouco de impulso, ou elas interagiram raramente mas trocaram muita força.
No primeiro caso, a matéria escura iria abrandar após a colisão, porque as frequentes interações entre partículas iriam causar um "arrasto" adicional. No segundo cenário, a matéria escura tenderia a ser espalhada ao longe e se perderia para o espaço.
Surpreendentemente, o estudo descobriu que as matérias escuras em colisões de aglomerados de galáxias simplesmente passam através uma da outra.
Isto implica que partículas de matéria escura não interagem com elas mesmas , o que levaria a matéria escura desacelerar. Em vez disso, verifica- se que, enquanto a matéria escura pode interagir "não-gravitacionalmente" com matéria visível, este não é o caso quando ele interage com a própria.
Mais importante ainda, o estudo desafia a visão de que a matéria escura consista de partículas como prótons - ou talvez todas as partículas que exista. "Nós agora temos empurrado a probabilidade de duas 'partículas de matéria escura' interagirem abaixo da probabilidade de dois prótons reais interagirem, o que significa que a matéria escura é pouco provável que consista em apenas 'prótons-escuro' ", diz David Harvey. "Se o fizesse, seria de esperar para vê-los 'pular' fora de si". (Tradução nossa). 214
Pelas análises efetuadas, as partículas de matéria escura, não interagem consigo mesmas, até o limite se resolução das observações, algo totalmente estranho; ainda mais estranho é ao fato da análise do Abell 520 e do Bala , serem incompatíveis entre si, mostrando que a matéria escura não se comporta como seria de se esperar, de acordo com as teorias vigentes sobre ela, como por exemplo, as galáxias continuarem ancoradas com ela, mesmo após colisão; essas anomalias não cessam, pois nas duas simulações iniciais, obteve-se resultado diferente, usando a mesma física das lentes gravitacionais. Isso impacta todas as inferências e simulações sobre a existência de matéria escura, pois seria de se esperar, que os parâmetros físicos e matemáticos fossem o mesmo para o mesmo conjunto de observações. Em meu entendimento, somente a confiança e persistência exacerbada na validade do modelo CDM é que explica a sua manutenção, pois todas as 85
análises, nas mais variadas abordagens, não mostram concordância entre si, o que me leva – e a muitos outros – a questionar a possível validade da inferência da sua existência física (da matéria escura fria não-bariônica). A busca por explicações das mais diversas para as anomalias observadas, ressalta a própria anomalia da manutenção sua possível existência, contra todas as observações contrárias até agora. Algo a ser considerado nos tópicos seguintes. A sutil pergunta que não quer calar é: as leis de Newton e por consequência, a Relatividade Geral, são aplicáveis e precisas o suficiente para as vastas distâncias envolvidas? Pode-se inferir que sim, mas isso não foi demonstrado para além do nosso Sistema Solar.
6.6 A MOND e as inferências sobre a matéria escura nos aglomerados Bala , Bala de Mosquete e outros similares
Busquei entre os cientistas que estão trabalhando com a MOND , para ver se encontrava artigos sobre o significado das possíveis evidências que representam os aglomerados galácticos Bala , Bala de Mosquete e outros similares, para aqueles que trabalham com o paradigma dominante da matéria escura fria não-bariônica . Encontrei alguns artigos técnicos e referências, inclusive pelo próprio proponente da MOND , Mordehai Milgrom 205 . O entendimento de Mordehai Milgrom , sobre o aglomerado de galáxias Bala , em particular, é que, à vista da publicação do primeiro artigo sobre a descoberta de tais características nesse conjunto de galáxias em colisão, em 2003, foi possível fazer uma análise detalhada sobre o problema apresentado e formulada uma resposta adequada, inclusive utilizando a MOND e outras teorias relacionadas – aí incluída a Relatividade Geral e a sua versão MOND , TeVes , e que foi publicada por G. W. Angus, B. Famaey e H. S. Zhao 206 . Nesse artigo, Garry W. Angus, Benoit Famaey, Hong Sheng Zhao , apresentam as comparações analíticas de três versões da MOND, além da simetria esférica, e destacam, que a MOND , nas palavras de Milgrom 205 “[...] pode realmente explicar essas observações do aglomerado Bala sem matéria escura adicional”. Além disso, as alegações de que a MOND não consegue explicar toda a massa do aglomerado Bala , é um fato que é reconhecido pelos cientistas que utilizam a MOND. Ressalte-se que um dos únicos problemas ainda não perfeitamente equacionados na MOND , é justamente a massa dos núcleos dos grandes aglomerados galácticos, à vista de que toda a matéria bariônica ainda não foi completamente vislumbrada nesses casos. Tal matéria, alguns cientistas sugeriram, inclusive, que podem ser os neutrinos (veja subtópico específico 8.13), também pode ser gases frios, poeira, à semelhança daqueles existentes em nossa galáxia, como também vimos no 86
aglomerado de Coma, e ferro no aglomerado de Perseus (enormes volumes de poeira extremamente fria e ferro), e outros metais, também relatados neste artigo. Encontrei, também, o artigo Bullet Cluster: A Challenge to ΛCDM Cosmology ou Aglomerado Bala: Um Desafio para Cosmologia ΛCDM? Tradução minha, em que são feitas simulações com o aglomerado Bala (também chamado de 1E0657-56 ) e as velocidades encontradas para o choque dos aglomerados, cuja fusão o formou, são extremamente elevadas, cerca de 3.000 km por segundo. Velocidades muito inferiores, não gerariam o brilho de raios-X observados pelo impacto dos gases dos aglomerados em fusão 207 . Por outro lado, tais velocidades são incompatíveis com o modelo cosmológico padrão, ΛCDM , colocando em dúvida a sua aplicabilidade sobre o universo real. Assim, o aglomerado Bala ou 1E0657-56 é antes um grande problema para o modelo cosmológico da matéria escura fria não bariônica, ΛCDM, do que para a MOND , cujas previsões teóricas para a elevada velocidade desse aglomerado e de outros são perfeitamente admissíveis e compatíveis. Os autores do artigo, Jounghun Lee e Eiichiro Komatsu, também destacam que o Bala 1E0657-56, não é o único aglomerado em fusão encontrado cujas velocidades de impacto são muito elevadas, e, portanto, incompatíveis com o modelo cosmológico ΛCDM . Citam o caso do A520 e do MAC J0025.4-1222 , e outros, frutos de observações de mapeamento de alta resolução do efeito Sunyaev- Zel'dovich (SZ) e revelaram um evento violento de fusão em RX J1347-1145 em z = 0,45, confirmados por observações de raios-X. A velocidade de choque inferida a partir do efeito SZ e os dados de raios-X de RX J1347-1145 , é de 4600 km s-1, que é similar à velocidade de choque observada em 1E0657-56 . Pelas observações desses aglomerados, em fusão, em alta velocidade, infere-se a existência de outros aglomerados semelhantes, sendo isto um desafio para o modelo cosmológico baseado na matéria escura fria não bariônica, ΛCDM , e que são perfeitamente suportados pelas previsões da MOND . Assim, ao invés dos aglomerados utilizados para dar sustentação à teoria da matéria escura fria não bariônica, acabam por dar sustentação à MOND , que não precisa dela para explicar as observações dos aglomerados, Bala , Bala de Mosquete e Abell 520 .
6.7 Resumo das evidências observacionais – tópico seis
Os aglomerados acima citados não são os únicos exemplos em que a matéria escura não “ se misturou” com a matéria normal, o gás quente que envolve os aglomerados, não obstante, segundo os cientistas, interage com a matéria normal pela gravidade. Existem muitos outros exemplos, conforme cito abaixo: 87
Além do conjunto da Bala, já foram encontrados cinco outros exemplos similares de fusão de aglomerados com a separação entre a matéria normal e escura, em diferentes níveis de complexidade. Nestes seis sistemas, a colisão se estima ter ocorrido entre 170 milhões e 250 milhões de anos antes.
Os pesquisadores usaram as observações do Chandra da NASA Observatório de raios-X e do telescópio espacial Hubble , bem como dos telescópios Keck, Subaru e Kitt Peak Mayall , para mostrar que o gás quente e brilhante que emite raios-X no aglomerado Bala de Mosquete foi claramente separado da matéria escura e das galáxias. (Tradução nossa) 78 .
Ele se parece com o aglomerado Bullet (Bala) , que já tratamos em outro subtópico, em virtude de que a suposta matéria escura se separou parcialmente do gás quente intergaláctico. Os cientistas consideram que esta colisão de dois aglomerados de galáxias separou a matéria normal da matéria escura. Não obstante a simulação da matéria escura em azul e os raios-X do gás quente em vermelho-púrpura, em meu entendimento, isso é incompreensível face às leis da física, no caso a gravidade, mesmo considerando a enorme velocidade dos aglomerados galácticos, passando um pelo outro. O normal, (e por normal, significa que o processo segue as leis físicas pertinentes, no caso a da gravidade e do movimento) é que a matéria escura deveria ter se misturado com os gases dos dois aglomerados, gerando uma massa amorfa dos dois tipos de matéria, com a gravidade sendo a soma das duas massas, mais a matéria visível e invisível do aglomerado, mas isso de acordo com essa interpretação dos cientistas, não aconteceu. Estou inferindo, em tal análise, um comportamento anômalo das leis físicas – especificamente a gravidade -, que aparentemente trata de forma diferente os dois tipos de matéria. Ou as leis físicas estão corretas, e a interpretação está errada, que julgamos é o mais óbvio, e nesse caso a matéria escura não existe. Torno a reforçar que a exibição da matéria escura na imagem é uma inferência, pois as lentes gravitacionais são formadas pela massa total do aglomerado (gás, poeira, e possíveis outros tipos de matéria), e não apenas pela matéria escura, ressaltando que é mantida as leis de Newton e da Relatividade Geral, no que diz respeito à gravidade (será que são precisas para essa escala?). Segundo os cientistas, o aglomerado Bala de Mosquete, também permite um estudo independente sobre se a matéria escura pode interagir com ela mesma. Esta informação é importante para as restrições de que tipo de partícula que pode ser responsável pela matéria escura. É relatado que não existe nenhuma evidência de auto-interação da matéria escura no aglomerado Bala de Mosquete , de acordo com os resultados para o conjunto da Bala e os outros grupos similares (nem pela gravidade, algo absurdo, pois ela é massa , e massa gera gravidade!). Não só não se observou a auto-interação da matéria escura, bem como não se observou a interação da mesma, gravitacionalmente, com o gás quente 88
intergaláctico. O que para mim, é mais uma evidência de que ela não existe, pois tal comportamento é totalmente incompatível com as leis da física, particularmente, a gravitação.
7. O INVENTÁRIO DE MASSA CONTINUA E OS ESFORÇOS PARA DETECTAR A MATÉRIA ESCURA FRIA NÃO BARIÔNICA
Em 13 de julho de 2012, o jornal Folha de São Paulo , edição eletrônica, publicou o artigo “Astrônomos detectam galáxias escuras”, por Salvador Nogueira , divulgando a descoberta das primeiras galáxias escuras, sem estrelas, encontradas a onze bilhões de anos-luz 79, 80 . Reproduzo parte do texto da citada reportagem:
Esses objetos fazem parte da teoria de formação e evolução galáctica. São massas gasosas, mas sem estrelas que lhes confiram brilho.
Especulava-se que elas tivessem existido no princípio do Cosmos, tendo se fundido com galáxias maiores. É por isso que não as vemos no Universo próximo. Foi preciso observar um quasar lá longe, a 11 bilhões de anos-luz de distância (quanto mais distante, mais antigo é o objeto), e ver o que havia por perto.
Quasares são galáxias com núcleos muito ativos, típicas no Universo primordial, mas incomuns atualmente. (Tradução nossa) 79 .
Figura 66: Imagem do Very Large Telescope, modificada digitalmente, mostra quasar (em vermelho) e galáxias escuras (círculos menores) Nossa ideia era simples: se as galáxias escuras não emitem luz, então precisamos jogar uma luz brilhante nelas, explicou à Folha Sebastiano Cantalupo, da Universidade da Califórnia em Santa Cruz. Por sorte, não precisamos fazer isso nós mesmos. Imagine a conta de luz.
Em vez disso, eles usaram o quasar HE0109-3518. "Essa fonte é tão poderosa, mais de 100 trilhões de vezes o brilho do Sol, que ilumina todas as galáxias escuras ao seu redor, mesmo a vastas distâncias."
Uma vez que as galáxias escuras são iluminadas, elas reemitem luz com uma cor fluorescente. "É como roupas brancas quando iluminadas Créditos: ESO, Digitized Sky Survey2 e S. Cantalupo (UCSC) por lâmpadas de ultravioleta numa casa noturna", diz.
89
Os pesquisadores desenvolveram um filtro óptico para pegar justamente essa frequência de luz e o instalaram no VLT ( Very Large Telescope ), do ESO (Observatório Europeu do Sul, no Chile).
O esforço resultou na descoberta de galáxias escuras com cerca de 1 bilhão de vezes a massa do Sol. Mais que as Nuvens de Magalhães, galáxias- satélites da Via Láctea (onde ficam o Sol e seus planetas). Mas sem estrelas - só gás hidrogênio difuso.
Os resultados estão no periódico britânico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. (Tradução nossa )79 .
O interessante é que o gás de uma possível galáxia formada por gás é semelhante ao mesmo gás intergaláctico descoberto pelos pesquisadores, como veremos a seguir. É, aparentemente, apenas uma questão de interpretação dos dados observados, em que uma imensa nuvem de gás, com uma maior densidade, recebe a denominação de galáxia de gás, ao invés de apenas gás intergaláctico com uma densidade maior, em relação às regiões vizinhas, como veremos a seguir.
7.1 Gás intergaláctico: ele existe também fora dos aglomerados galácticos
Além do gás quente (e eventualmente frio) em forma de halos de matéria em volta das galáxias e também envolvendo os aglomerados e superaglomerados de galáxias, existem enormes quantidades desses gases detectados nos filamentos galácticos, como veremos a seguir.
7.2 H2356-309 : Chandra descobre pontos de localização da matéria bariônica perdida
Os cientistas utilizaram dois telescópios de raios-X, o Chandra e o XMM- Newton , e encontraram vastos depósitos de gás intergaláctico, localizado nos filamentos em que os superaglomerados de galáxias se agrupam e se conectam. Consideraram a descoberta como sendo evidência da matéria perdida – bárions perdidos , prevista na teoria ΛCDM e não da matéria escura não-bariônica , pois tal gás quente intergaláctico, é também chamado de WHIM (warm-hot intergalactic medium ), e é mostrado em azul na figura 67, abaixo. As observações duraram 167 horas e foram tomadas em 11 ocasiões, entre 11 de outubro de 2007 e 28 de dezembro 2008. O quasar emissor da luz de raios-X estava a dois bilhões de anos-luz. Para chegar a este resultado, os pesquisadores analisaram luz de raios- X, emitida por um quasar que passou pela grande barreira de galáxias, a 400 milhões de anos-luz da Terra, em direção à da constelação do Escultor . Ao passar 90
pelo gás, parte da frequência foi absorvida por átomos de oxigênio que se localizam na grande barreira do Escultor 81 . Um espectro de raios-X da fonte de fundo é apresentado na inserção feita na ilustração, em que os pontos amarelos mostram os dados do Chandra e a linha vermelha mostra o melhor modelo para o espectro depois incluindo todos os dados de Chandra e XMM -Newton . A imersão em raios-X para o lado direito do espectro corresponde à absorção por átomos de oxigênio no WHIM contida na parede de galáxias do Escultor . As características de absorção são consistentes com a distância da parede do Escultor , bem como a temperatura prevista e a densidade do impulso. Este resultado dá aos cientistas a confiança de que o WHIM também pode ser encontrado em outras estruturas de grande escala – os filamentos galácticos .
Figura 67: Gás quente intergaláctico detectado observatório Chandra
Créditos: NASA /CXC/M.Weiss; Espectro: NASA /CXC/Univ. da Califórnia Irvine/T. Fang et al .
7.3 Gás quente intergaláctico: Chandra descobre "Rios de Gravidade"
Em 2001 quatro grupos de cientistas, de forma independente, detectaram gás quente intergaláctico, com temperaturas variando de 300 mil a cinco milhões de graus Celsius, observando a luz de um quasar, o PKS2155-304 , através do observatório de raios-X, Chandra . A nuvem de gás se encontra a 800 milhões de anos-luz 82 .
91
Figura 68: Gás quente intergaláctico, a primeira descoberta PKS2155-304
Créditos: NASA /CXC/A. Hobart; Espectro: NASA /MIT/T. Fang et al.
O processo é o mesmo relatado no subtópico anterior. O gás é composto por oxigênio, entre outros elementos químicos, de acordo com o espectro das linhas de absorção. As observações foram feitas entre 31 de maio de 2001 e 06 de dezembro de 2001, com tempos de observação de 7,4 horas e 8,3 horas, em direção à constelação do Piscis Austrinus . Ao medir a quantidade de absorção das linhas do espectro pelo oxigênio e de outros elementos na nuvem - ver o espectro do quasar PKS 2155-304 na inserção - astrônomos foram capazes de estimar a temperatura, densidade e massa da nuvem de gás absorvente. Observações do PKS 2155 e do quasar H1821 643 por um grupo do estado de Ohio revelou várias partes do sistema de gás quente. Um deles parece ser um filamento em que a Via Láctea e galáxias de Andrômeda são incorporados, enquanto outras porções são detectadas a distâncias de alguns bilhões de anos-luz da Terra. O gás quente, que parece ser como uma névoa em canais esculpidos por rios de gravidade ficou invisível da vista desde a formação das galáxias. Pensa-se que este gás faz parte de um gigantesco sistema, ou rede de gás quente e matéria escura que definem a estrutura da paisagem cósmica. A massa do gás quente deste sistema, estima-se, pode conter mais material do que todas as estrelas do universo. Telescópios que trabalham em ultravioleta já tinham detectado os componentes mais frios do sistema de gás 92
quente, mas mais é agora conhecido por ser detectável apenas com um telescópio de raios-X extremamente sensível. Pela teoria vigente, o gás quente detectado pelo Chandra pode ser usado para rastrear o componente da matéria escura massiva. O gás quente relatado é composto por elementos químicos conhecidos, matéria bariônica, e não é composto por partículas de matéria exótica. É matéria escura normal, que era invisível por ser muito tênue, até que tivéssemos tecnologia adequada para observá-la.
7.4 Quasar MKN 421 – Descoberta duas nuvens intergalácticas de gás quente difuso
Na mesma linha de pesquisa das duas descobertas relatadas imediatamente acima, o observatório espacial de raios-X Chandra , utilizando as emissões de raios-X do quasar MKN 421 , que se localiza a cerca de 400 milhões de anos-luz, em direção à constelação da Ursa Maior , em observações efetuadas em três ocasiões diferentes (29 de maio de 2000, 26 e 27 de outubro de 2002 e 01 e 02 de junho de 2003), com 61 horas de observação total, descobriu evidências de três nuvens separadas de gás quente difuso intergaláctico, representadas na figura 68 abaixo:
Figura 69: Nuvens de gás difuso detectadas pelo Chandra - quasar MKN 421
Créditos: Espectro: NASA / SAO / CXC / F. Nicastro et al.; ilustração: NASA / CXC / M. Weiss
A ilustração acima mostra a absorção de raios-X do quasar MKN 421 , por duas nuvens intergalácticas de gás quente difuso, e uma parte do seu espectro de 93
raios-X, capturados pelo Chandra . O espectro fornece evidências de que existem três nuvens separadas formadas por gás quente, e está filtrando para fora, ou absorvendo a emissão de raios-X do quasar MKN 421 83 . O gás quente difuso é composto por íons de oxigênio, carbono, azoto e neon, e estão localizadas a distâncias diferentes da Terra. A nuvem mais próxima está a apenas alguns milhões de anos-luz da Terra, e está representada no gráfico em na cor laranja, devido à absorção por nossa galáxia ou pelo grupo de galáxias Local. As cores verde e vermelha mostram nuvens a 150 milhões e 370 milhões de anos-luz, respectivamente. Tais nuvens possuem temperatura de cerca de um milhão de graus Celsius .
Combinando os dados de raios-X com dados de observações em comprimentos de onda ultravioleta é possível fazer uma estimativa do número total de átomos e íons de todos os tipos nas nuvens distantes. Esta estimativa mostra que as nuvens têm uma espessura de cerca de 2 milhões de anos de luz, e contém uma enorme massa de átomos e íons. [...]
Supondo-se que o tamanho e a distribuição dos raios-X intergaláctico sendo absorvidos pelas nuvens descobertas pelo Chandra são representativos, pode-se mostrar que a maioria, se não todos os átomos em falta e os íons estão escondidos na teia cósmica difícil de ver. (Tradução nossa) 83 .
Os átomos e os íons descobertos pela absorção dos raios-X, são apontados pelo artigo, como a possível solução para a deficiência de matéria não encontrada, prevista pelos cálculos do Big-Bang – os bárions perdidos – e que não é a matéria escura fria não bariônica. Estes filamentos de gás não estão associados à filamentos galácticos, mas encontram-se nos vazios intergalácticos. Considera-se possível, que tal matéria também esteja nas superestruturas onde se localizam os superaglomerados de galáxias, invisível para nós, exceto nas observações extremamente sofisticadas feitas pelos astrofísicos, utilizando frequências diferentes da luz visível para serem descobertas e estratégias de observações extremamente criativas. As três descobertas cosmológicas relatadas acima são muito relevantes para a análise que estou fazendo, pois demonstra que o gás quente intergaláctico já contribuía com sua massa, para a massa dos aglomerados, superaglomerados e galáxias individuais, como apresentei nos tópicos relativos aos halos de gás da Via Láctea , das demais galáxias, dos aglomerados e superaglomerados de galáxias. Mais gás e outros elementos químicos mais pesados também foram encontrados nas pesquisas relatadas nos tópicos seguintes.
94
7.5 A matéria escura e a análise de 28 quasares – mais gás no espaço intergaláctico
Na mesma linha de pesquisas relativas à detecção matéria intergaláctica, normalmente gás, em 20 de maio de 2008, o The Astrophysical Journal , por Charles Danforth e Mike Shull (Universidade do Colorado , Boulder ) divulgou relatório sobre pesquisa de observações feitas ao longo da linha de visão para 28 quasares, chegando a uma distância de quatro bilhões de anos-luz, feita pelos telescópios espaciais Hubble , da NASA (Space Telescope ) e o observatório astronômico orbital FUSE (Far Ultraviolet Spectroscopic Explorer ), também da NASA 84 . Veja a figura abaixo:
Figura 70: O gás intergaláctico descoberto por 28 quasares
Créditos: NASA, ESA , e A. Feild (STScI).
O resultado das observações, segundo os astrônomos, é de que foi encontrada, definitivamente, metade da matéria normal, desaparecida, no espaço entre as galáxias (também chamada de bárions perdidos , que fazem parte da Nucleossíntese do Big Bang- NBB ). Ressalte-se que é apenas metade ! Os cálculos ainda erram ou mostram que faltam ainda 50% da matéria prevista na teoria! O processo de detecção é o mesmo das outras observações anteriores, a absorção das linhas do espectro pelos elementos químicos existentes no espaço intergaláctico. Além disso, é possível mapear as estruturas filamentosas dos superaglomerados de galáxias – a superestrutura do Universo. O resultado da pesquisa feita, nas palavras dos astrônomos é: 95
Nós achamos que estamos vendo os fios de uma estrutura da rede, que forma a espinha dorsal do universo’, disse Mike Shull, da Universidade do Colorado, ele ainda explicou. O que estamos confirmando em detalhes é que o espaço intergaláctico, que intuitivamente pode parecer vazio, é na verdade o reservatório para a maioria da matéria normal, bariônica no universo. (Tradução nossa) 84 .
Essas observações astronômicas feitas ao longo da linha de visão para os 28 quasares e sua análise, são as mais detalhadas até agora (2008), de como é o IGM (meio intergaláctico) em até quatro bilhões de anos-luz de distância. Os astrônomos alertam, entretanto, que essa matéria escura, invisível até então, não é a matéria escura fria não bariônica, que estamos analisando. A matéria descoberta tanto pelo Hubble quanto pelo FUSE (usando os espectrômetros), corresponde ao oxigênio (ionizado) e ao hidrogênio, em forma de gás quente, sobrepostas à luz dos quasares. Tais reservatórios de gás são invisíveis na luz normal, mas são detectáveis em raios-X devido à elevada temperatura (de milhões de graus Celsius ). Assim, essa matéria escura bariônica, pode ser um componente importante da matéria escura bariônica, procurada para explicar a massa faltante das galáxias, originalmente constatada por Fritz Zwicky , e posteriormente confirmada por Vera Rubin , por volta de 1970. Ressalte-se que Vera Rubin prefere ajustes nas leis de Newton, do que postular uma nova partícula de matéria! 218 . Mas existe outra possível solução para o problema da matéria escura fria não-bariônica, que apresentaremos ao final deste artigo. Por ora vamos ver os esforços para detectar a matéria escura não bariônica até o momento, ano 2015.
7.6 Massa de gás intergaláctico entre a Via Láctea e Andrômeda
Na vasta bibliografia que utilizei para elaborar este artigo, encontrei, também, referências a uma enorme massa, presume-se, de gás frio, localizada no vazio intergaláctico entre as galáxias de Andrômeda e a nossa Via Láctea , ainda não detectada visualmente por nenhum observatório astronômico orbital de múltiplas frequências de observação, nem radiotelescópios terrestres. Os astrônomos descobriram que a galáxia de Andrômeda está se dirigindo em direção à Via Láctea , a 200 mil quilômetros por hora, e pode um dia, daqui a milhões de anos, vir a se chocar com a Via Láctea . O movimento de Andrômeda só pode ser explicado pela atração gravitacional, não da Via Láctea sobre ela, pois a sua massa não é suficientemente grande para exercer tal atração, mas de uma massa invisível, talvez o equivalente à massa de umas dez Via Láctea , localizada entre as duas galáxias 85,86 . Deve-se destacar, que tanto Andrômeda , quanto a Via Láctea possuem dois enormes halos de matéria, composto por gás, conforme vimos nos subtópicos 96
3.2 e 4.6, cabendo ressaltar que o diâmetro estimado para o halo da Via Láctea é de cerca de 600 mil anos-luz e o halo de Andrômeda , em cerca de 2 milhões de anos- luz, que no limite de ambos, estão a se tocar, pois a distância entre elas é de 2,5 milhões de anos-luz. A possível massa, se efetivamente descoberta entre as duas grandes galáxias, pode ser composta também por nuvens de gás, em que os halos são apenas uma pequena parte dessa enorme massa.
7.7 Resumo das evidências observacionais – tópico sete
Neste tópico, encontrei e relatei a descoberta de gás intergaláctico, em filamentos de galáxias; gás em supostas galáxias constituídas só de gás (maiores concentrações de gás em determinadas regiões), à 11 bilhões de anos-luz; filamentos de gás também no espaço vazio entre os filamentos de galáxias, separados por vastas distâncias; uma enorme massa, possivelmente gás, entre a Via Láctea e Andrômeda , equivalente à umas 10 vias lácteas; além do imenso halo de Andrômeda , constituem massa bariônica encontrada, e segundo os astrofísicos, devem pertencer aos bários perdidos , aqueles da Nucleossíntese do Big-Bang – NBB . O gás é quente, como os demais, composto por diversos elementos químicos, identificados como hidrogênio, oxigênio, íons de oxigênio, carbono, azoto e neon, da mesma forma que aqueles elementos existentes nos aglomerados e superaglomerados galácticos (que também possuem, poeira fria, ferro, cromo e manganês). Esse inventário abrange distâncias, desde às vizinhanças da Via Láctea e Andrômeda , estendendo-se por centenas de milhões de ambos-luz, e no caso do estudo feito com os 28 quasares, até 4 bilhões de anos luz, e no caso das galáxias de gás , até 11 bilhões de anos-luz. O inventário de matéria bariônica está chegando ao fim, mas não é suficiente para responder totalmente à questão levantada sobre a existência da matéria escura fria não-bariônica. Outra parte da resposta, que julgo adequada, é a que apresentarei a seguir.
8 Problemas e alternativas na busca da matéria escura não-bariônica
Os tópicos seguintes apresentam os esforços para detecção das partículas que, supostamente, compõem a matéria escura, levados a efeito ao longo 97
dos últimos anos, em diversos experimentos, e outros ainda estão em fase de desenvolvimento e operação, sem resultados definitivos.
8.1 A busca pela matéria escura – onze projetos de pesquisa até 2004, e nada foi encontrado
As buscas por sinais da matéria escura “começaram para valer no final da década de 1980” 87 . Onze projetos de pesquisa foram implementados de 1997 até 2004, e todos deram resultado nulo, até esta data (2015), exceto um, do projeto DAMA , mas seu resultado foi controverso e também não foi confirmado. O Modelo Padrão da física de partículas não oferece partículas candidatas para a matéria escura fria não-bariônica. As extensões do modelo , por outro lado, no caso dos modelos supersimétricos é que oferecem as WIMPs , como uma possibilidade teórica. As partículas previstas pela supersimetria são todas muito mais pesadas que as conhecidas do Modelo Padrão. A partícula buscada é o “ neutralino ”, a mais leve de todas as supersimétricas. Considera-se que o neutralino foi gerado no Big- Bang , em grande número e se eles existirem na quantidade calculada pela teoria, então ele deve realmente ser a matéria escura, pois o volume de massa corresponde, quase exatamente, ao calculado atualmente, para a mesma. Mas se o neutralino não existir, um efeito colateral, teórico, atingirá, negativamente, a própria teoria do Big-Bang , afinal ela prevê mais massa do que a que foi efetivamente encontrada, até agora (apenas 50% nas massas de gás). Para detectar a matéria escura , os pesquisadores devem isolar o ruído de fundo, que pode confundir a detecção, nos diversos experimentos. Como a matéria escura interage com as demais partículas, apenas pela gravidade – e o que vimos não é bem o caso -, a sua detecção usa a força fraca , em eventuais colisões com núcleos da matéria comum. Tal interação pela força fraca, que é mais intensa do que a gravidade, também é usada para detectar os neutrinos , já há muito tempo encontrados. E a matéria escura, nada! Superadas as dificuldades técnicas para construir os detectores, que não confundam os pesquisadores, com desintegração das partículas radioativas presentes no próprio material do detector, temos a própria radioatividade terrestre que é mais intensa do que o sinal do neutralino . Tem também o problema dos raios cósmicos, quando os detectores são colocados acima da estratosfera. Mas os pesquisadores são muito criativos e superaram essas dificuldades e construíram detectores adequados. O artigo citado dá muitos detalhes técnicos para superar as dificuldades encontradas. Como os detectores construídos até 2004 não conseguiram encontrar evidências da existência do neutralino , espera-se que uma nova geração de detectores consiga fazer a descoberta. 98
Se não conseguirem, “então a supersimetria não deve ser a solução encontrada pela natureza para o problema da matéria escura”. (CLINE, 2003, p.81, tradução nossa)87 . A pergunta a ser respondida, na realidade é: a natureza precisa da matéria escura para construir as galáxias? O efeito colateral da não existência da matéria escura, também atingirá a teoria do Big-Bang e a supersimetria . Outras pesquisas foram feitas desde então, e também não encontraram a matéria escura. É o que veremos a seguir.
8.2 A matéria escura e a análise de 28 galáxias – mais dúvidas se ela existe
Em outubro de 2009, o jornal Folha de São Paulo, edição eletrônica, noticiou análise sobre o comportamento da matéria escura no centro de 28 galáxias (O estudo questiona a existência da matéria escura e põe o atual conceito de gravidade em xeque), reproduzindo divulgação da New Scientist 88 . Citando a referida reportagem:
Uma vez que a matéria escura não irradia luz, astrônomos deduzem a sua distribuição observando como o gás de uma galáxia e as estrelas estão se movimentando. Estudos prévios sugeriram que a matéria escura deve ser uniformemente distribuída em uma região central da galáxia - um resultado desconcertante, porque a gravidade da matéria escura em direção ao centro de uma galáxia devia torná-la progressivamente mais densa.
Agora, a tese enveredou novamente para o desconhecido, graças a uma análise da matéria normal no centro de 28 galáxias de todas as formas e tamanhos. O estudo mostra que sempre há cinco vezes mais matéria escura do que matéria normal - a mesma pesquisa diz que a densidade da matéria escura caiu um quarto em relação ao valor central.
A descoberta segue em rota de colisão com as expectativas porque a proporção de matéria escura em relação à normal deve depender da história da galáxia - por exemplo, se houve fusão com outra galáxia ou se ela permaneceu isolada durante toda a sua existência. Fusões devem distorcer a proporção entre matérias negra e normal em uma base única.
Não há, absolutamente, nenhuma regra de física que explique estes resultados, disse o coautor do estudo, Hong Sheng Zhao, da Universidade St. Andrews, na Inglaterra.
Os autores sugerem que talvez uma força da natureza ainda não descoberta atue entre a matéria escura e a matéria normal, uma vez que a gravidade, sozinha, não pode manter a proporção constante. (NEW SCIENTIST , apud FOLHA DE S. PAULO , 2009)88 .
99
Pela análise, ou a mesma está totalmente errada, ou a suposta matéria escura viola as leis físicas da gravidade, no caso da matéria normal bariônica, que se concentra de acordo com o aumento da densidade e da gravidade. Que a matéria escura interaja com a matéria normal apenas pela gravidade, faz parte da teoria, mas que ela não interaja nem com ela mesma, da mesma forma que a matéria bariônica, matéria normal faz, isso acaba colocando em xeque as próprias leis da física, pois agem de maneira diferente para a matéria escura, do que para a matéria normal. Os autores do artigo sugerem até uma nova “força” para explicar os resultados discrepantes! Os autores do estudo, buscando possível explicação para as observações, sugerem que talvez seja preciso fazer alguma modificação em nosso entendimento de como a lei da gravidade funciona, e se for o caso fazer modificações nas equações da mesma, eliminando a necessidade da matéria escura. Segundo eles “alguns estudos atuais, como a MOND (Dinâmica Newtoniana Modificada, na sigla em inglês) indicam para isso, sugerindo que a gravidade não desaparece tão rapidamente como as teorias correntes apregoam. ” (Tradução nossa) 88 . Talvez as evidências mostrem apenas que a matéria escura fria não-bariônica não existe! E as leis da gravidade podem ser alteradas!
8.3 Proporções estranhas são observadas nas galáxias e em buracos negros
Outro aspecto que chama atenção no estudo é a proporção de cinco vezes mais matéria escura em relação à normal, para todas as 28 galáxias! Como dizem os autores do artigo, não existe lei física que determine essa relação . À menos que seja uma definição arbitrária. Neste ponto, lembrei-me de outra relação estranha para as galáxias, que é a da massa dos buracos negros centrais que é sempre de 0,5% (1/200) da massa das galáxias. É uma relação também desvinculada das leis da física, pois também deveria seguir a história individual da galáxia. Marcelo Gleiser 89 destacou essa proporção no Jornal Folha de São Paulo , edição eletrônica, ressaltando ainda, que o telescópio Hubble também encontrou dois buracos negros no centro de aglomerados globulares de estrelas, satélites da Via Láctea , que contém milhões delas, e que a proporção de sua massa em relação à do aglomerado, também era de 0,5%, igual aos das galáxias! Outra definição arbitrária? Padrões cósmicos que se repetem devem ser melhores analisados, pois são indicativos de relações mais profundas da natureza.
100
8.4 WIMPS – as restrições estabelecidas pelo observatório FERMI/GLAST
Os tópicos a seguir analisam as pesquisas feitas para tentar encontrar as partículas subatômicas postuladas – as WIMPs -, em vários experimentos, nos últimos anos, destacando que até agora, nada foi encontrado.
8.5 Os limites de energia estabelecidos pelo observatório FERMI/GLAST
Em agosto de 2007, a NASA lançou o observatório astronômico FERMI/GLAST , para detectar raios gama, principalmente os provenientes da possível aniquilação de partículas WIMPs neutralinos , supostamente a partícula da matéria escura 90 . O Fermi/Glast era uma das últimas esperanças dos cientistas de encontrar a matéria escura. Mas criaram-se novas esperanças em experimentos projetados posteriormente. Os raios gama podem ser provenientes de uma multiplicidade de fontes de alta energia, como buracos negros e estrelas explodindo. Mas as teorias de extensão do Modelo Padrão, também preveem que eles podem vir de “WIMPs , que são partículas massivas que não emitem nem absorvem luz”90 . Segundo a teoria da supersimetria, as WIMPs podem atuar como suas próprias partículas de antimatéria. Quando dois WIMPs interagem, eles se aniquilam mutuamente gerando uma onda de partículas secundárias, bem como raios gama. Usando GLAST/LAT , os cientistas esperavam encontrar essas assinaturas de alta energia de matéria escura em nossa galáxia. Se eles tivessem conseguido, esta descoberta teria ajudado a resolver um dos mais grandiosos mistérios da astronomia. Mesmo que a matéria escura interaja muito mais fracamente do que a matéria ordinária, a matéria escura não se espalha uniformemente pelo espaço e deve formar halos em torno de galáxias. Se a matéria escura é na verdade composta de WIMPs , estes halos galácticos melhorariam as chances dessas partículas se reunirem e se aniquilarem, produzindo fluxos estáveis de raios gama detectáveis pelo Telescópio de Grande Área (GLAST ). O problema a ser solucionado seria distinguir e detectar os raios-gama produzidos por matéria escura, provenientes da sua aniquilação, daqueles gerados por inúmeras outras fontes do Universo.
101
Figura 71: Os neutralinos supersimétricos e a sua cascata teórica de partículas geradas por aniquilação
Créditos: NASA, Sky& Telescope / Gregg Dinderman.
Para diferenciar entre os dois, os pesquisadores criaram um conjunto de quatro diretrizes:
• A supersimetria prevê que WIMPs quando se aniquilam vão criar raios gama de comprimentos de onda específicos, distintos daqueles gerados por outras fontes, como buracos negros ou de supernovas. • A aniquilação de matéria escura deve produzir raios gama exclusivamente, descartando as interações que envolvem outras formas de radiação. • Estes sinais devem aparecer para GLAST não como fontes pontuais, mas como grandes manchas no céu - algumas quase duas vezes maiores que a Lua cheia. • Estes fluxos de raios gama devem ser contínuos, uma diferença marcante das explosões fugazes de raios gama, que duram apenas alguns milésimos de segundo a vários minutos.
Se o GLAST detectar estes sinais, será extremamente importante para a física de partículas e para a astrofísica. Ele vai representar uma grande conquista intelectual e um grande salto para frente na nossa compreensão do Universo nas escalas maiores e menores ao mesmo tempo", “disse Lynn 102
Cominsky, da Sonoma State University, em Rohnert Park, Califórnia, líder de educação do GLAST e equipe de divulgação pública. (Tradução nossa) 90 .
Esperava-se que esses observatórios encontrassem evidências robustas sobre a existência da matéria escura, mas até agora, em julho de 2015, isso não aconteceu.
8.6 Observações do observatório Fermi/LAT não encontraram sinal da matéria escura
Em 2012 a NASA 91 divulgou relatório do observatório astronômico espacial de raios gama FERMI , relativo às possíveis aniquilações das WIMPs , em observações de dez galáxias anãs que orbitam nossa Via Láctea: Não encontraram nenhum indício da cascata de aniquilação referida no tópico anterior, ou seja, não encontraram o produto da desintegração da suposta matéria escura. (Tradução nossa) 91 . As informações divulgadas sobre as observações efetuadas durante dois anos pelo telescópio do observatório de Grande Área ( LAT ), do FERMI , não detectou nenhum sinal, e ainda eliminou os possíveis candidatos a partículas de matéria escura, de acordo com esses dados. A estratégia usada pelos pesquisadores para tentar encontrar esses raios gamas especiais foi observar as galáxias anãs esferoidais satélites de nossa galáxia. Eles otimizaram a pesquisa, procurando eliminar as possíveis fontes de interferências, principalmente as da Via Láctea .
A equipe examinou dois anos de dados de raios gama detectados pelo LAT, com energias na faixa de 200 a 100.000 milhões de elétron-volts (GeV) de 10 das cerca de duas dezenas de galáxias-anãs conhecidas por orbitar a Via Láctea. Em vez de analisar os resultados de cada galáxia em separado, os cientistas desenvolveram uma técnica estatística - que eles chamam de uma análise de probabilidade conjunta - que avalia todas as galáxias de uma só vez, sem a fusão dos dados em conjunto. Nenhum sinal de raios- gama, de acordo com as aniquilações esperadas, a partir de quatro tipos diferentes de partículas geralmente consideradas WIMP foi encontrado.
Pela primeira vez, os resultados mostram que as WIMPs candidatas devem estar dentro de um intervalo específico de massas e de taxas de interação, senão não pode ser a matéria escura. Um artigo sobre os resultados relatados foi publicado na edição de 09 de dezembro de 2011, na Physical Review Letters. (Tradução nossa) 91 .
103
Os pesquisadores foram meticulosos e trataram da maneira adequada as incertezas nos perfis das galáxias-anãs, fazendo com que os resultados da equipe LAT estejam entre os mais precisos já conseguidos. Tal análise corrobora as observações e estudos levados a efeito em 2010, publicadas em dezembro de 2011, em que, preliminarmente, o FERMI/LAT , informou os limites de energia para as partículas de matéria escura, obtidos a partir da observação das galáxias anãs, satélites da Via Láctea. Agora, com observações de mais galáxias, também não foram observados quaisquer sinais de WIMPs , que pudessem ser representativas da matéria escura 92 . Maiores detalhes podem ser obtidos nos artigos e endereços eletrônicos abaixo: Exclusion of Canonical Weakly Interacting Massive Particles by Joint Analysis of Milky Way Dwarf Galaxies with Data from the Fermi Gamma-Ray Space Telescope, Phys. Rev. Lett., n. 107, dez. 2011, [5 páginas], por Alex Geringer- Sameth and Savvas M. Koushiappas 93 , do Departamento de Física da Brown University; Constraining Dark Matter Models from a Combined Analysis of Milky Way Satellites with the Fermi Large Area Telescope , Phys. Rev. Lett.,n.107, dez. 201, [6 páginas], por M. Ackermann et al.94 Novas melhorias no FERMI/LAT permitirão continuar as pesquisas, e aumentar a qualidade das observações.
Figura 72: Galáxia esferoidal anã, satélite da Via Láctea , uma das 10 estudadas pelo Observatório FERMI , localizada na constelação do Fornax
Créditos: ESO /Digital Sky Survey 2
104
8.7 Detector de matéria escura XENON100 , sob uma montanha na Itália – também não encontrou indícios da matéria escura
Foi divulgado em 05 de maio de 2010, o resultado de um teste de 11 dias, efetuado pelos pesquisadores Elena Aprile e Rafael Lang , da Universidade de Columbia (EUA ), em pesquisas efetuadas com o detector XENON100 , sob 1.500 metros de rocha, abaixo da montanha GranSasso , na Itália. Apesar dos dados possuírem muita clareza, os cientistas não encontraram nenhum indício da matéria escura 95 . Segundo eles, porém, a clareza com que eles não viram nada incitou esperanças de que tais experimentos estejam se aproximando do rigor e da sensibilidade necessários para detectar a sutil cola gravitacional do cosmos. Os resultados também lançam mais dúvidas sobre algumas controversas alegações de que a matéria escura já havia sido vista.
Esta é a mais forte declaração sobre a matéria escura atualmente, e diz: nós examinamos aqui, ali e até lá, mas não encontramos nada, diz Rafael Lang, da Universidade Columbia. Um artigo descrevendo o trabalho foi enviado ao jornal Physical Review Letters . (Tradução nossa) 95 .
Como até agora, nenhum novo resultado foi divulgado dessa pesquisa, dando conta da possível detecção da matéria escura, presumimos que nada foi encontrado, até junho de 2015. O último artigo publicado, em 20.03.2013 (versão 2), em http://arxiv.org/abs/1207.5988, informa que não produziu evidências da detecção de matéria escura, dentro do escopo do projeto.
8.8 O Experimento LUX – Nada ainda de matéria escura até junho de 2015
Marcelo Gleiser , professor de física e astronomia do Dartmouth College , em Hanover (EUA), relatou notícia em 03.11.2013, às 01h45, na sua coluna, no jornal eletrônico da Folha de São Paulo 96 (acesso para assinantes) de que um outro experimento para detectar matéria escura, também não teve sucesso.
Na semana passada, o mais sensível até aqui, o experimento LUX (do inglês Large Underground Xenon dark matter experiment - Grande experimento subterrâneo de detecção de matéria escura usando xenônio) publicou os resultados dos primeiros três meses de funcionamento: nada foi achado, o mesmo com todos os outros experimentos que buscam por matéria escura.
Ele ainda acrescenta: 105
Mesmo que a caçada continue, é inevitável questionar se não estamos seguindo a pista errada; talvez a explicação seja outra? Modificações da gravidade foram propostas, mas sem grande motivação. Por ora, o universo continua envolto em mistério.
A notícia sobre o resultado do detector LUX , a que Marcelo Gleiser se refere, foi publicada por Adam Mann com o título: Huge Dark Matter Experiment Finds Nothing but More Mysteries - Matéria escura enorme experimento não encontra nada, mas mais mistérios (tradução nossa)97 . Referido experimento, além de não detectar nenhuma possível partícula que pudesse ser de matéria escura fria, dentro dos parâmetros definidos para a pesquisa, está sendo feito em uma caverna, a uma profundidade de cerca de 1.500 metros, em Dakota do Sul (E UA), no chamado Laboratório Subterrâneo Sanford . O detector é feito de 370 kg de xenônio líquido e está cercado por um tanque de água para protegê-lo, sendo feito de materiais que não emitem muita radiação, como o titânio e o teflon. A detecção é feita somente no centro do detector para evitar captura de qualquer outra partícula subatômica que pudesse penetrar a todas as barreiras de eliminação de ruído de fundo. A equipe calcula que esse detector é duas vezes mais sensível às partículas WIMPs pesadas, e quase 20 vezes mais sensível, quando comparado com o detector XENON 100 , que vimos no subtópico anterior. Resultado nulo no detector LUX sugere que a ideia de encontrar matéria escura como uma partícula WIMP poderia chegar ao fim, eliminando a hipótese. Isto contradiz outros resultados divulgados, alegando que poderiam ter encontrado sinais de matéria escura, como no experimento CDMS , considerando que dada à maior sensibilidade do LUX , deveriam ter sido detectados 1600 eventos. É claro que os pesquisadores dos outros experimentos não concordam com essa afirmação e procuram achar falhas no detector e nos parâmetros de pesquisa. No entanto, reconhecem que os resultados obtidos com o LUX começam a descartar as previsões de uma série de teorias. Outro artigo comentando o resultado foi publicado no sítio da revista Scientific American Brasil , sob o título: Varredura experimental não detecta matéria escura - Ausência indícios de matéria escura questiona proposições anteriores , escrito por Clara Moskowitz 98 , que entre outras informações nos diz:
Os resultados, apresentados ontem (30/10) em um seminário e enviados para publicação à Physical Review Letters , eliminam várias massas e características possíveis para as partículas que compõem a matéria escura. O resultado nulo também conflita com experimentos anteriores que relataram possíveis sinais de matéria escura.
O experimento é duas vezes mais sensível a partículas hipotéticas de matéria escura com grandes massas que outros detectores, e é ainda melhor se as partículas de matéria escura forem relativamente leves, observam os cientistas. O fato de o LUX ainda não ter registrado nenhum impacto desse tipo indica que as partículas no espectro de massa a que ele é sensível – entre cinco e 10 mil vezes a massa de um próton (uma unidade 106
chamada de giga-elétron volt) – interagem de maneira extremamente rara com a matéria comum.
Os novos resultados do LUX também lançam dúvidas sobre alegações anteriores de possível detecção de matéria escura. O projeto italiano Dama (que significa Dark Matter , ou matéria escura) alegou ter observado sinais de WIMPs há mais de uma década, e mais recentemente o CDMS (Busca Criogênica por Matéria Escura, em inglês) e o experimento CoGeNT (Tecnologia Coerente de Neutrinos baseada em Germânio, em tradução aproximada), ambos em Minnesota, observaram alguns eventos que podem ser atribuíveis à matéria escura. “Infelizmente não vejo essas alegações sobrevivendo aos novos resultados”, lamenta Gaitskell. (Tradução nossa) 98 .
Até junho de 2015, nada mais foi noticiado, no sítio do experimento, de possíveis resultados positivos a respeito do experimento, apenas restrições cada vez maiores ao tipo de possível WIMP a ser, talvez detectada.
Figura 73: Uma visão da parte inferior do Detector LUX
Créditos: Lux dark matter /Flickr A esperança dos pesquisadores ainda não morreu, pois esperam resultados dos atuais detectores, como o AMS-02 localizado na Estação Espacial Internacional, com uma vida útil equivalente à da própria estação espacial, e projetam ainda melhores detectores para novas tentativas de detectar a matéria escura. 107
8.9 A matéria escura e a as restrições para uma teoria de formação das galáxias – raio-luminosidade independente do meio ambiente da galáxia
Quando, em 1933, Fritz Zwicky constatou que, pela lei da gravitação de Newton , faltava matéria para explicar o movimento das estrelas das galáxias do aglomerado de Cabeleira de Berenice , ele não propôs a existência de nenhuma matéria exótica. Apenas faltava matéria normal, não visível pelos telescópios óticos da época, que mostravam apenas a matéria iluminada ou que emitia luz. Mas, a suposta matéria faltante, acabou ganhando vida própria, e passou a ser postulada como uma espécie de matéria exótica, capaz de agrupar a matéria normal (entendida como gás hidrogênio, hélio e lítio), de forma a possibilitar a formação das galáxias (e as estrelas dentro delas), pois de outro modo, elas não poderiam ter se formado no tempo de vida atual do Universo observável, cerca de 14 bilhões de anos. Só que muita ciência foi feita desde então, e o átomo foi estilhaçado e muitas novas partículas foram descobertas. O Modelo Padrão da física de partículas foi criado, e nada da matéria escura aparecer. Novas teorias foram criadas e a matéria escura exótica, acabou sendo procurada como o santo gral da física de partículas, de forma a salvar não as pessoas, mas a teoria da formação das galáxias. Dessa forma, nada mais natural do que pesquisar também, o que a astrofísica e a astronomia já descobriram sobre a formação as galáxias, independentemente da teoria da matéria escura. Encontrei o artigo “Como as galáxias de formam?99, (tradução nossa), de autoria de Sidney van den Bergh , cujo resumo apresento:
Sidney van den Bergh relata que as galáxias se formam por fusões caóticas, de galáxias menores se fundindo entre grandes e frios halos de matéria escura, em que a matéria bariônica das formações de estrelas foi incorporada. Seria de esperar, portanto, as propriedades das galáxias individuais seriam determinadas por vários fatores independentes, como a história da formação das estrelas, história de fusão, massa, momento angular, tamanho e ambiente. Ele acrescenta, então que foi surpreendente que as galáxias parecem se formar quase como que por uma família de parâmetros, em que a massa das galáxias é o fator dominante.
O trabalho feito por Disney et al. (op. cit. em Disney, MJ, Nature 455, 1082, 2008) segue de perto os passos de um estudo anterior por Gavazzi et al. (op. cit. em Gavazzi, G., Pierini, D., e Boselli, A. A & A 312, 397, 1996) no qual foi mostrado que os raios das galáxias, medido em um brilho de superfície azul de magnitudes 25,0 por segundo de arco quadrado, ficou demonstrado que a luminosidade e a galáxia estão muito estreitamente correlacionadas. A partir desta observação Gavazzi et al. concluíram que, em primeira ordem, a evolução da galáxia pode ser descrita por um único parâmetro - a massa inicial. 108
Em particular, ele apontou que os tipos morfológicos de um grupo de galáxia de Hubble, apresentam pouca dependência de suas propriedades estruturais. Eles, portanto, concluíram que fatores como o ambiente e momento angular inicial induziram efeitos de ordem apenas segundo a evolução geral de galáxias.
Surpreendentemente Gavazzi et al. notaram que a correlação entre os raios e as luminosidades das galáxias parecem diferir pouco, se é que diferem alguma coisa, entre galáxias em campo relativamente isolados e galáxias que estão localizadas em grandes aglomerados. Eles concluíram a partir destes resultados que as interações gravitacionais entre as galáxias podem ter desempenhado um papel menor do que se acreditava anteriormente.
Um resultado similar foi obtido por Girardi et al. (op. cit. em Girardi, M., Biviano, A., Giuricin, G., Mardirossian, F. & Mezzetti, M. APJ 366, 393, 1991) que dividiu as observações das galáxias no aglomerado de Virgem em sub-regiões: Uma região interna dentro R = 0,5 Mpc, uma casca intermediária, com 0,5
Para verificar se a conclusão de que a relação entre as luminosidades das galáxias e seus raios não são fortemente correlacionada com o ambiente, Van den Bergh (op. cit. em Van den Bergh, S. A & A 490, 97 [0.808,3601], 2008, A Relação Magnitude Diâmetro de Galáxias) fez, recentemente, comparação entre os raios e as luminosidades das 80 galáxias mais brilhantes dentro de uma distância de 10 Mpc do Sol. Esses dados mostram que galáxias próximas parecem exibir a mesma relação entre raio e luminosidade, assim como as galáxias em aglomerados grandes, como Virgem e Coma.
Além disso, essas galáxias vizinhas também parecem não apresentar correlações óbvias entre sua relação raio-luminosidade e seu ambiente presente. Em particular, não é encontrado na dependência da densidade de massa local, tal como definido por Karachentsev & Malakov (op. cit. em Karachentsev, ID, e Malakov, DL IAU 186, 109, 1999).
O volume dessa montagem de evidências sugere que os dados apresentados acima demonstram que as galáxias constituem (quase) um parâmetro de família com base na massa, com pouca ou nenhuma indicação de uma dependência significativa da densidade do meio ambiente.
Esta conclusão coloca uma série de desafios significativos para o paradigma hierárquico vigente da fusão.
Ora, se o meio ambiente não influencia na formação da galáxia, e se no meio ambiente, é postulada a existência da matéria escura exótica, que seria o fator de aglutinação da matéria bariônica para a formação da galáxia, a matéria escura não é mais necessária, por consequência. 109
Encontrei também outro estudo, muito semelhante ao apresentado acima, mas com dados diferentes, mas que chega à mesma conclusão, a matéria escura fria, aparentemente, nada tem a ver com a formação das galáxias, nem a teoria da fusão hierárquica de galáxias menores em galáxias cada vez maiores. Estamos seguindo os dados onde quer que eles nos levem!
8.10 Correlações entre os parâmetros para formação das galáxias – mais restrições à teoria da fusão hierárquica – Impactos na possível existência da matéria escura
No artigo “ As galáxias parecem mais simples do que o esperado ”100 temos um estudo que filtrou mais de 300 fontes de rádio de um levantamento muito maior, oriundas da emissão de rádio de 21 centímetros de hidrogênio neutro, feita com o radiotelescópio Parkes. Tais emissões foram sobrepostas numa região pesquisada pelo Sloan Digital Sky Survey (SDSS ), na região de espectro ótico. Duzentas fontes, das 300 fontes selecionadas, eram efetivamente galáxias individuais, representativas de toda a gama de galáxias espirais gigantes entre extremos e anãs. (Figura 73, abaixo). Os aspectos técnicos podem ser consultados na referência citada, mas para este artigo, importam as conclusões do estudo, citadas a seguir:
As galáxias são sistemas complexos e a sua evolução, aparentemente, resulta da interação da dinâmica da formação estelar, do enriquecimento químico, e feedback de explosões de supernovas e buracos negros supermassivos. 101
A teoria hierárquica da formação de galáxias sustenta que as galáxias são montadas a partir de pedaços menores, através de numerosas fusões de matéria escura fria. (Tradução nossa) 100 .
De acordo com a teoria da formação hierárquica das galáxias temos que:
As propriedades de uma galáxia individual devem ser controladas por seis parâmetros independentes, incluindo a massa, momento angular, fração de bárion, idade e tamanho, bem como pelos acidentes de sua história recente de fusão casual com outras galáxias. (Tradução nossa) 100 .
Os autores do artigo nos informam, ainda, resumindo o estudo:
Aqui mostramos que uma amostra de galáxias que foram primeiramente detectadas através da sua emissão de radiofrequência gerada por hidrogênio neutro e são, assim, livres de efeitos de seleção ópticas (op. cit. em: “As galáxias parecem mais simples do que o esperado”, Disney MJ IAU 171, 9, 1999, tradução nossa), e que mostram cinco correlações 110
independentes entre seis observáveis independentes, apesar de terem uma grande variedade de propriedades.
Isto implica que a estrutura destas galáxias deve ser controlada por um único parâmetro, embora não se possa identificar qual parâmetro do nosso conjunto de dados.
Tal grau de organização parece estar em contradição com a teoria hierárquica da formação de galáxias, um princípio central do paradigma da matéria escura fria na cosmologia. (Tradução nossa)100 .
Os autores destacam que a construção de uma galáxia pode ser controlada por sete grandezas físicas, quais sejam: “a massa total, a fração bárion, a idade, momento angular específico, a energia de calor específico (movimento aleatório), o raio e concentração, apenas seis dos quais podem ser independentes, devido ao teorema do virial”. (Tradução nossa) 100 . Foram encontradas cinco correlações, quatro das quais já eram conhecidas, sendo que “cada correlação descoberta, se independente do resto, irá definir uma restrição adicional sobre a física da origem das galáxias”. (Tradução nossa) 100 . Dessa forma “a teoria da formação de galáxias e sua evolução deve fornecer cinco equações de restrição independentes para restringir as observações. Este é um conjunto tão rigoroso de requisitos que é difícil imaginar qualquer teoria, além da correta, que cumprirá todos eles”. (Tradução nossa)100 . A conclusão é que “a equipe acredita que sua descoberta pode significar que a matéria escura fria - uma substância invisível que alguns astrofísicos têm invocado para explicar a formação e movimento das galáxias - não existe”. (Tradução nossa) 100 .
Figura 74: Amostra representativa dos tipos das duzentas galáxias
Os cientistas Mike Disney e colegas afirmam ter mostrado que seis propriedades importantes das galáxias são controladas por um único parâmetro. Embora a equipe ainda tenha que identificar esse parâmetro, eles acreditam que ele está relacionado com a massa das galáxias. De acordo com Disney, a descoberta torna muito improvável que as galáxias sejam formadas de acordo com a teoria hierárquica da formação das galáxias. (Tradução nossa) 100 .
Crédito: Andrew West
111
Outra implicação é que como a teoria da formação hierárquica das galáxias tem em sua base a matéria escura, o resultado da pesquisa “fornece fortes evidências de que o MDL não existe. ” (Tradução nossa) 100 . É possível que a variável “ massa da galáxia ”, seja, na realidade, definida pela massa do seu buraco negro central, que é de 0,5% da massa da galáxia (8.3) e como vimos em subtópico anterior, 8.2, “ A matéria escura e a análise de 28 galáxias – mais dúvidas se ela existe mesmo ”, a matéria escura corresponde a 5 vezes da massa normal da galáxia, qualquer que seja o seu tamanho e forma. É claro que isto implica em outras considerações, que não é objeto deste artigo. Esse parâmetro, também se aplica aos aglomerados globulares, cuja massa do seu buraco negro central, também tem a mesma relação percentual com a massa total do aglomerado.
8.11 A última esperança da matéria escura exótica – Experimento AMS-02
Em abril de 2013 foi publicada a notícia de que é possível que o primeiro sinal da matéria escura tenha tido encontrado por um detector de pósitrons (antipartícula do elétron), que está instalado na Estação Espacial Internacional – ISS -, em órbita da Terra, a uns 300 quilômetros de altura 102 . Nogueira, o jornalista, relata em seu artigo que o experimento feito na Estação Espacial Internacional, em órbita da Terra, através do detector AMS (Espectrômetro Magnético Alfa), busca detectar elétrons e pósitrons, oriundos da desintegração de partículas dos chamados raios cósmicos (prótons, nêutrons e elétrons) que atingem o tempo todo nosso planeta. O equipamento (Figura 74 abaixo) opera no espaço desde maio de 2011, e agora foram divulgados os resultados dos primeiros 18 meses de trabalho, no CERN (Centro Europeu para Pesquisa Nuclear ). Os dados acumulados apresentaram um excesso de pósitrons (antipartícula do elétron) que, entre outras possíveis explicações, pode ser resultado da desintegração de partículas da matéria escura exótica, por impactos de raios cósmicos. Diz o artigo de Nogueira:
Especula-se que esses detectados pelo instrumento tenham sido gerados pela colisão de partículas de matéria escura nas bordas da galáxia.
Componentes da chamada antimatéria, os pósitrons são raros e só podem aparecer quando produzidos por algum evento ocorrido na própria Via Láctea 102 .
É o que veremos a seguir.
112
Figura 75: Estação Espacial Internacional e Detector AMS
Créditos: NASA 9.
Existem dúvidas ainda, de que os pósitrons detectados pelo AMS (Espectrômetro Magnético Alfa ), realmente sejam resultado da colisão de raios cósmicos com partículas de matéria escura. Nogueira ainda relata que:
Uma possibilidade mais prosaica para explicar o excesso de pósitrons seria imaginar que eles são formados nos arredores de pulsares (cadáveres de estrela de alta massa) e então ejetados a grandes velocidades 102 .
Se for mesmo matéria escura, os cientistas devem observar uma queda abrupta na produção de pósitrons na faixa mais alta de energia", diz Ronald Shellard, físico do CBPF (Centro Brasileiro de Pesquisas Físicas) não ligado ao estudo. "Há um indício de que isso esteja acontecendo, mas ainda é preciso mais dados para confirmar 102 .
A vida útil do AMS é de cerca de 20 anos (mas está limitada pela vida útil da Estação Espacial Internacional , que é menor), e, portanto, deve coletar muitos pósitrons, de uma grande faixa de energia, de forma a possibilitar diferenciar de onde eles procedem se de partículas de matéria escura fria não-bariônica, ou de outros geradores de partículas de antimatéria da galáxia. O detector AMS é um experimento apoiado e financiado (a um custo de 2 bilhões de dólares), pelo Departamento de Energia (EUA ), NASA , CERN , além de mais de 50 instituições de 16 países 103 . Durante estes primeiros 18 meses de trabalho do detector foram coletados e analisados 25 bilhões de raios cósmicos primários com 6,8 milhões de elétrons e sua antipartícula, o pósitron. Foi detectado, também, um excesso de 400 mil pósitrons (partículas de antimatéria) sobre a quantidade de elétrons. A faixa de
9 Disponível em:
energia observada foi de 0,5 até 350 GeV. Para energias acima de 340 GeV, mais tempo de observação é necessário, de forma a aumentar a base estatística do experimento. Observou-se, também, que os pósitrons não estão vindo de uma direção preferencial do espaço, e outra observação é a de que, uma porção significativa dos elétrons de alta energia e de pósitrons é originária a partir de uma fonte comum. Além da reportagem citada, busquei o artigo de origem da matéria, e o encontrei no artigo completo (tradução nossa): Primeiro resultado do Espectrômetro Magnético Alpha na Estação Espacial Internacional: Precisão na Medição da Fração Pósitron em raios cósmicos primários de 0,5-350 GeV, de M. Aguilar et al . ( AMS Colaboração) 104 . Encontrei, também, outro artigo, comentando o original acima citado, sob o título (tradução nossa) “Ponto de vista: Abundância de Pósitrons ”, de Stephane Coutu , do Instituto de Gravitação e do Cosmos , os Departamentos de Física e de Astronomia e Astrofísica , Pennsylvania State University, University Park, EUA e M. Aguilar et al . ( AMS Colaboração) 105 . O artigo de Stephane Coutu é muito interessante e faz um resumo das pesquisas efetuadas pelos satélites orbitais PAMELA , FERMI -LAT e AMS -02 (veja gráfico e sinopses abaixo), em busca da fração de pósitrons em raios cósmicos de alta energia, que se espera, sejam produzidos pela desintegração de matéria escura.
Figura 75.1: Gráfico da fração de pósitrons em raios cósmicos de alta energia, PAMELA, Fermi-LAT e AMS-02.
Créditos: AGUILAR M. et al., 2013 104 . 114
A nova medição do AMS se estende por uma faixa de energia mais ampla e tem muito menos incerteza do que as medições anteriores do PAMELA e satélites Fermi-LAT (ou experiências efetuadas em balões mais antigos). A medição AMS confirma um excesso na fração de pósitrons de alta energia, acima do que é esperado de pósitrons produzidos em interações de raios cósmicos. (A faixa em cinza indica a gama esperada da fração de pósitrons, a qual é baseada em cálculos. (Tradução nossa) 106,107,108 .
Figura 76: Possíveis origens da antimatéria encontrada no AMS
Créditos: GALEX, JPL-Caltech, NASA ; Gráficos: APS / Alan Stonebraker
O fluxo de partículas de alta energia perto da Terra (raios cósmicos) pode vir de várias fontes. Partículas "primárias" (verde) vêm da fonte de raios cósmicos originais (normalmente, um remanescente de supernova). "Secundárias" (amarelo) vem das partículas que colidem com o gás interestelar e produzem pions e múons, que decaem em elétrons e pósitrons. A terceira possibilidade interessante é que os elétrons e pósitrons (roxos) são criados pela aniquilação de partículas de matéria escura, denotado por χχχ˜ na figura, na Via Láctea e seu halo. Note-se que para fins ilustrativos a imagem de fundo usada aqui é de Andrômeda, uma galáxia espiral comum, mais ou menos semelhante à nossa. (Tradução nossa)106,107,108 .
O projeto do AMS está baseado no fato de que a antimatéria é rara hoje no universo, pois a teoria cosmológica sobre a origem do Universo prevê que ela foi totalmente aniquilada naquela época. Isso significa que as partículas de antimatéria detectadas hoje, no fluxo de raios cósmicos energéticos perto da Terra, foram criadas por fontes dentro da nossa galáxia.
Antimatéria surge como um subproduto de núcleos de raios cósmicos ordinários interagindo com o gás interestelar diluído. Por exemplo, quando um raio cósmico energético de próton - é produzido por remanescentes de uma supernova - colide com o núcleo de um átomo de hidrogênio no meio interestelar, a interação pode produzir píons . Estas partículas decaem em múons e, finalmente, em elétrons e pósitrons em igual número. Elétrons energéticos e pósitrons que chegam a Terra, portanto, consistem em uma mistura "primária" de elétrons carregados negativamente, a partir das mesmas fontes astrofísicas que produzem os núcleos de raios cósmicos, 115
em primeiro lugar, e pósitrons adicionais "secundários" e elétrons a partir das interações de raios cósmicos (Fig. 55). Baseado em modelos de interações de partículas e os processos de transporte na Galáxia. (Tradução nossa)106,107,108 .
Stephane Coutu comenta ainda que:
[...] com tantos experimentos apontando para um excesso de antimatéria, estamos agora em posição de perguntar o seguinte: De onde ela vem? Isto pode demorar um pouco para se resolver. Há muitos cenários teóricos, todos com incertezas suficientes, que parecem infinitamente adaptáveis a qualquer capricho, torção, ou sugestão de estrutura no espectro de pósitrons. Pode-se chamar raios gama energéticos que se convertem em pares de elétron-pósitron na proximidade dos polos magnéticos de pulsares 109 . Pode-se imaginar que os pósitrons são produzidos no decaimento de radioisótopos dentro de um acelerador cósmico, digamos, um remanescente de supernova 110 . E, existe a possibilidade emocionante que todos esses experimentos terem visto o sinal de partículas de matéria escura se aniquilar no halo 111 . Há uma incerteza significativa de modelagem em todos esses cenários, porém, como as partículas se propagam através da Galáxia, a massa das partículas de matéria escura, e suas taxas de interação. Mas as ideias são atraentes e permanecem na base para a especulação animada. (Tradução nossa) 105 .
Ele concluiu que a adaptação e interpretação dos dados deverão respeitar e se enquadrar nas restrições que vêm de outras experiências efetuadas 112,113,114,115 de forma a explicar a fração de pósitrons encontrada. Que até pode ser das partículas da possível matéria escura fria não-bariônica, mas também pode ser de outras fontes da Via Láctea , a nossa galáxia. De qualquer forma, o AMS-02 vai revelar se a antimatéria encontrada pode ser oriunda da desintegração de partículas de matéria escura fria não bariônica ou não. Se for encontrada uma queda acentuada na presença de pósitrons em energias mais altas do que as captadas até agora, isso poderia ser uma pista para origem ser proveniente da matéria escura exótica, caso contrário, um declínio gradual indicaria que pulsares são os criadores de antimatéria116 . Podemos especular, ainda, que outra possível fonte comum da origem dos elétrons e pósitrons de alta energia, citada no artigo: First Result From The Alpha Magnetic Spectrometer Experiment 117 , de 03 de abril de 2013, talvez sejam oriundos das enormes bolhas energéticas de raios gama, com 25 mil anos-luz cada uma, acima e abaixo do plano da Via Láctea, conforme tratamos neste artigo, no tópico “ A nossa Via Láctea – a massa invisível: bolhas gigantes de energia” (ver figura n. 7). Podemos estar imersos numa chuva de partículas oriundas desses dois lóbulos de alta energia gama, e detectando o decaimento dessas partículas em nossa vizinhança, nada tendo a ver com a procurada matéria escura exótica. É claro que isso é um dos muitos “ruídos de fundo” que o projeto AMS deve filtrar 116
eficientemente, para chegar a uma conclusão definitiva sobre a descoberta desse excesso de pósitrons de alta energia. Outras descobertas publicadas em 2008, no Jornal The New York 118 , nos dão conta da descoberta de raios cósmicos detectados por um balão estratosférico de pesquisa que contornava o Polo Sul, em que também fora registrado um número excessivo de elétrons e pósitrons. É claro, que tais partículas poderiam ter sido geradas por remanescentes de explosões de supernovas, ou pulsares, que poderiam gerar partículas superenergéticas, chegando a até trilhões de elétrons-volts (um próton, por outro lado, tem cerca de um bilhão de elétron-volts), mas também não estava descartada a possibilidade de serem oriundas da desintegração de partículas e matéria escura. Tal artigo também relata que o satélite Integral , da Agência Espacial Europeia, detectou raios gama vindo do centro da nossa galáxia sugerindo a presença de pósitrons por lá. O grande problema realmente está, em separar o ruído de fundo conhecido e desconhecido, daquele que se busca identificar como ruído da desintegração da matéria escura. A mesma reportagem ainda aventa a possibilidade de que tais descobertas poderiam indicar possíveis partículas previstas pela teoria da Supersimetria, o que poderia apoiar a teoria das supercordas. Além disso, poderia também indicar a existência de outro tipo de partícula, chamada de Kaluza-Klein , uma partícula existente numa quinta dimensão. Wefel sugere uma massa para essa partícula de cerca de 620 bilhões de elétrons-volts. Ele ressalta que um salto abrupto nos dados “ seria uma forte evidência ” dessa partícula multidimensional. Por outro lado, o experimento realizado na Estação Espacial Internacional, o AMS-02 , em 2013, sob o título New limits on dark matter annihilation from AMS cosmic ray pósitron data 119 , nas conclusões do referido artigo, nos informa que não foi encontrado nenhum sinal de matéria escura nos dados coletados e analisados até aquele momento.
8.12 Os pósitrons em excesso realmente existem? Novo modelo teórico sobre propagação de raios cósmicos, diz que não
Em artigos publicados em 2013, por Tushna Commissariat120 , com o título O "excesso" de pósitron realmente existe? (tradução nossa) e por Kfir Blum, Boaz Katz e Eli Waxman 121 , com o título AMS-02 Results Support the Secondary Origin of Cosmic Ray Positrons (AMS-02 resultados suportam a origem secundária de pósitrons raios cósmicos pósitrons, tradução nossa), relataram que os excessos inexplicáveis de pósitrons (partículas de antimatéria, no caso, a antipartícula do elétron) de alta energia detectados pelos observatórios astronômicos orbitais PAMELA, em 2008, FERMI , em 2011 e pelo AMS, em abril de 2013, e, 117
presumivelmente originários da desintegração de matéria escura ou pulsares, não existe. O artigo de Tushna , do Physicsworld.co m120 , destaca que as duas explicações “populares” para o excesso de pósitrons são:
I) aniquilação de partículas de matéria escura por impacto com raios cósmicos ; II) e que os pósitrons estão sendo criados em pulsares .
Kfir Blum e Boaz Katz , do Instituto de Estudos Avançados de Princeton , dos EUA e Eli Waxman no Instituto de Ciência Weizmann , em Israel , argumentam em seu artigo teórico de que não há excesso de pósitrons real, calculando um limite superior “robusto” para o fluxo de pósitrons criado via interação de raios cósmicos de alta energia com o gás ambiente da nossa galáxia, destacando, que o fluxo de pósitrons medidos pelo PAMELA e pelo Espectrômetro Magnético Alfa (AMS-02) , encontra-se abaixo desse limite 121 .
[...] Eles dizem que as observações de pósitrons estão bem dentro do seu cálculo de um limite superior do número de pósitrons de alta energia criados quando os raios cósmicos colidem com a matéria galáctica ambiente. De fato, os pesquisadores sugerem que as medidas de pósitrons atuais derramam uma nova luz sobre a física de propagação de raios cósmicos - a matéria não escura ou pulsares. (Tradução nossa)121 .
O problema básico do excesso de pósitrons é que não existe, segundo os autores do artigo ( Blum, et al. ), uma teoria confiável sobre a propagação de raios cósmicos, então o que eles fizeram, foi prever um limite robusto para o fluxo de pósitrons. O fluxo de pósitrons medido por PAMELA e AMS02 encontra-se abaixo deste limite superior, e é consistente com ele para que não haja excesso", diz ele. Blum explica ainda que a maioria das reivindicações de pósitrons em "excesso" é baseada em modelos teóricos especulativos de propagação de raios cósmicos e uma vez que o problema em si é mal compreendido "esses modelos, mais frequentemente do que não, usam muitas hipóteses simplificadoras. Quando se tenta chegar ao fundo do "excesso" aclamado, a questão sempre se resume a uma ou algumas dessas hipóteses simplificadoras subjacentes, que não pode simplesmente ser correta no mundo real.
Se os dados futuros acabarem mostrando um fluxo de pósitrons acima do nosso limite, isso pode significar que é necessária uma fonte exótica. Eu, pelo menos ficaria encantado. Mas este não é o lugar onde eu colocaria meu dinheiro em função dos dados que temos agora. Kfir Blum, do Instituto de Estudos Avançados. (Tradução nossa)121 .
A forma que os pesquisadores encontraram para validar seus cálculos, já desde 1999, com os dados do PAMELA, é a utilização dos antiprótons produzidos pelos fluxos de raios cósmicos. Eles destacam que “a diferença entre os cálculos reside no fato de que antiprótons não mudam a sua energia enquanto viajam através 118
da galáxia, enquanto pósitrons fazem”.121 Devido a isso, eles podem calcular o fluxo real, ao invés de um limite superior, validando os seus cálculos, uma vez que o fluxo de antiprótons medidos concorda com a previsão deles. “Na verdade, os pesquisadores têm feito anteriormente cálculos de limite superior semelhantes para os dados do PAMELA 2009 , e diz que a confirmação posterior com AMS-02 só adiciona suporte à sua teoria”. (Tradução nossa)121 . Os autores do artigo também destacam que os novos dados do fluxo de pósitrons do AMS-02, a energias ainda mais altas do que as que foram detectadas até agora, poderão validar a teoria, desde que os fluxos de pósitrons observados fiquem abaixo do seu limite superior robusto ou não. Caso fiquem acima do limite, isso vai afastar a “interpretação secundária imediatamente”. 121 . Mas face aos dados atuais do AMS-02, os autores não contam com isso, apesar de estarem abertos a novas evidências. Ainda apresentam outras formas de testar a teoria, com as futuras medidas de núcleos radioativos de raios cósmicos, como os isótopos de berílio e alumínio, que darão informações do tempo de confinamento dos raios cósmicos na galáxia. Outro pesquisador, que trabalha buscando a possível fonte dos raios cósmicos, Subir Sarkar , da Universidade de Oxford , no Reino Unido , destaca que a fonte dos mesmos podem ser os remanescentes de explosões de supernovas próximas, que estão acelerando prótons de alta energia, que interagem com a matéria ambiente para fazer pósitrons , que também são acelerados. “A previsão que fizemos para a fração de pósitrons - com base em medições independentes do fluxo de pósitrons/elétrons, pelo satélite Fermi - são consistentes com as descobertas do AMS-02", diz Sarkar (apud COMMISSARIAT, 2013). (Tradução nossa)120 . Assim, muito tempo antes de terminar o experimento AMS-02 , cálculos minuciosos com os componentes de raios cósmicos, indicam que não existe o “excesso de pósitrons” , pois isso é, segundo os autores, falha no processo de entendimento da propagação dos raios cósmicos, à vista da não existência de uma teoria completa e robusta sobre a origem dos mesmos. É mais um grande problema para a teoria da matéria escura fria não bariônica, para o modelo ΛCDM , e para as conclusões futuras do experimento AMS- 02 .
8.13 Matéria escura quente (HDM ou WDM) - Neutrinos Estéreis - aglomerado de galáxias Perseus e observações em outros 73 aglomerados de galáxias
Além dos grandes volumes de massa que encontramos em diversos ambientes, em forma de gás e poeira galácticos, gás e poeira, inclusive ferro, intergalácticos (em volta de galáxias, aglomerados e superaglomerados de galáxias), existe a inferência da possível existência de partículas chamadas de 119
“neutrinos estéreis” , que poderiam ser encontrados, basicamente, dadas as condições adequadas (existência de gás superaquecido a milhões de graus), em aglomerados e superaglomerados de galáxias. Tais neutrinos estéreis poderiam responder pelo volume de matéria escura quente (HDM ou WDM) que ainda falta após a aplicação da MOND em todos os âmbitos, para completar o inventário de matéria, o que será melhor analisado nos tópicos seguintes. Ressalte-se que a MOND nunca inferiu que não existe nenhum tipo de matéria escura. Mas se existir, além da forma em gás difuso, no meio intergaláctico médio, ou ainda em forma poeira ou metais pesados, simultaneamente, também pode existir na forma de neutrinos estéreis , apenas a sua contribuição com a densidade de massa total no inventário de massa do universo ainda não é clara ou quantificada. Isso será objeto de novas observações por um novo observatório espacial, chamado de Astro-H (Veja em: http://astro-h.isas.jaxa.jp/en/), com um novo tipo de detector de raios-X, sensível o suficiente para resolver a questão observada recentemente no aglomerado de galáxias Perseus, e em outros 73 aglomerados de galáxias , inclusive na galáxia de Andrômeda , a ser lançado neste ano de 2015. As primeiras propostas, até onde pude rastrear, sobre a possibilidade dos neutrinos estéreis serem apresentados como um dos possíveis componentes da matéria escura quente (HDM ou WDM) , foram as seguintes: a primeira proposta foi feita por Scott Dodelson e Lawrence M. Widrow , em janeiro de 1994, com o título: Sterile neutrinos as dark matter , ou Neutrinos estéreis como a matéria escura (tradução nossa) 209 ; outra proposta foi apresentada em abril de 1999, por Xiangdong Shi e George M. Fuller , com o título: New Dark Matter Candidate: Nonthermal Sterile Neutrinos , ou, Novo Candidato a Matéria Escura: Neutrinos estéreis não termal (tradução nossa) 210 ; uma terceira proposta foi apresentada por Kevork Abazajian et al. , em julho de 2001, com o título: Direct Detection of Warm Dark Matter in the X- Ray , ou Detecção direta de Matéria Escura Quente em Raios-X (tradução nossa)211 . R. H. Sanders, por sua vez, apresentou em 2002, no artigo Clusters of galaxies with modified Newtonian dynamics (MOND), (Aglomerados de galáxias com dinâmica newtoniana modificada (MOND), tradução nossa) 122 , em que, nas conclusões do artigo, afima que “(...) é praticamente certo que partícula matéria escura exista sob a forma de neutrinos; apenas a sua contribuição para a densidade da massa total do universo não é clara ”, em acordo com as sugestões dos artigos acima citados; outro artigo que trata também sobre a existência dos neutrinos estéreis, foi apresentada por M.C. Gonzalez-Garcia e Y. Nir , em 2002 (versão 1) e em 2003 (versão 3) sob o título: Neutrino Masses and Mixing: Evidence and Implications ou Massa dos neutrinos e mistura: Evidências e Implicações , (tradução nossa)123 . No artigo de R.H.Sanders 124 , ele apresenta um limite superior para a massa do neutrino do elétron, em 2,2 eV, sendo que hoje essa massa é estimada entre 10eV e 11eV, conforme revisão e publicação de Benoit Famaey , Stacy McGaugh (2012) 125 e Feix, Martin (2010) 126 . 120
Observa-se que diversos teóricos apresentaram sugestões, nos últimos 20 anos, com estimativas de massa em eV , do possível componente da matéria escura quente ( WDM ou HDM ), em forma de neutrinos estéreis, compatível com o Modelo Padrão da Física de Partículas. Nos artigos mencionados, a massa do suposto neutrino estéril deve ficar entre 2,2eV e 11eV. As observações astrofísicas pelos observatórios astronômicos orbitais (Chandra , XMM -Newton , ou o futuro Astro -H, com resolução maior do que ambos), podem acabar descobrindo não só os sinais dos possíveis neutrinos estéreis, como a massa correta dos mesmos, nas observações de raios-X emitidos pelos gases quentes dos grandes aglomerados galácticos, descartando os modelos inadequados às observações. Ressalto que neste caso, o neutrino não faz parte do grupo de partículas chamado de bárions , no Modelo Padrão da Física de Partículas (que possui 61 componentes descobertos), mas do grupo de partículas chamado de léptons , o mesmo a que pertence o elétron. É importante, também, frisar, por outro lado, que matéria escura atualmente em voga, entre os que defendem a sua existência, é uma matéria escura fria , que deve interagir com a matéria normal, pela gravidade, pois deve ser um dos principais agentes para a formação das galáxias, incompatível, na minha opinião com matéria escura quente ( HDM ou WDM ), representada pelos neutrinos estéreis , possivelmente gerados por gases com temperaturas de milhões de graus Celsius. É importante lembrar, que não se sabe, ainda, a fonte da emissão dos neutrinos estéreis. Cogita-se, pelos defensores da teoria da matéria escura fria não- bariônica, que eles sejam produto do decaimento da matéria escura, qualquer que seja ela, não obstante ser incompatível com os atuais modelos teóricos. É importante, também, que deva ser levado em consideração a lei fenomenológica da MOND , aplicada à dinâmica galáctica, que explica a maior parte da suposta matéria escura, para depois se considerar a massa dos neutrinos estéreis. Claro que isto implica em massa para o neutrino estéril . Encontrei diversos outros artigos que tratam da MOND , inclusive as extensões relativistas da mesma, com a inclusão de neutrinos estéreis como fazendo parte do componente da massa dos grandes aglomerados galácticos, envoltos em gás quente, que emite raios-X. Assim, os neutrinos são um componente do ambiente intergaláctico, justamente, naquele ambiente em que as condições permitem a sua existência (gás superaquecido a milhões de graus), impactando a massa total do grupo. Resta, obviamente, encontrar evidências observacionais de que isso realmente ocorre, a geração de neutrinos em superaglomerados galácticos, pois nas teorias formuladas, algumas relatadas nos artigos apresentados a seguir, eles já fazem parte do componente da matéria escura quente (HDM ou WDM ), necessária à MOND ou qualquer outra teoria que precise explicar a discrepância de massa observada em aglomerados galácticos de grande porte. 121
Alguns dos artigos que utilizei subsidiar a elaboração deste tópico são os listados a seguir, que podem ser consultados pelo leitor, para aprofundar-se no tema: - On the Proof of Dark Matter, the Law of Gravity, and the Mass of Neutrinos, ou Na Prova de matéria escura, a Lei da Gravidade, e a Massa de Neutrinos , em tradução nossa 127 ; - Neutrinos as cluster dark matter, ou, Neutrinos como aglomerados de matéria escura, em tradução nossa 128 ; - An ecological approach to problems of Dark Energy, Dark Matter, MOND and Neutrinos , ou, Uma abordagem ecológica para os problemas de energia escura, matéria escura, MOND e neutrinos, em tradução nossa129; - Reinterpreting MOND: coupling of Einsteinian gravity and spin of cosmic neutrinos? Ou, Reinterpretando MOND: acoplamento da gravidade de Einstein e rotação de neutrinos cósmicos?, em tradução nossa 130 ; - Modified Newtonian Dynamics: A Falsification of Cold Dark Matter, ou, Dinâmica Newtoniana Modificada: Uma Falsificação da Matéria Escura Fria , em tradução nossa 131 ; - Equilibrium configurations of 11eV sterile neutrinos in MONDian galaxy clusters, ou, Configurações de equilíbrio de neutrino estéril de 11eV em aglomerados de galáxias MONDian, em tradução nossa 132 ; A conclusão deste último artigo é muito interessante:
Finalmente, concluímos que é intrigante que a massa mínima de partículas de neutrinos estéreis que podem coincidir com o fundo de microondas cósmico é idêntica à massa mínima encontrada aqui para ser coerente com configurações de equilíbrio de aglomerados de galáxias MONDian. (Tradução nossa) 132 .
- Substructure lensing in galaxy clusters as a constraint on low-mass sterile neutrinos in tensor-vector-scalar theory: The straight arc of Abell 2390, ou, Subestrutura lente em aglomerados de galáxias como uma restrição sobre neutrinos estéreis de baixa massa na teoria-tensor-vetor escalar: O arco reto de Abell 2390 , em tradução nossa 133 ; o aglomerado Abell 2390, está a 2,7 bilhões de anos-luz da Terra, localizado em direção à constelação de Pégasus . Veja figura 77.1, abaixo. Este artigo trabalha com a matéria escura quente ( HDM ), na forma de neutrinos pesados, tanto ordinários, como, mais recentemente, os “neutrinos estéreis luz ( SNS ) com uma massa de cerca de 11eV”, tanto para testar a MOND quanto a sua versão que inclui a Relatividade Geral , a TeVes 133 .
122
Figura 77: Arcos gravitacionais no aglomerado de galáxias Abell 2390
Créditos: NASA , ESA , e Johan Richard (Caltech, USA ). Agradecimentos: Davide de Martin & James Long ( ESA /Hubble )
- The abundance of galaxy clusters in modified Newtonian dynamics: cosmological simulations with massive neutrinos, ou, A abundância de aglomerados de galáxias na dinâmica newtoniana modificada: simulações cosmológicas com neutrinos massivos , em tradução nossa 134 ; - Light sterile neutrinos: models and phenomenology, ou Neutrinos estéreis luz: modelos e fenomenologia , em tradução nossa 135 ; Também encontrei o artigo Dark Matter Search Using Chandra Observations of Willman 1 and a Spectral Feature Consistent with a Decay Line of a 5 Kev Sterile Neutrino , ou, Pesquisa de Matéria Escura Usando Chandra em observações de Willman 1 e uma característica espectral consistente com uma linha de decaimento de um neutrino estéril de 5 Kev, em tradução nossa, de autoria de Michael Loewenstein e Alexander Kusenko 136 . Os autores do artigo relatam os resultados da busca por linhas de emissão de decomposição de matéria escura no espectro de raios-X do observatório espacial orbital Chandra , na galáxia anã esferoidal, Willman , em 2009, e descobrem emissões que são interpretadas como linha de emissão de decaimento radioativo de neutrino estéril. A observação é compatível com uma massa do neutrino estéril de 5,0 ± 0,2 keV. Tais observações são compatíveis com as restrições anteriores, estabelecidas em observações, também pelo Chandra e pelo Observatório de raios- X Suzaku , para as galáxias anãs esferoidais Ursa Menor e Draco . Considera-se que toda matéria escura é composta por neutrino estéril, independente da fonte que o produz. Os autores ainda assumem que (1) a “matéria escura consiste unicamente em neutrinos estéreis, independentemente de como eles são produzidos, ou que (2) eles são exclusivamente produzidos por oscilações 123
de neutrinos, independentemente de a abundância corresponder ao que é a matéria escura como inferida a partir da cosmologia” 136 . Espera-se que observações posteriores possam vir a confirmar os resultados relatados, inclusive a massa, em elétron-Volt ( eV ) dos mesmos, pois ela varia de uma observação à outra, bem como entre as diversas propostas apresentadas que tratam deste assunto. Especulando, é possível ainda, que a massa dos netrinos estéreis não seja única, seja variável, dependendo da fonte que a emite, mas localizada dentro da faixa de 2 eV à 11 eV. Recentemente, em 24.06.2014, foi divulgada a descoberta, usando os observatórios espaciais de alta energia, XMM -Newton, da ESA e Chandra , da NASA , de evidências que apontam, semelhantemente, como relatados nos parágrafos anteriores, para a possível descoberta de neutrinos estéreis , que podem ser a apontados como a matéria escura procurada 137 . O artigo, Detection of An Unidentified Emission Line In The Stacked X- Ray Spectrum of Galaxy Clusters , ou Detecção de uma linha de emissão não identificada no Espectro Empilhado de raios-X de aglomerados de galáxia s (tradução nossa) foi publicado por Esra Bulbul et al., no The Astrophysical Journal , em 2014 138 . A descoberta foi realizada numa análise de dados acumulados pelos dois telescópios orbitais, nas linhas espectrais de 73 aglomerados de galáxias, onde uma linha tênue, em um comprimento específico, que nunca tinha sido observada antes e que não pertence a nenhum elemento químico conhecido. As linhas foram descobertas em emissões de raios-X, emitidos pelo gás hidrogênio, que envolve os aglomerados, em temperaturas de mais de 10 milhões de graus Celsius. Traços de outros elementos também contribuem com linhas adicionais em comprimentos específicos. A mesma linha de emissão foi observada no aglomerado de galáxias de Perseus e mais recentemente, na galáxia de Andrômeda 212 , e é interpretada como sendo gerada por neutrino estéril , previsto pela física de partículas do Modelo Padrão e ainda não detectado.
Se a interpretação de nossas novas observações estiver correta, pelo menos parte da matéria escura em aglomerados de galáxias poderia consistir de neutrinos estéreis. (Tradução nossa)138 .
A figura 78, abaixo mostra o aglomerado de galáxias Perseus , com observações do Chandra e do XMM-Newton , em que foi detectado um sinal de raios-X, nos dados acumulados. O sinal está representado nos pontos de dados circulados na inserção da imagem, que é um gráfico da intensidade dos raios-X, como uma função de energia de raios-X. O Mesmo sinal também é observado em mais de setenta outros aglomerados de galáxias, ricos em gás quente e emissores de raios-X. A linha do espectro mostra um pico de intensidade em cerca de 3,56 keV, e é interpretado como sendo produzido pela decomposição de neutrinos estéreis , propostos como candidatos para explicar a matéria escura fria não- 124
bariônica, no artigo que relata a descoberta, mas também é proposto pelos físicos e astrônomos estudiosos da MOND e TeVes 139 .
Figura 78: Misterioso sinal de raios-X no aglomerado de galáxias Perseus
Créditos: NASA/CXC/SAO/E. Bulbul, et al.
A descoberta desse sinal, em 73 aglomerados de galáxias, é uma evidência robusta e pode ser compatível com o esperado para o volume de massa de matéria escura remanescente, mesmo depois de aplicada MOND , para calcular a massa dos aglomerados galácticos. Esse problema de falta de massa remanescente após a aplicação da MOND em aglomerados de galáxias era um dos últimos problemas da teoria no que diz respeito à sua aplicação na dinâmica galáctica, aglomerados e superaglomerados galácticos. Fiz o histórico das propostas em que é feita a inferência da existência de matéria escura, em forma de neutrinos estéreis nos aglomerados galácticos, feitas a partir de 1994 (até onde consegui rastrear em artigos científicos – é possível que existam muitos outros artigos), e seus desdobramentos posteriores, nos artigos citados, entre outros possíveis, para destacar que os teóricos, inclusive os da MOND , também já haviam feito essa previsão, inclusive da possível massa dos 125
mesmos, situada entre 2 e 11keV, dependendo dos pressupostos utilizados na teoria. Isso pode não apenas solucionar o enigma da matéria escura remanescente, depois da aplicação da MOND , como intensificar a sua viabilidade como a física do universo real. Pelo menos no que diz respeito à dinâmica galáctica e suas repercussões nas teorias cosmológicas. É claro que os autores do artigo, Esra Bulbul et al ., do Harvard- Smithsonian Center for Astrophysics , em Cambridge , Massachusetts , EUA, recomendam maiores observações com o XMM-Newton , Chandra e outros telescópios de alta energia, além de observar as emissões de raios-X de mais aglomerados de galáxias para confirmar as observações do sinal encontrado e a inferência feita por eles, da possibilidade de que tal sinal seja realmente oriundo da decomposição de neutrinos estéreis e sua conexão com a matéria escura. Ressalte-se que para Esra Bulbul et al., a matéria escura referida, é a matéria escura fria não bariônica ao passo que a matéria escura remanescente da aplicação da MOND em aglomerados galácticos, é matéria escura quente ( HDM , ou WDM ), no caso, léptons, e assim foi proposta, conforme consta dos artigos referenciados neste tópico. Assim, para as teorias cosmológicas atuais, a existência de matéria escura quente ( HDM ) não resolve o problema da formação das galáxias, não obstante, eventualmente, contribuir para a solução da massa escura faltante. Para isso seria necessário a descoberta de matéria escura fria ( CDM , na sigla em inglês). Assim, temos uma solução, parcial ou total, para a massa real dos aglomerados e superaglomerados de galáxias ( MOND + HDM/WDM ), mas não, necessariamente, uma solução para a formação galáctica. Cálculos interessantes poderiam ser feitos, após ser confirmada a existência e a massa real do neutrino estéril (independente da sua origem), responsável pelo sinal encontrado, obtendo-se a sua massa total estimada para cada um dos 73 aglomerados de galáxias, inclusive Perseus e Andrômeda , em termos de contribuição do neutrino estéril , e compará-los com a massa remanescente para os mesmos aglomerados galácticos, após a aplicação da MOND. Se os valores obtidos se aproximarem, dentro das margens de erro observacionais, teríamos mais uma evidência, robusta, da realidade da MOND, como componente astrofísica da dinâmica galáctica, bem como, na minha opinião, resolvido o problema da matéria escura – ou invisível – proposta inicialmente por Fritz Zwicky, e confirmada posteriormente, por Vera Rubin . Esta descoberta, se confirmada por novas observações e detalhada com cálculos precisos, seria uma autêntica revolução na física de partículas (mais uma partícula prevista e encontrada) e também na astrofísica e cosmologia galáctica e extragaláctica, pois implicaria numa nova mudança nas leis de Newton da gravidade e na teoria Geral da Relatividade, de Einstein. Seria um novo paradigma cosmológico, pois impactaria as atuais teorias do Big-Bang , da aceleração da expansão do Universo, da energia escura e uma nova visão do inventário de matéria e energia do universo. 126
8.14 Resumo das evidências observacionais – tópico oito
Neste tópico relatei e analisei, inicialmente, os onze experimentos realizados de 1997 a 2004, de forma tentar se encontrar a ou as partículas que fossem identificadas como a matéria escura fria não-bariônica . Todos fracassaram sem seu objetivo, mas revelaram parâmetros que a matéria escura deverá ter para ser identificada como tal. Atualmente existe em operação o projeto AMS-02, na Estação Espacial Internacional – ISS, com vida útil de20 anos, ou até a desativação da ISS e será o mais longo projeto com o objetivo de descobrir a matéria escura fria não-bariônica. E, até o momento (julho 2015) também não encontrou nada. Também apresentei a descoberta realizada na análise de 28 galáxias, em que os postulados para o comportamento da matéria escura foram desafiados (estudos prévios haviam sugerido que ela se distribuiria uniformemente em uma região central da galáxia, e, contrariamente, o observado foi de que a gravidade deveria torná-la mais densa), e os cientistas descobriram analisando a matéria normal, uma estranha coincidência, para todas as galáxias, independente da forma e tamanho, de que há sempre cinco vezes mais matéria escura do que a matéria normal em cada galáxia. E, ao mesmo tempo, descobriram que a densidade da matéria escura caiu um quarto em relação ao valor central. Isso é muito estranho, pois a quantidade de matéria escura e a sua relação com a matéria normal deveria obedecer a história da possível formação da galáxia e não deveria, dessa forma, manter proporções equivalentes de uma galáxia para outra! Não há lei física para essa estranha relação e acabou gerando mais confusão o comportamento da possível matéria escura. Outra relação estranha é a dos buracos negros centrais de galáxias e aglomerados globulares, de 0,5% da massa, o mesmo percentual das galáxias hospedeiras (ver em: http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2002/18/text/). Relatei, também, o trabalho realizado pelo laboratório FERMI/GLAST, em 2007, projetado para descobrir raios gama, oriundos de possível aniquilação de partículas WIMPs, supostamente uma das candidatas à partícula da matéria escura. Naquela época, constituía-se na última esperança de encontrar a dita partícula, que restou frustrada, pois nada foi achado. O último relatório divulgado pela NASA, em 2012, dos trabalhos do laboratório FERMI, relativo às pesquisas efetuadas em dez galáxias anãs satélites da Via Láctea, à procura de raios gama produzidos por possíveis aniquilações de WIMPs, também nada encontrou da possível cascata de desintegração das mesmas. Dois outros experimentos, feitos com xenônio, também não obtiveram resultados, até agora, julho de 2015, mesmo com o elevado grau de sensibilidade 127
dos respectivos detectores (o detector XENON100 , iniciado em 2010, e o LUX , em 2013). O trabalho de análise de uma amostra de 200 galáxias, de um total de 300, feito por Sidney van den Bergh em um artigo e por Mike Disney e colegas, em outro, revelou e a formação de galáxias é controlada por cinco correlações, parâmetros, que não dependem da matéria escura nem da teoria hierárquica para se formarem. Esses parâmetros são tão restritivos que apenas a teoria correta para formação de galáxias poderá responder por todos simultaneamente. A conclusão de ambos os trabalhos é que a matéria escura não existe e nem a teoria da fusão hierárquica de galáxias é válida, de acordo com as observações. Por outro lado, o experimento AMS-02, conduzido na Estação Espacial Internacional, busca indícios de decaimento de matéria escura, em pósitrons (antipartícula do elétron), no pressuposto de que existe um excesso de pósitrons, gerado por esse possível decaimento, e dessa forma, permitindo calcular a massa da partícula originadora, eliminando as já conhecidas, na esperança de identificar aquela que seria a matéria escura fria não bariônica . Só que vimos que Kfir Blum, Boaz Katz e Eli Waxman argumentaram em seu artigo teórico de que não há excesso de pósitrons real , calculando um limite superior “robusto” para o fluxo de pósitrons criado via interação de raios cósmicos de alta energia com o gás ambiente da nossa galáxia, destacando, que o fluxo de pósitrons medidos pelo PAMELA e pelo Espectrômetro Magnético Alfa (AMS-02) , encontra-se abaixo desse limite. Com isso, destacam que, provavelmente, o AMS-02 não chegará um resultado positivo em sua busca, caso fique dentro dos limites que eles calcularam. Algo a ser observado e conferido nos próximos 18 anos (tempo de vida do experimento). Por último, destaquei a proposta de matéria escura quente (HDM ou WDM) representada por possíveis neutrinos estéreis, teoricamente previstos ao longo dos últimos 20 anos, e ao que tudo indica, encontrados em sinais misturados de raios-X, emitidos pelos gases quentes no aglomerado de Perseus e em observações de outros 73 aglomerados de galáxias, e por último na galáxia de Andrômeda, nossa vizinha cósmica. Caso essa descoberta seja confirmada, daria sustentação à MOND , tratada no tópico seguinte, que ainda precisa de um tipo de matéria escura, para fechar os cálculos gravitacionais para todo tipo de dinâmica galáctica.
9 A MOND – Modified Newtonian Dynamics (Dinâmica de Newton Modificada): ajustes na teoria da gravidade de Newton – também chamada lei de Milgrom
Mordehai Milgrom , físico do Departamento de Física de Partículas e Astrofísica, do Weizmann Instituto de Ciência, em Rehovot , Israel, apresentou sua 128
teoria da Modified Newtonian Dynamics (Dinâmica de Newton Modificada), ou MOND em 1983 140 . A MOND , além de reproduzir “surpreendentemente bem as observações – melhor, de muitas maneiras, que a matéria escura”141 , fez também diversas previsões científicas testáveis, que foram efetivamente realizadas e comprovadas ao longo destes últimos 30 anos, dando credibilidade experimental a opção teórica à matéria escura fria não-bariônica. Mas que problema é que essa teoria da MOND ou lei de Milgrom , resolve? Veja a citação abaixo que relata o problema:
Estrelas nos discos de galáxias espirais têm órbitas quase circulares, e suas velocidades orbitais dependem da distância do centro. Dois efeitos determinam a velocidade: a distribuição de massa e o enfraquecimento da gravidade com a distância. O primeiro é simplesmente uma questão de geometria – a quantidade de massa contida numa órbita estelar aumenta com a distância. Esse efeito domina nos espaços internos da galáxia. Externamente, o segundo efeito torna-se mais importante. O resultado é que a velocidade orbital inicialmente aumenta, mas depois nivela-se e começa a decrescer. Esta relação entre velocidade e distância é conhecida como curva de rotação. Segundo as leis de Newton, a curva de rotação deve continuar a decrescer para sempre. Mas se a MOND estiver correta, ela deverá alcançar um valor constante 141.
O que se observou nas galáxias reais é que é exatamente isso que acontece, a curva de rotação alcança um valor constante. A MOND está certa! Por outro lado, quando se descobriu, através das observações de Fritz Zwicky , em 1933, que as estrelas da periferia da galáxia realmente chegam a uma velocidade de deslocamento constante, a implicação lógica, de acordo com as leis da gravidade de Newton, é que deveria haver mais massa nas partes externas da galáxia para que esse comportamento fosse explicado. Daí a surgimento da necessidade de uma matéria escura, ou invisível, para explicar a observação. Inicialmente a expectativa era encontrar matéria normal, bariônica, mas com o passar do tempo se transformou em matéria escura fria não bariônica, haja vista a necessidade da existência de uma matéria fria para agregar o hidrogênio e formar as galáxias, no tempo de vida do universo observável, uns 14 bilhões de anos. O que era um mero problema astronômico e astrofísico virou um problema cosmológico e cosmogônico. Analisando esse problema, o que Milgrom fez, foi uma modificação na teoria da gravidade de Newton. Ressalte-se que quando Newton formulou a lei da gravitação, ele se baseou em observações astronômicas e numa ideia genial, de que a mesma força que faz uma maçã cair ao chão, mantém a nossa Lua em órbita da Terra (no caso da Lua , caindo sempre, mas nunca chegando ao chão).
A MOND introduz uma nova constante da Natureza com dimensões de aceleração, chamada a0, a segunda lei de Newton aplica-se como de costume: a força é proporcional à aceleração. 129
Mas quando a aceleração é pequena com a0, a segunda lei de Newton é alterada: a força torna-se proporcional ao quadrado da aceleração. Neste esquema, a força necessária para provocar uma dada aceleração é sempre menor do que a dinâmica newtoniana requer.
Para explicar as acelerações observadas nas galáxias, MOND prediz uma força menor – portanto, menos massa produtora de gravidade – que a requerida pela dinâmica newtoniana. Dessa forma, a MOND pode eliminar a necessidade de matéria escura. (Tradução nossa) 141 .
A introdução dessa nova constante, a0, de um angstrom por segundo por segundo 141 resolveu o problema da observação astronômica de Fritz Zwicky , e a hipótese da matéria escura não foi mais necessária, para quase todas as observações feitas até o momento, em que a MOND foi aplicada. O que a MOND previu, no comportamento galáctico, foi observado pelos astrônomos. As velocidades orbitais em galáxias espirais, em vez de declinar com o aumento da distância do centro galáctico, tendem a um patamar de valor constante, conforme predito pela MOND. Além disso, de acordo com uma correlação observada conhecida como relação Tully-Fisher, esta velocidade constante é proporcional à quarta raiz da luminosidade da galáxia. Também isto emerge naturalmente da MOND. A chave da hipótese é que a luminosidade é proporcional, ou quase, à massa. Observações recentes justificam a hipótese: uma correlação direta velocidade-massa é ainda mais estreita que uma correlação velocidade-luminosidade. (Tradução nossa) 141 .
A MOND previu também que no caso das galáxias de baixo brilho superficial a aceleração é menor que a0 em toda parte. Segundo a MOND, a discrepância de massa deve ser vista através de toda galáxia deste tipo, diferentemente do que deveria ser observado nas galáxias ordinárias. A observação astronômica confirmou a previsão da MOND , que, inclusive, previu a magnitude das discrepâncias 141 .
Outro êxito diz respeito à forma das curvas de rotação galáctica – isto é, a variação precisa da velocidade orbital com a distância. Somente desde o final dos anos 1980 os astrônomos têm feito observações suficientemente detalhadas para comparar com as previsões teóricas. Esta correspondência com a MOND é notável. (Tradução nossa)141 .
O artigo que estou citando nos dá maiores detalhes sobre expectativas em relação à MOND , e Mordehai conclui:
A MOND continua a ser a mais bem-sucedida e resistente das alternativas à matéria escura. Mesmo que as pessoas tenham o direito de ser cética acerca da MOND, até que apareça evidência definitiva para a matéria escura ou para uma de suas alternativas, devemos manter a mente aberta. (Tradução nossa)141 .
130
Quero ressaltar que o artigo de Mordehai Milgrom sobre a MOND foi apresentado na revista Scientific American Brasil (e a sua congênere internacional) em outubro de 2003, mais de dez anos atrás, e inicialmente, foi publicada em 1983, há mais de 30 anos. Desde, então, muitas pesquisas, observações e artigos foram feitos tratando tanto da MOND quanto da matéria escura. Cabendo enfatizar que, em relação à matéria escura nada ainda foi definitivamente encontrado em mais de uma dezena de experimentos específicos para essa finalidade, conforme relatamos neste artigo, mas em relação à MOND , o resultado foi sempre positivo. A figura 79, abaixo, mostra um exemplo da aplicação das leis de Newton e da MOND , para a massa de estrelas e gás da galáxia NGC 1560 . A linha inferior representa a rotação prevista pela aplicação da gravidade newtoniana para estrelas e gás observados na galáxia. Isso fica muito aquém da rotação observada, levando à inferência de matéria escura para completar a diferença. A linha superior mostra a rotação prevista com a aplicação da MOND bem como os valores reais observados para estrelas e gás da galáxia. Resultados similares são agora conhecidos para mais de 100 galáxias, e todos concordam com a MOND : Note-se que neste caso, até a dobra observada na distribuição de gás está refletida na rotação. Isto é extremamente difícil de explicar com a matéria escura, que não é distribuída como a massa luminosa. (Tradução nossa)141 .
Outro exemplo que apresento de curva de rotação, é a da galáxia NGC 6946 , que, à semelhança da anterior, também confirma a MOND , nos mínimos detalhes. O artigo foi publicado no sitio da revista Science em 03.08.2007, v.317, n.5838, 607-608, sob o título Seeing Through Dark Matter (Vendo Completamente a Matéria Escura , tradução nossa), de autoria de Stacy McGaugh 142 . O autor do artigo é do Departamento de Astronomia da Universidade de Maryland , College Park , EUA .
Figura 79: exemplo de curva de rotação - NGC 1560 – Newton x MOND
Créditos: Stacy McGaugh, 2011 10 .
10 Disponível em:
A imagem abaixo mostra os valores observados, na curva de velocidade (V) e na distância do centro (R), da galáxia, círculos azuis. A linha verde é a curva de rotação calculada com a gravidade newtoniana e a linha dourada é a previsão da MOND .
Figura 79.1: Curva de rotação da galáxia NGC 6946
Créditos: Stacy Mcgaugh 11 .
9.1 A MOND e as observações astronômicas de 47 galáxias, ricas em gás - observações confirmam a teoria
Em fevereiro de 2011 foi publicado o artigo, A Novel Test of the Modified Newtonian Dynamics with Gas Rich Galaxies (Um novo teste da dinâmica newtoniana modificada com galáxias ricas em gás – tradução nossa), elaborado por Stacy S. McGaugh , do Departamento de astronomia da Universidade de Maryland (EUA ), em que relata as observações efetuadas em 47 galáxias ricas em gás, e que comprovam uma previsão da MOND a respeito da BaryonicTully-Fisher Relation (BTFR ) – Relação Bariônica Tully-Fisher 143 . Em março, do mesmo ano, foi publicado o artigo, Ponto de vista: Teste gravidade nas galáxias ricas em gás elaborado por Karen Mestres, SEPnet e do Instituto de Cosmologia e Gravitação , da Universidade de Portsmouth , Reino Unido e Kristine Spekkens , do Royal Military College of Canada , Departamento de Física , Ontário 144 . Neste artigo os autores comentam o artigo de Stacy S. McGaugh , basicamente, reconhecendo as dificuldades de se obter medidas precisas sobre as galáxias tradicionais, e destaca que é realmente mais fácil utilizar galáxias ricas em gás, como foi feito e que é, possível, “portanto, pode ser medido independentemente
11 Disponível em:
de qualquer teoria cosmológica ou gravidade e usado para testar MOND”. (Tradução nossa)144 . Os autores acima defendem o modelo da matéria escura, mas reconhecem que os dados obtidos das 47 galáxias “[...] mostram um jogo impressionante com a previsão de MOND ” (tradução nossa)144 . Não obstante, consideram que a amostra de 47 galáxias pode estar com erros estatísticos que podem gerar erros de dispersão e na sua interpretação. Um dos argumentos que eles utilizam, para gerar a incerteza estatística das galáxias observadas, é de que as “ incertezas devidas as grandes distâncias (muitas das massas de galáxias dependem apenas de distâncias estimadas), e outros problemas de observação não parecem ter sido levados em conta . ” (Tradução nossa)144 . O que me chamou a atenção neste argumento, é que mesmo com as grandes distâncias envolvidas, e eventuais incertezas de medição, isso não gera dúvida para a teoria da matéria escura e ela é inferida para explicar o movimento das estrelas e do gás contidos nas galáxias! Destaque-se que o modelo da matéria escura não consegue explicar a Relação Bariônica Tully-Fisher previstas e as observações da MOND , que estão de acordo com a mesma relação.
Uma das previsões de MOND especifica a relação entre a massa de qualquer galáxia e sua velocidade de rotação plana. No entanto, as incertezas na estimativa da massa de estrelas nas galáxias espirais dominadas por estrelas (como a Via Láctea) já tinha impedido um teste definitivo.
Para evitar este problema, McGaugh examinou galáxias ricas em gás, que têm relativamente poucas estrelas e uma preponderância de massa sob a forma de gás interestelar. Nós entendemos a física da absorção e liberação de energia pelos átomos que compõem o gás interestelar, de modo que a contagem de fótons é como a contagem de átomos. Isto dá-nos uma estimativa precisa da massa dessas galáxias", diz McGaugh. (Veja figura 80, abaixo).
Usando um trabalho recentemente publicado que ele e os outros cientistas conduziram para determinar tanto a massa quanto à velocidade de rotação fixa de muitas galáxias ricas em gás, McGaugh compilou uma amostra de 47 delas, e compararam a massa e a velocidade de rotação de cada galáxia com a relação esperada pela MOND. As 47 galáxias estavam muito perto das previsões da MOND. Nenhum modelo de matéria escura foi tão bem- sucedido.
Acho que é notável que a previsão feita por Milgrom um quarto de século atrás, funcionar tão bem e se encaixar com os resultados dessas galáxias ricas em gás, diz McGaugh. (Tradução nossa) 145 .
133
Figura 80: Galáxia rica em gás LSB, F549-1.
Créditos: Zagursky & McGaugh (idem, artigo citado acima)
Karen Masters, e Kristine Spekkens também argumentam que a MOND é limitada em sua abrangência, não sendo uma teoria cosmológica completa, o que é reconhecido pelos estudiosos da MOND , por enquanto. Só que não deve se confundir as explicações que a MOND faz para as estrelas, galáxias e aglomerados galácticos, em que ela é eficaz e eficiente, e que a matéria escura não faz, e sua extensão para uma teoria cosmológica, em acordo com a Relatividade Geral. Ressalte-se que para o problema de uma teoria cosmológica completa, que inclua a Relatividade Geral, foi recentemente resolvido com uma abordagem feita por Bekenstein, em seu artigo Relativistic gravitation theory for the modified Newtonian dynamics paradigm (Teoria da gravitação relativística para o paradigma da dinâmica newtoniana modificada , tradução nossa), e os testes iniciais dessa abordagem são promissores 146 . Argumentam ainda, Karen Masters e Kristine Spekkens , que a MOND não pode explicar adequadamente as observações dos núcleos dos grandes aglomerados, um dos únicos aspectos ainda não resolvidos pela MOND, o que também é reconhecido pelos cientistas que a utilizam como instrumento de pesquisa astrofísica. Ressalto, até agora, conforme vimos no subtópico 8.13, relativo aos neutrinos estéreis , que se confirmado, esse problema também foi resolvido! Lembro que existem outros dados que podem resolver este problema, que me parece, ainda não foram considerados pelos cientistas dos dois lados, como 134
já apresentei, no caso da descoberta de massa em forma de gás, poeira e metais, em núcleos dos grandes aglomerados de galáxias, conforme demonstrei neste artigo, nos aglomerados galácticos de Coma e Perseus e ainda a massa dos possíveis neutrinos estéreis, em 73 aglomerados de galáxias, cuja existência final deve ainda ser comprovada (subtópico 8.13). Neste último caso (aglomerados ricos em galáxias), a MOND observa que os cálculos não fecham, como se ainda existisse matéria invisível a ser detectada (veja o subtópico 8.13, sobre os neutrinos estéreis – HDM ). Ressalte-se, que os dados que apresentei de gás intergaláctico tanto quente quanto frio, bem como aquele existente nos halos galácticos e o que permeia os aglomerados e superaglomerados galácticos, e ainda a poeira invisível e ferro detectados no aglomerado de Coma e Perseus , podem vir a explicar adequadamente os resultados obtidos pela MOND , uma vez que só foram descobertos nos últimos anos, graças aos observatórios astronômicos orbitais. Veja os subtópicos: 5.18, O Aglomerado Coma – além do gás quente o espaço intergaláctico contém poeira fria e subtópico 5.19, O Aglomerado de Perseu – ferro disperso pelo aglomerado – mais massa bariônica encontrada. Tais descobertas de matéria intergaláctica, que agrega massa invisível aos aglomerados galácticos, pode ser parte da resposta ao último problema observacional para a MOND , ainda não resolvido ou incorporado aos cálculos de massa, além da massa dos neutrinos estéreis, que fecharia, no meu entender, a conta. Dessa forma, vencido este último obstáculo observacional, a MOND explicaria adequadamente, aquilo que é hoje inferido como matéria escura fria não- bariônica. Na linguagem das teorias, a MOND falsificaria a matéria escura fria não- bariônica, totalmente. E o problema de eventualmente a MOND poder ser ou não estendida para uma teoria cosmológica completa, na realidade não é um problema para ela, na minha visão, mas sim para o modelo ΛCDM , ou modelo Lambda Cold Dark Mater , que perde a sua melhor inferência e os astrofísicos e cosmologistas teriam que rever a teoria da formação das galáxias e a nucleossíntese do Big-Bang . Um grave problema a ser resolvido por essas teorias. Lembro que a MOND é uma lei fenomenológica aplicável à dinâmica galáctica. Karen Masters e Kristine Spekkens ainda argumentam em favor do modelo ΛCDM, que “ a comunidade astrofísica adotou ΛCDM como o modelo cosmológico padrão, o que faz com que a natureza da matéria escura seja uma das questões pendentes mais importantes no campo .” (Tradução nossa)144 . Convém destacar que em Ciência não existe a questão da opinião da maioria (comunidade , no caso citado), como numa democracia (o sistema de governo de um país), mas apenas se a teoria que está de acordo com os dados observados ou se a teoria não está de acordo com os dados observados, e daí aquela que estiver de acordo com os dados observados, é a que está mais próxima da realidade. As demais teorias, neste caso, ou opiniões da maioria , são irrelevantes. 135
Portanto, o fato da comunidade de astrofísicos ter adotado o modelo ΛCDM , como modelo padrão, não quer dizer nada, pois basta que ele (o modelo) não esteja de acordo com os dados, não necessariamente todos os dados, para que sua validade ser questionada e novo modelo possa ser proposto, melhorando o atual ou substituindo-o totalmente. Um exemplo disso, em que a opinião da maioria não quer dizer nada, é o caso das teorias da relatividade Geral e Restrita , de Einstein . As teorias propostas por ele estavam corretas e as demais, inclusive a da gravidade de Newton, imprecisas, insuficientes, e foram substituídas para um melhor nível de precisão, e estavam mais de acordo com os dados observados! É o que a MOND está fazendo, na minha opinião. O paradigma do modelo ΛCDM está sendo questionado seriamente, pois a entidade inferida no modelo, a matéria escura fria não-bariônica, não obstante os enormes investimentos financeiros e tempo de pesquisadores, dispendidos para sua detecção, ainda não foi encontrada conclusivamente (o que não impede que a última tentativa feita pelo experimento AMS-02 ainda venha a ter sucesso – espero estar vivo para ver o final do experimento, previsto para daqui uns 18 anos).
9.2 A MOND e as observações recentes das galáxias anãs satélites de Andrômeda também confirmam a lei de Milgrom
Mais um caso de sucesso da MOND foi relatado em dois artigos publicados no ano de 2013. O primeiro artigo, MOND used to predict key property in Andromeda's satélites (MOND usada para prever propriedade chave em satélites de Andrômeda, tradução nossa ) foi publicado no Astrophysical Journal, em 14 de fevereiro de 2013 e no site da Phys.Org .147 Neste primeiro artigo, os pesquisadores da Case Western Reserve University e Weizmann Institute of Science , utilizando a MOND , previram e compararam com as medições, uma propriedade chave das galáxias anãs satélites da galáxia de Andrômeda , vizinha da Via Láctea . Tal propriedade é a velocidade de dispersão , que é a velocidade média dos objetos dentro de uma galáxia, um em relação ao outro. Dessa forma, é possível, determinar a aceleração desses objetos, a sua massa e a da própria galáxia, em contrapartida. As galáxias anãs possuem brilho de superfície muito baixo e apenas algumas centenas de milhares de estrelas.
McGaugh e Milgrom usaram a luminosidade das galáxias, que é considerado um indicador de massa estelar, e a MOND para fazer seus cálculos e prever as dispersões de velocidade de 17 galáxias tênues. Em 16 casos, as previsões encontradas estavam estreitamente alinhadas com as dispersões de velocidade medida por outros. No último caso, os dados 136
provenientes de observadores independentes diferiam uns dos outros. (Tradução nossa)147 .
Foi um sucesso! Dezesseis das dezessete galáxias confirmaram as previsões e a última galáxia, só não teve confirmação, porque os dados observacionais eram conflitantes. Quanto melhores os dados observados, maior foi o acordo com os cálculos. Ainda neste artigo, utilizando a MOND , fizeram previsões para a velocidade de dispersão de outras dez galáxias anãs, de baixo brilho, da mesma galáxia de Andrômeda. Esperava-se novas medições, para confirmar ou refutar as previsões. No segundo artigo, MOND predicts dwarf galaxy feature prior to observations (MOND prevê comportamento de galáxia anã antes de observações, tradução nossa), foram confirmadas as previsões para outras dez galáxias anãs, também satélites de Andrômeda , feitas no primeiro artigo, e o resultado foi publicado na internet148 ,149 . A MOND previu corretamente os resultados observados, antes das observações, a velocidade de dispersão para estas 10 novas galáxias anãs de Andrômeda! Para estas galáxias são atribuídas grande velocidade de dispersão, os efeitos de grande quantidade de matéria escura fria não bariônica . No entanto, a MOND conseguiu antecipar, corretamente, as observações, coisa que a teoria da matéria escura fria não-bariônica não consegue fazer.
Os cálculos em papel usando MOND também revelam diferenças sutis nos campos de gravidade das anãs próximas e distantes da anfitriã galáxia de Andrômeda. Os campos de gravidade das anãs muito longe da hospedeira parecem ser dominados pelas estrelas dentro da anã, enquanto os campos de gravidade das anãs perto da hospedeira parecem ser dominados pela anfitriã. Essa distinção não é esperada com a matéria escura. (Tradução nossa) 148 .
McGaugh ainda destaca que é possível testar e distinguir entre a MOND e a matéria escura , com as galáxias anãs satélites das galáxias Andrômeda e da Via Láctea (pois tais galáxias são muito pequenas para serem vistas fora do Grupo Local ), pois “a matéria escura fornece um casulo para as anãs, protegendo as estrelas da influência das marés pela galáxia hospedeira. Com a MOND , a influência da hospedeira é mais pronunciada. ” (Tradução nossa) 149 . Segundo ele, estas previsões da MOND realmente “batem” com as observações de “pares de anãs semelhantes. ” (Tradução nossa) 149 . O ajuste na Lei da Gravidade de Newton , que a MOND faz, é semelhante ao que a Teoria da Relatividade fez para a órbita do planeta Mercúrio , em que a Lei da Gravidade de Newton não conseguia dar conta de explicar o que as observações mostravam. 137
Devo lembrar, ainda, que uma experiência astrofísica foi feita em órbita da Terra, buscando identificar a desintegração de matéria escura fria não bariônica, nas galáxias satélites da Via Láctea , e não obteve sucesso (veja subtópico 8.6: Observações do observatório Fermi/LAT não encontraram sinal da matéria escura). Tal experiência relata que em 2012 a NASA divulgou o resultado da análise de dados acumulados por dois anos pelo observatório espacial FERMI , buscando emissões de raios gama, oriundos de possíveis aniquilações das WIMPs , em dez, das galáxias anãs que orbitam a Via Láctea e nada encontrou 150 .
9.3 Galáxias anãs satélites de Andrômeda e da Via Láctea são galáxias anãs formadas por maré gravitacional?
Ainda focado nas descobertas feitas por outros pesquisadores, sobre as galáxias satélites anãs, agora as da grande e vizinha galáxia de Andrômeda , chegou-se à conclusão de que as mesmas, pelo menos a metade das já encontradas, põem em dúvida a teoria aceita de que elas foram criadas ao mesmo tempo em que a sua galáxia hospedeira, num remoto passado. Encontrei o artigo publicado em 03 de janeiro de 2013, por Rodrigo A. Ibata, et al.151 , sob o título A Vast thin Plane of Co-rotating Dwarf Galaxies Orbiting the Andromeda Galaxy (Um grande plano e fino de galáxias anãs co-rotativas orbitando a galáxia de Andrômeda – tradução nossa), em que os pesquisadores relatam que: As galáxias satélites anãs são pensadas para serem as estruturas remanescentes de populações primordiais, que se uniram para formarem galáxias gigantes como a Via Láctea. Em uma análise inicial nota-se que galáxias anãs podem não ser isotropicamente distribuídas em torno de nossa galáxia, como várias são correlacionadas com os fluxos de emissão de HI e, possivelmente, formando grupos co-planares. Estas suspeitas são suportadas pela recente análise, e tem sido alegado que a distribuição aparentemente plana de satélites não é prevista na cosmologia padrão e simplesmente não pode representar uma memória coerente do passado de acreção. No entanto, outros estudos disputam esta conclusão.
Aqui nós relatamos a existência (com significado de 99,998%) de um subgrupo planar de satélites da galáxia de Andrômeda, compreendendo ≈ de 50% da população. A estrutura é vasta: pelo menos ∼400 kpc em diâmetro (1,3 milhões de anos-luz), mas também é extremamente fina, com uma dispersão perpendicular <14 .1 kpc (99% de confiança). Velocidades radiais mensuradas revelam que os satélites nesta estrutura têm o mesmo sentido de rotação em torno de sua hospedeira.
Esta constatação mostra conclusivamente que um número substancial de galáxias satélites anãs compartilham as mesmas propriedades orbitais dinâmicas e direção de momento angular, e nos dão uma nova perspectiva para o nossa compreensão da origem destas e da matéria escura que dominam as galáxias. 138
Curiosamente, o plano que identificamos está aproximadamente alinhado com o pólo do disco da Via Láctea e é co-plana com a Via Láctea para o vetor de posição de Andrômeda. A existência de tão extensas estruturas cinemáticas coerentes dentro dos halos de galáxias maciças é um fato que deve ser explicado no âmbito da formação da galáxia e cosmologia. (Tradução nossa)151 .
Os autores do trabalho analisaram 15, dentre as 27 galáxias anãs conhecidas de Andrômeda (M31 ), utilizando o telescópio Canadá-França-Hawaii , para observar ~400 graus quadrados ao redor da galáxia. (O que não é possível fazer na Via Láctea , devido ao nosso ângulo de visão). A pesquisa chegou a distâncias de ~150 kpc da M31 e a ~50 kpc da M33 , e determinou a distância e a direção do movimento das galáxias anãs esferoidais. Treze das quinze galáxias analisadas possuem o mesmo sentido de rotação, apresentando a probabilidade de 1,4%, ante a possibilidade de rotação destra ou canhota. “Assim, confirma a informação de cinemática, a correlação espacial inicialmente suspeitada de uma inspeção visual da figura” abaixo. “O significado total da estrutura plana é aproximadamente 99,998%. [...] A probabilidade do alinhamento da subamostra de nsub = 15 satélites marcado em vermelho (...) ocorrerem aleatoriamente é de 0,13%. ” (Tradução nossa) 151 .
Figura 81: Medidas de distância das 27 galáxias anãs satélites da M31
Créditos: IBATA, et al.151
A figura 81, acima, nos mostra, segundo Rodrigo A. Ibata, et al., que:
Estas medidas de distância são usadas para calcular as posições do céu da amostra homogênea de 27 galáxias anãs como apareceriam do centro da Galáxia de Andrômeda. Visualmente, parece haver uma correlação próxima de um grande círculo particular (linha vermelha): isto sugere que há um plano, centrado em M31, em torno do qual uma sub-amostra dos satélites tem pequena dispersão. Isto é confirmado pela análise de Monte Carlo, 139
apresentada nas Informações complementares [...] do citado artigo. (Tradução nossa)151 .
E existência deste grupo de galáxias anãs ( ≈50%, 13 das 27), orbitando Andrômeda , em um mesmo plano e mesma direção orbital, implica que, pelo menos para algumas galáxias gigantes, uma fração significativa das galáxias anãs “estão alinhadas em estruturas planares coerentes, compartilhando a mesma direção de momento angular. ”151 E isto exige uma explicação. Rodrigo A. Ibata et al., também nos informa que os dados atuais indicam que estrutura semelhante também existe na Via Láctea, e que tais descobertas astronômicas têm
[...] implicações profundas para a origem e para a história da dinâmica das galáxias anãs. Esta descoberta também tem uma forte influência sobre as análises de matéria escura das galáxias, e desde agora não podemos assumir que tais objetos, para estas galáxias anãs, evoluíram em isolamento dinâmico. (Tradução nossa)151 .
Existem duas possíveis explicações para a existência dessas galáxias anãs compartilhando o mesmo plano e direção orbitais: formação por acreção ou in situ . Rodrigo A. Ibata et al., apresentam, ainda, os problemas decorrentes de qualquer uma das opções: Em qualquer tipo do modelo, a pequena dispersão dos satélites do plano é um desafio para explicar, pois os períodos orbitais para os satélites são longos ( ∼5 Gyr para satélites em 150 kpc). Todas as galáxias no plano são conhecidas por terem populações estelares velhas, evoluídas, e então formação foi in situ. Além disso, implicaria, também, que a estrutura é antiga.
Em um cenário de acreção, a coerência dinâmica aponta para uma origem em uma única acreção de um grupo de galáxias anãs. No entanto, a extensão espacial do grupo progenitor teria que ser amplamente igual ou menor do que a espessura atual do plano orbital (<14 .1 kpc), e nenhum desses grupos são conhecidos.” (os grupos referidos são de galáxias anãs, observação deste autor, não existindo no original ).
Interpretando a rotação coerente como resultado de nossa perspectiva de visualização requer uma velocidade tangencial em massa para o grupo em queda da ordem ∼1000 km s −1, que parece fisicamente alta. Uma outra possibilidade é que estamos testemunhando acreção de estruturas filamentosas que são fortuitamente alinhadas. Formação in situ pode ser possível se as galáxias satélites no plano orbital se formaram como galáxias anãs de maré (TDG) na antiga galáxia rica em gás, mas depois as galáxias anãs devem ser essencialmente desprovidas de matéria escura. Se as anãs planares de M31 são relaxadas-dinamicamente, a ausência de matéria escura estaria muito em desacordo com inferências de observação detalhada de satélites da Via Láctea assumindo a teoria padrão da gravidade. 140
Uma possibilidade alternativa é que o gás foi acrescido preferencialmente em sub-halos de matéria escura que já estavam em órbita neste plano particular, mas em seguida a origem do plano e sua sub-população ainda exigiria explicação.
Podemos concluir que remanesce ser visto se modelos para a formação da galáxia dentro do quadro da corrente cosmológica atual podem explicar a existência de tão vasta estrutura das galáxias anãs, orbitando num plano fino, no interior do halo de nossa galáxia vizinha gigante mais próxima. (Tradução nossa) 151 .
Pesquisando um pouco mais sobre as consequêncas do artigo de Rodrigo Ibata et al., encontrei os comentários feitos Marcel S. Pawlowski , em um artigo que ele postou em 03.01.2013: “Satélites de Andrômeda se comportam como o esperado... se elas são galáxias anãs de maré” (tradução nossa) 152 , relativos ao trabalho de Rodrigo Ibata et al., que estamos analisando. No caso do processo acreção, todos os satélites foram incorporados em conjunto, o que é improvável, dada a espessura muito fina do plano orbital das galáxias satélites (cerca de 40 mil anos luz de espessura), e não se observa grupos de pequenas galáxias, órfãs, no Universo. Ou as galáxias anãs, dentro desse estreito plano orbital, foram formadas no entorno de Andrômeda , como galáxias anãs de maré, comenta Marcel S. Pawlowski. Ele também comenta sobre a impossibilidade de acreção de filamentos gasosos, existindo em sub-halos de matéria escura conforme simulações efetuadas, para as galáxias anãs da Via Láctea , formando estrelas e galáxias anãs:
[...] mesmo no caso das VPOS – vasta estruturara polar - dos satélites da Via Láctea, a origem da acreção filamentosa pode ser descartada, porque a coerência dos polos orbitais dos sub-halos, em simulações de alta resolução cosmológicas, não é forte o suficiente para explicar a orientação das órbitas dos satélites da Via Láctea. O filamento inicialmente pode levar a uma direção preferencial, mas não produz um fino, plano e co-rotacional de sub-halos, mas uma distribuição alongada. E agora o disco de satélites de Andrômeda é ainda mais fino e mais coerente do que as VPOS. (Tradução nossa) 153,154 .
A figura abaixo é uma montagem com as galáxias satélites de Andrômeda , que pertencem ao plano comum co-orbital. O canto superior direito mostra o plano do orbital das galáxias satélites, de lado, como pode ser visto a partir da Via Láctea , enquanto que a parte inferior esquerda mostra o plano orbital, que foi girado em 90 graus (as orientações desses dois pontos de vista são indicadas no canto inferior direito). A imagem da galáxia no canto superior esquerdo é uma imagem ótica de Andrômeda . (A Vast Thin Plane of Co-rotating Dwarf Galaxies Orbiting the Andromeda Galaxy - Um grande plano e fino de galáxias anãs co- rotativas orbitando a galáxia de Andrômeda – tradução nossa)151 . Pawlowski et al., também argumenta que o cenário mais favorável para explicar a origem das galáxias anãs, tanto de Andrômeda, quanto da Via Láctea , no 141
caso dos discos co-orbitais, é o das galáxias anãs de maré, também chamadas de TDGs – tidal dwarf galaxies – galáxias anãs de maré (tradução nossa). Diz ele:
Neste cenário, duas galáxias interagem, de modo que as forças de maré arrancam matéria dos discos galácticos, que formam espetaculares caudas de maré. Dentro destes detritos de maré formam-se novas galáxias (galáxias anãs maré ou TDGs), um processo que se observa acontecer no universo e também é reproduzido por meio de simulações. Como a forma de uma cauda corrente comum TDGs, elas compartilham uma direção orbital comum e são geralmente encontradas num plano fino. Assim como se observa em torno da Via Láctea e Andrômeda agora. (Tradução nossa) 154 .
Isso também explicaria a existência de galáxias satélites em órbitas contrárias, e não no mesmo plano, devido a outros encontros e interações no passado, formando novos grupos de galáxias anãs, com planos e órbitas diferentes e contrárias umas às outras. Se for este o caso, existem dois no “disco de Andrômeda e pelo menos um em torno da Via Láctea” (Tradução nossa) 155 .
Figura 82: Andrômeda e a posição das galáxias anãs e seu plano orbital
Créditos: IBATA et al. A conclusão e previsão feita por Pawlowski et al ., em seu artigo de 23.04.2012 é de que: 142
Os satélites M31 são preferencialmente distribuídos em uma estrutura que se estende aproximadamente de norte a sul em coordenadas galácticas, assim como as VPOS da Via Láctea se estendem na direção norte-sul. Uma direção comum das distribuições de ambos os satélites é esperada em galáxias num cenário de maré que formou ambas as populações de satélites em conjunto, como as TDGs se formam num plano definido pela órbita da interação. (Tradução nossa) 156 .
No caso dos VPOS da Via Láctea , diversos artigos os tratam com a profundidade necessária, além daqueles já citados no contexto e a meu ver, praticamente esgotam o assunto 157,158,159. Na introdução de um dos artigos, que julgo representar adequadamente a problemática analisada pelos demais, Marcel S. Pawlowski 160 , em 29.11.2012 nos informa, à semelhança das galáxias satélites de Andrômeda:
A Via Láctea (MW) está rodeada por inúmeros objetos que são satélites: galáxias anãs, aglomerados globulares e fluxos de sistemas galácticos rompidos. Juntos, estes formam uma vasta estrutura polar (VPOS), um plano fino, espalhando-se do centro galáctico à distâncias tão grandes quanto 250 kpc. As direções orbitais das galáxias satélites e o alinhamento preferencial de fluxos com os VPOS demonstram que os objetos em órbita dentro da estrutura estão em correlação espaço-fase. Esta correlação de espaço-fase está em forte desacordo com as expectativas de simulações de formação de estrutura baseada na cosmologia da matéria escura fria (LCDM). A acreção de sub-halos ao longo de filamentos tem sido sugerida como a origem da distribuição anisotrópica. Nós temos testado este cenário usando os resultados de simulações cosmológicas de alta resolução e as mesmas se acharam incapazes dar conta do elevado grau de correlação entre as órbitas de satélite da MW. Portanto, é aconselhável procurar explicações alternativas. A formação de galáxias anãs de marés (TDGs) nos escombros expelidos por interação de galáxias é um cenário muito natural para a formação da VPOS. Se um número de satélites da MW é verdadeiramente TDGs, interpretá-los equivocadamente para rastrear a subestrutura de matéria escura do halo da MW aumentaria significativamente os 'pequenos' problemas que já são conhecidos por assolar o modelo ΛCDM . (Tradução nossa) 160 .
O problema de galáxias anãs originadas por maré gravitacional, é que elas não deveriam possuir matéria escura, pressuposto básico para a teoria da formação de galáxias, e elas, na ótica da teoria da matéria escura, possuem um enorme volume dessa suposta matéria fria não-bariônica, que é inferida nos cálculos (analisando-se as galáxias anãs da Via Láctea , utilizando-se as leis da gravidade de Newton , observa-se a necessidade de uma grande massa de matéria escura para cada uma delas). As duas teorias são totalmente incompatíveis. Galáxias anãs sem matéria escura ou formadas por maré gravitacional, resultantes do encontro de duas galáxias, eliminam a própria concepção de matéria escura fria não bariônica. Mas se a teoria da MOND estiver certa, não precisaríamos da matéria escura, conforme demonstram os argumentos e observações apresentados no subtópico 9.2, anterior 143
“Observações recentes das galáxias anãs satélites de Andrômeda também confirmam a MOND ”160 . Mas, se as galáxias satélites de Andrômeda e da Via Láctea, pelo menos as que foram analisadas neste tópico, que seguem o mesmo plano e direções orbitais, e se formaram por maré gravitacional de encontros galácticos no passado, temos agravado outro problema cosmológico, todas galáxias satélites anãs faltantes, que nas simulações decorrentes da teoria ΛCDM , cujas quantidades previstas chegam às centenas, das quais foram encontradas apenas um total de cerca de uma centena no Grupo Local de galáxias 161 . Dessa forma, cada uma das galáxias anãs acaba se tornando uma evidência contrária à teoria da matéria escura para a formação de galáxias, anãs ou galáxias normais. No conjunto delas, no entanto, a evidência se torna robusta e complica ainda a mais a teoria da matéria escura não bariônica .
9.4 As galáxias satélites anãs que faltam na Via Láctea e em Andrômeda – problemas nas simulações com impacto no modelo ΛCDM para formação das galáxias
Pelas implicações diretas para esta análise sobre existência da matéria escura, fui buscar maiores informações para o problema das galáxias anãs que não foram encontradas, ou em falta, e que segundo as simulações feitas em computador, utilizando os parâmetros do modelo ΛCDM , deveriam existir às centenas em volta da Via Láct ea e de Andrômeda . O artigo Galáxias anãs lançam luz sobre a matéria escura, nos informa da situação-problema:
De acordo com a teoria da matéria escura fria (CDM), grandes galáxias cresceram e evoluíram ao longo do tempo de uma maneira hierárquica, assimilando pequenas galáxias anãs. Embora a teoria de MDL preveja pelo menos 100, e possivelmente até 500, galáxias anãs que devem existir na vizinhança da Via Láctea, apenas 38 foram encontradas no Grupo Local de galáxias a que pertencemos. Esta discrepância é conhecida como o "problema satélite perdido" e tem intrigado os astrofísicos durante décadas. (Tradução nossa)162 .
Inicialmente, busquei na Wikipédia 163 o que tinha sobre o assunto do problema das galáxias anãs que faltam. O verbete relata que apenas 38 galáxias satélites anãs tinham sido encontradas no Grupo Local de galáxias, orbitando a Via Láctea e Andrômeda . Por outro lado, uma simulação feita por computador estimava que só na Via Láctea , deveriam existir mais de 500 galáxias satélites anãs 164,165 . Assim, as galáxias que faltam são em relação às simulações feitas em computador utilizando os parâmetros do modelo ΛCDM , que inferem a existência da matéria escura e por isso, as projeções apresentam mais galáxias do que as que 144
foram efetivamente observadas. Outra referência dá conta de projeções com até milhares de galáxias satélites anãs 166 . Encontrei, na referência acima, a imagem abaixo (figura 83), que é um modelo elaborado da Via Láctea, apoiado por um levantamento efetuado pelo Sloan Digital Sky Survey , com um milhão de anos-luz de diâmetro, com a Via Láctea ao centro. São visíveis, claramente, trilhas ou fluxos de estrelas soltas em órbita da nossa galáxia, demonstrando claramente, que uma ou várias galáxias, anãs ou não, foram fragmentadas por terem se aproximado demais da nossa galáxia, o que dá sustentação às afirmações feitas no subtópico anterior, de que as galáxias satélites de Andrômeda e da Via Láctea , são galáxias anãs de maré!
Figura 83: Trilhas de estrelas de galáxias fragmentadas, por interação com a Via Láctea , e que ainda permanecem em órbita
Créditos: K. Johnston, J. Bullock 12 . Encontrei, ainda, os estudos que dão sustentação à imagem acima, de que galáxias anãs ou não, interagiram com a Via Láctea , perdendo massa nessa
12 Disponível em:
interação, e deixando fluxos de estrelas em sua trajetória orbital em torno da nossa galáxia, ou em passagem por nossa vizinhança 167,168 . A figura 85, abaixo, mostra sete galáxias anãs que orbitam a Via Láctea, e talvez uma oitava, mas que não se tem certeza se a mesma pertence à Via Láctea , a Leão T , que se encontra a 1,4 milhão de anos-luz de distância, e que foram descobertas pelo Sloan Digital Sky Survey (SDSS -II), e anunciadas em 09 de janeiro de 2007. Mostra, também, os fluxos de estrelas de Sagitário e Monoceros , e um fluxo órfão de estrelas atravessando os fluxos de Sagitário e Monoceros 169 .
Figura 83.1: Sloan Digital Sky Survey (SDSS-II Colaboração) mostra as novas galáxias anãs descobertas e fluxos de estrelas arrancados de galáxias
Créditos: Vasily Belokurov e Sloan Digital Sky Survey e reproduzido com permissão, copyright 2007, da revista Astronomy , Kalmbach Publishing Co., permissão no artigo original
O fluxo de Sagitário (A e B, na figura acima), também é analisado na figura 85, abaixo, numa simulação feita da interação da galáxia anã Sagitário com a Via Láctea . E a outra evidência que encontrei para as interações de galáxias anãs com a Via Láctea, no caso da galáxia anã Sagitário , que passou por nossa galáxia duas vezes nos últimos dois bilhões de anos, e deve interagir novamente em cerca de 10 milhões de anos, pois está em rota de colisão170 . Abaixo é apresentada a simulação feita da interação entre a galáxia anã, Sagitário , e a Via Láctea . Note-se a emergência de estrutura em espiral no disco da nossa galáxia como uma resposta à passagem da galáxia visitante. Interações com Sagitário ou outras galáxias anãs, acabaram incorporando pelo menos parte das estrelas das galáxias visitantes no interior da Via Láctea . Por exemplo, foi descoberto um fluxo de estrelas com mesma velocidade e direção de deslocamento, dentro de nossa galáxia, na direção da constelação de Aquário , que mede 1300 vezes o diâmetro de nossa Lua cheia. Outros 15 fluxos estelares dentro da Via Láctea também foram descobertos e estima-se que existam muitos outros 170 . 146
Essas descobertas só vêm a solidificar a teoria, de que galáxias anãs não possuem sua origem isolada, fruto da aglutinação do gás pela matéria escura, mas que são produtos de interações entre galáxias maiores, pelo menos as que já analisamos nos subtópicos 9.2, Observações recentes das galáxias anãs satélites de Andrômeda também confirmam a MOND e subtópico 9.3, Galáxias anãs satélites de Andrômeda e da Via Láctea são galáxias anãs de maré?
Figura 84: Interação entre a galáxia anã, Sag itário, e a Via Láctea há 2,65 bilhões de anos
Créditos: Erik Tollerud
Mesmo com a descoberta de novas galáxias anãs, como vimos acima, mais os fluxos de estrelas que foram absorvidos pela Via Láctea e possivelmente também por Andrômeda , a disparidade entre as simulações computadorizadas para a existência de galáxias satélites no Grupo Local é muito grande. Ainda mais que ficou cada vez mais evidenciado, de que pelos menos mais da metade das galáxias anãs são originadas por maré gravitacional de interação entre as galáxias do Grupo Local. Os astrônomos apresentam possíveis explicações para essa discrepância entre os cálculos elaborados de acordo com a teoria ΛCDM e as observações astronômicas e astrofísicas. Três exemplos de possíveis explicações: - As galáxias anãs em falta podem ser simplesmente muito fracas, ou ultrafracas, ou ainda totalmente escuras, compostas basicamente de matéria escura 171 ; 147
- As galáxias anãs foram, em sua maioria, incorporadas na Via Láctea no passado, quando a galáxia ainda estava “crescendo”, como evidência, parcial, foram encontrados mais de 15 fluxos de estrelas, dentro de nossa galáxia, e alguns astrônomos especulam que pode haver muito mais 172 ; - As estrelas pararam de se formar abruptamente no período de re- ionização do Universo (no primeiro bilhão de anos de existência), quando a luz ultravioleta das primeiras estrelas que nasciam, expulsou o gás de dentro da matéria escura, impedindo essas pequenas galáxias de formarem novas estrelas e crescerem 168 .
Ressalte-se que as possíveis duas primeiras explicações demandam nova geração de observatórios astronômicos, terrestres ou orbitais, para coleta de um maior volume de dados observacionais, de forma a serem totalmente confirmadas ou rejeitadas; para a terceira possível explicação, não obstante ser fisicamente possível, não é demonstrável, uma vez que se efetivamente ocorreu, faz parte da história do Universo, o que não é reproduzível, não obstante as teorias científicas e as especulações elaboradas possam criar um cenário crível. Destaco, no entanto, o enorme esforço de nossos astrônomos e astrofísicos na busca de uma solução para o problema, o que tem demandado muita criatividade em criar métodos de trabalho, investigação e obstinada observação, de forma a que, com dados observacionais mais amplos, concluírem pela melhor teoria que explique a realidade observada. Meu entendimento é de que a inferência da matéria escura fria não- bariônica nos cálculos é que está levando a uma solução que prevê uma maior quantidade de galáxias anãs. Se tal inferência for eliminada, e as galáxias anãs forem, em sua maioria, criadas por maré gravitacional, como mostram as observações da maioria delas, o problema estará resolvido. É claro que resta o problema da formação das grandes galáxias, uma vez que a matéria escura também é inferida para dar conta da origem das grandes galáxias. Mas isso é assunto para outro artigo.
9.5 Encontro entre Andrômeda e a Via Láctea pode ter criado as galáxias satélites anãs por maré gravitacional
Ainda analisando Andrômeda e Via Láctea , encontrei o artigo “ Será que Andrômeda colidiu com a Via láctea há 10 mil milhões de anos atrás? ” (Tradução nossa) 173 e o título “ Local Group timing in Milgromian dynamics. A past Milky Way- Andromeda encounter at z>0.8 ”174 , (Tempo no Grupo Local na dinâmica Milgromian. Um encontro Via Láctea-Andrômeda no passado em z> 0,8 , tradução nossa), que trata do possível encontro entre a galáxia de Andrômeda e a Via Láctea . Uma equipe europeia de astrônomos ( H. Zhao, B. Famaey, F. Lüghausen , e P. Kroupa ), liderados por Hong Sheng Zhao da Universidade de St. Andrews , 148
Reino Unido , apresentaram suas conclusões, publicadas no artigo acima, em uma reunião da Sociedade Astronômica Real em St. Andrews , Escócia . Utilizando a MOND , a equipe do Dr . Zhao calculou pela primeira vez o movimento das galáxias do Grupo Local .
[...] O seu trabalho sugere que a Via Láctea e a Galáxia de Andrómeda tiveram um encontro há cerca de 10 bilhões de anos atrás. Se a gravidade está em conformidade com o modelo convencional em escalas maiores, então tendo em conta a suposta atração gravitacional adicional da matéria escura, as duas galáxias ter-se-iam fundido.
A matéria escura age como mel: num encontro próximo, a Via Láctea e a Galáxia de Andrômeda ficariam 'coladas' uma à outra, figurativamente falando, "afirma o membro da equipe professor Pavel Koupa da Universidade de Bonn, Alemanha. ” "Mas se a teoria de Milgrom estiver certa," afirma o colega Dr. Benoit Famaey (Observatório Astronômico de Estrasburgo)," então não existem partículas escuras e as duas grandes galáxias poderiam simplesmente ter passado uma pela outra, atraindo assim matéria uma da outra através da formação de grandes e finos braços de marés.
Formar-se-iam então pequenas novas galáxias nestes braços, "um processo frequentemente observado no Universo atual," acrescenta o membro da equipa Fabian Lueghausen, também de Bonn. O Dr. Zhao explica: ” "A única maneira de explicar como as duas galáxias poderiam passar perto uma da outra sem se fundirem é se a matéria escura não estiver lá. As evidências observacionais de um encontro próximo passado, então, apoiam fortemente a teoria Milgromiana da gravidade. (Tradução nossa)174 .
A figura 87, a seguir, mostra como a galáxia de Andrômeda interagiu com a Via Láctea (na intersecção dos eixos) há dez bilhões de anos atrás, e deslocou-se até uma distância de mais de três milhões de anos-luz e está agora a aproximar-se de nossa galáxia novamente. O trabalho acima está de acordo com o que analisamos das galáxias satélites anãs que orbitam Andrômeda e a Via Láctea , pois teriam sido formadas com as estrelas e gás retirados, por maré, das duas galáxias em interação, não precisando de matéria escura para tal. Dessa forma, não é surpreendente, o sucesso da MOND em explicar a dinâmica das estrelas dessas galáxias anãs.
149
Figura 85: Encontro entre Andrômeda e a Via Láctea
Créditos: Fabian Lueghausen/ Universidade de Bonn , Alemanha .
O artigo conclui que:
A ausência de um halo de matéria escura e sua fricção dinâmica associada é necessária para que um contato imediato não acionar uma fusão. Argumentos observacionais que poderiam excluir ou favorecer um encontro assim em tal passado seriam muito importantes em virtude de falsificar ou reivindicar a dinamica Milgromiana na escala do Grupo Local. Curiosamente, a maior aproximação do encontro é pequena o suficiente (< 55 kpc) para ter consequências graves sobre a dinâmica de disco, incluindo a formação grossa do disco e talvez os sistemas de satélite de ambas as galáxias. As idades das galáxias satélites e dos jovens aglomerados globulares do halo, que formam a vasta estrutura polar em torno da Via Láctea, são consistentes com esses objetos, tendo nascidos neste encontro. (Tradução nossa)174 .
Pelo apresentado nos subtópicos anteriores, o encontro da Via Láctea com Andrômeda , bem como com outras galáxias do Grupo Local , como vimos, criou as galáxias anãs satélites de ambas as galáxias e a vasta estrutura polar da nossa galáxia. As observações e as análises efetuadas nos permitem fazer a melhor inferência: a matéria escura não existe no Grupo Local de galáxias e não esteve atuante na formação dessas galáxias. Outra teoria para formação de grandes galáxias deve ser formulada. 150
Daí se compreende porquê de nenhuma evidência concreta da matéria escura fria não-bariônica ter sido encontrada até agora, nos experimentos feitos.
9.6 Galáxias anãs: observações contradizem a teoria da Matéria Escura
Encontrei mais estudos sobre a distribuição de matéria escura em galáxias anãs, publicado em 23.10.2013 175 . O artigo também foi publicado no The Astrophysical Journal , por Matt Walker , do Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica e seu coautor Jorge Peñarrubia, da Universidade de Cambridge , Reino Unido 176 . Neste caso, o trabalho de pesquisa foi feito em duas galáxias anãs do Grupo Local , a Fornax e a Anã do Escultor . Tais galáxias possuem entre um milhão e dez milhões de estrelas e os pesquisadores mediram as posições, velocidades e composições químicas básicas de 1.500 a 2.500 estrelas, o que é um trabalho difícil, pois, diferentemente das galáxias espirais em que as estrelas se movem em uma única direção, em órbitas circulares, nestas galáxias, elas se movem como num enxame de abelhas. O objetivo da pesquisa era testar a teoria da matéria escura fria na formação de galáxias. Segundo os pesquisadores “a maioria dos astrônomos supõe que a matéria escura consiste de frias partículas exóticas (ou seja, são lentas, daí o termo fria ) que se agregam gravitacionalmente. Ao longo do tempo, esses aglomerados de matéria escura crescem e atraem a matéria normal, formando as galáxias que vemos hoje.” (Tradução nossa)176 . De acordo com as simulações desse processo feitas em computadores, dizem os autores da pesquisa “a matéria escura deve se adensar nos centros das galáxias. Em vez disso, as novas medições de duas galáxias anãs mostram que elas contêm uma distribuição uniforme de matéria escura. Isto sugere que o modelo cosmológico padrão pode estar errado.” (Tradução nossa)176 .
Nossas medições contradizem uma previsão básica sobre a estrutura da matéria escura fria em galáxias anãs. A menos que ou até que os teóricos possam modificar essa previsão, matéria escura fria é inconsistente com os nossos dados observacionais.
Seus dados mostraram que em ambos os casos, a matéria escura é distribuída uniformemente, sobre uma região relativamente grande, cerca de cem anos-luz de extensão. Isto contradiz a previsão de que a densidade de matéria escura deve aumentar acentuadamente em direção aos centros destas galáxias. (Tradução nossa)176 .
Várias possíveis explicações são apresentadas para tentar dar conta das observações em contradição com a teoria. Mais pesquisas devem ser feitas, com 151
mais galáxias anãs, para se tentar entender o assunto. Na minha opinião, apenas para protelar o desfecho inevitável: a matéria escura não existe! Por outro lado , se a matéria escura fria não-bariônica, obedece às mesmas leis físicas da gravidade que a matéria bariônica – pois interage com a matéria bariônica pela gravidade, teoricamente -, porque ela não formou buracos negros próprios, quando da formação das galáxias, tal qual o pressuposto acima, que ela deveria se adensar nos centros das galáxias? Afinal, se ela possuía massa suficiente para resfriar o hidrogênio molecular ao ponto de agregá-lo até formar uma galáxia normal , ela também deveria ter interagido consigo mesma e formado galáxias de matéria escura fria não- bariônica, ou mesmo buracos negros compostos apenas de matéria escura fria não bariônica, inclusive em seu centro, como as galáxias hoje vistas! Mas isso não ocorreu até onde as observações foram feitas, pelo menos não encontrei notícias sobre isso! Minha melhorar inferência é que os resultados a serem obtidos com novos estudos, serão iguais aos já observados. A matéria escura não será encontrada e, portanto, não existe, e uma nova teoria cosmológica deverá ser construída, se ainda não foi, para substituir o modelo cosmológico ΛCDM , que é o que veremos na sequência.
9.7 A lista de sucessos e dificuldades da MOND ao longo dos anos: resumo
Na pesquisa que fiz para a elaboração deste artigo, encontrei uma revisão completa do conhecimento acumulado da problemática e das soluções que a MOND apresentou ao longo destes últimos 30 anos de desenvolvimento da astronomia, astrofísica e física relacionada. E essa revisão foi elaborada por Benoît Famaey e Stacy S. McGaugh 177 . Na tabela 1, abaixo, elaborada por Benoît Famaey e Stacy S. McGaugh , foram destacados 20 casos de sucesso, de situações observacionais e teóricas, em que os conceitos da MOND foram aplicados, e se demonstraram adequados à realidade. Em sete outros casos, os resultados se mostraram promissores, mas necessitam de mais dados observacionais para serem confirmados ou descartados. Em oito situações os resultados foram inconclusivos, obscuros, e necessitam muito mais estudos e dados observacionais, do que aqueles resultados que foram considerados promissores. Três outras situações são problemáticas para a MOND, haja vista o arcabouço teórico envolvido e necessitam de maiores observações e elaboração teórica específica. Resumindo, caso o experimento AMS-02, a bordo da Estação Espacial Internacional ainda venha a encontrar partículas de matéria fria não-bariônica, com a massa necessária para ser a matéria fria escura postulada, dizem Benoît Famaey e Stacy S. McGaugh , que:
152
Tabela 1: Tabela com testes observacionais - os sucessos e as dificuldades da MOND Bem - Teste observacional Promissor Obscuro Problemático sucedido Sistemas em rotação Sistema solar X Formas de curvas de rotação de X galáxias Brilho superficial X Se encaixa em curva de rotação da X galáxia Equipada M * / L X Relação Tully-Fisher Base bárion X Declive X Normalização X Sem tamanho nem dependência X Nenhuma dispersão intrínseca X Estabilidade do Disco galáctico Densidade máxima da superfície X Estrutura em espiral em LSBGs X Discos finos e núcleo galáctico X Galáxias de interação Morfologia da cauda de maré X Atrito dinâmico X Maré de galáxias anãs X Sistemas esféricos Aglomerados de estrelas X Anãs ultrafracas X Anãs esféricas X Elípticas X Relação Faber-Jackson X Aglomerados de galáxias Massa dinâmica X Temperatura- massa (inclinação) X Velocidade (bulk & collisional) X Lente gravitacional Lente forte X Lente fraca (agrupamentos e LSS) X Cosmologia História da expansão X Geometria X Nucleossíntese Big Bang X Formação de estrutura Espectro de potência galáctica X Espaços vazios X Estrutura inicial X Radiação de fundo Primeiro: segundo pico acústico X Segundo: pico acústico terceiro X Ajuste fino X Início de re-ionização X Créditos: FAMAEY ; MCGAUGH (ver Tabela 2, no artigo citado no site, p.125). 13
Mesmo se tais partículas sejam detectadas diretamente no próximo futuro distante, o sucesso da MOND em escalas de galáxias como uma lei fenomenológica, bem como o aparecimento associado de uma aceleração constante universal crítica em vários, aparentemente
13 Disponível em:
não relacionados, aspectos da dinâmica galáctica, ainda terá de ser explicado e compreendido por qualquer modelo de sucesso de formação de galáxias e evolução. (Tradução nossa) 177 .
9.8 As dificuldades observacionais das previsões do modelo ΛCDM
O modelo teórico ΛCDM teve e tem, ao longo dos anos, desafios observacionais sérios, de previsões feitas em contradição com as observações astrofísicas, destacam Benoît Famaey e Stacy S. McGaugh , em seu artigo citado no subtópico 9.7, acima, ressalvando, no entanto, que o modelo nem sempre é preditivo em pequenas escalas. Eles listam dez desafios observacionais ao modelo ΛCDM , muitos dos quais perfeitamente explicados pela MOND , e outros que, com alterações no próprio modelo, trocando o MDL por WDM , por exemplo, tornando a matéria escura mais auto-interagente, poderiam ajudar a resolver alguns deles. Problemas observacionais do modelo ΛCDM :
- O desafio do fluxo de massa; - O desafio aglomerados galácticos de alto z; - O desafio do Vazio Local ; - O desafio das galáxias satélites em falta; - O desafio das galáxias satélites da Via Láctea e a correlação no espaço de fase; - O desafio da cúspide-núcleo de galáxias; - O desafio do momento angular; - O desafio de disco puro; - O desafio da estabilidade; - O desafio dos bárions ausentes.
Detalhando um pouco mais as dificuldades relacionadas acima, para o modelo ΛCDM , Benoît Famaey e Stacy S. McGaugh 177 detalharam os tópicos acima (tradução nossa de partes dos tópicos): - O desafio do fluxo de massa: o modelo prevê velocidades peculiares para aglomerados de galáxias, da ordem de 200 km por segundo. As medidas efetuadas apresentam velocidades da ordem de 1.000 km/s (a até 400 Mpc). O problema fica pior, quando as velocidades são em aglomerados em colisão, onde se observou velocidades de 3.100 km/s (caso do aglomerado Bala ). Tais velocidades são incompatíveis com a teoria, mas perfeitamente adequadas para a MOND . - O desafio dos aglomerados galácticos de alto z (altos desvios para o vermelho – também chamado de redshift ): a observação de aglomerados galácticos com altos desvios para o vermelho (ou seja, quando o universo era bem novo), como o aglomerado XMMU J2235.3-2557 , embora não seja suficiente para excluir o 154
modelo ΛCDM , pode indicar a formação de estrutura (quasars, galáxias, aglomerados de galáxias e filamentos galácticos) muito mais cedo do que as suas previsões. Os superaglomerados Shapley e o Sloan Great Wall, são outros dois sérios obstáculos ao modelo. - O desafio do Vazio Local : o Volume Local, num raio de até 8 Mpc do centro do Grupo Local, contém 562 galáxias conhecidas e a região conhecida como Vazio Local abriga apenas 3 delas. O modelo ΛCDM , prevê cerca de 20 galáxias para um vazio semelhante. “Além disso, no Volume Local , as grandes galáxias luminosas estão sobre representadas por um fator de seis [...] exatamente o oposto do que se espera em ΛCDM ”. - O desafio das galáxias satélites em falta: este é o problema das galáxias satélites anãs, em que o modelo ΛCDM , em simulações, prevê algumas centenas, mas temos apenas menos de uma centena. E o problema fica mais agravado com o que relatamos no item seguinte, pois em sua maioria, as galáxias satélites são de origem de maré gravitacional de encontros entre galáxias. Assim, a discrepância entre as previsões do modelo e as observações ficam ainda maiores. - O desafio das galáxias satélites da Via Láctea e a correlação no espaço de fase: este problema também tem relação com o anterior, só que neste caso, a explicação é mais simples, as galáxias satélites orbitam num mesmo plano e mesmo sentido rotacional, devido ao fato de terem se originado por maré gravitacional, dos encontros da Via Láctea com Andrômeda e da Via Láctea com a galáxia de Sagitário , conforme já relatamos em subtópico próprio. - O desafio da cúspide-núcleo de galáxias: O modelo ΛCDM prevê, nas simulações, que os núcleos das galáxias são menores e menos densos do que as observações, em que os núcleos das galáxias são grandes e com densidade constante nas partes centrais. - O desafio do momento angular: numa teoria hierárquica de formação de galáxias de disco, existe o problema da transferência do momento angular do disco de bárions para o halo de matéria escura, o que leva a discos muito pequenos nas simulações baseadas no modelo ΛCDM, em discordância com o momento angular e tamanho dos discos observados. O problema se estende aos sistemas elípticos, que nas simulações, acabam muito concentrados, diferentemente das observações. - O desafio de disco puro: este problema também é uma decorrência do problema anterior, pois os grandes núcleos protuberantes observados em galáxias de disco fino são extremamente difíceis de reproduzir nas simulações. As observações nos mostram, que mais da metade das galáxias de disco possuem grandes núcleos protuberantes. - O desafio da estabilidade: As simulações com halos de matéria escura fria tendem a estabilizar discos galácticos com baixa densidade de superfície, contra a formação de barras, espirais, devido a uma falta de disco de auto gravidade. A observação de galáxias com baixo brilho superficial ( LSB ), galáxias com grandes e fortes barras e espirais, é um grande desafio, na ausência de um disco de matéria escura (pois a teoria prevê um halo globular de matéria escura e não um disco). 155
- O desafio dos bárions ausentes: este é um problema de múltiplas facetas e muitas consequências. Benoît Famaey e Stacy S. McGaugh destacam que este desafio dos bários faltantes é bem conhecido dos estudiosos do assunto – em que a soma dos bárions está muito aquém do previsto pela teoria da Nucleossíntese do Big-Bang – BBN -, ou seja, os bárions encontrados em forma de estrelas, poeira, gás intragaláctico/intergaláctico, quente ou frio, e gás altamente ionizado nos filamentos galácticos, respondem apenas por cerca de ~5% de ). É dessa constatação que se infere que existe muita matéria escura – bariônica ou não – a ser encontrada. É claro que se isso não ocorrer, a teoria da Nucleossíntese do Big-Bang está com sérios problemas, em que a observação contradiz, não com um pequeno percentual, mas com uma discrepância tão grande, que a meu ver, torna inútil a teoria. Além disso, precisa-se de matéria escura não bariônica, para a formação das galáxias, conforme já tratamos neste artigo, pois do contrário, mesmo com 14 bilhões de anos não teria tempo suficiente para ocorrer a formação das galáxias em nosso Universo. Existe também o problema da tensão entre a existência de lítio previsto na BBN e a CMB – radiação cósmica de fundo 178 . O mesmo artigo trata ainda dos bárions ausentes no grupo local, dado que a cada halo de matéria escura inferidos na teoria de formação galáctica e a fração de bários observados em galáxias individuais está aquém da fração de bárions cósmica. Ressalto, no entanto, que graças aos observatórios astronômicos orbitais, uma grande quantidade de bárions foram encontrados, em forma de gás intra e extragaláctico, poeira, ferro e outros metais, o que pode dar conta de pelo menos parte dos bárions previstos pela teoria da Nucleossíntese do Big-Bang . Com os bárions que foram encontrados, conforme relatei nos tópicos anteriores, essa discrepância deve se reduzir em uns 50%, mas ainda é muito grande para uma cosmologia de precisão . Não encontrei nenhum trabalho que totalize todos os bárions encontrados nos diversos ambientes, conforme relatei até agora. Existe ainda o problema observacional da relação bariônica Tully-Fisher , que já por mais de 50 anos é utilizada para calcular a massa de galáxias – a luminosidade de uma galáxia está diretamente relacionada com a sua massa – e que não precisa da matéria escura para isso. Ou seja, no cálculo da massa da galáxia não entra matéria não bariônica e a massa é calculada corretamente. Dessa forma, a conclusão é simples: a matéria escura não bariônica não existe para a relação bariônica Tully-Fisher , uma vez que toda a massa é captada pela dita relação. Isto tem, também, implicações cosmológicas relevantes. A MOND faz a mesma coisa, ignorando a matéria escura completamente e em plena concordância com a relação Tully-Fisher ! Relatam também que existe uma clara correlação de que os objetos menos massivos, galáxias anãs, p.ex., possuem muito mais matéria escura do que grandes galáxias. Esta correlação é, a priori, não prevista por todos os modelos que utilizam ΛCDM , pelo menos não com a com a forma correta. 156
Stacy S. McGaugh , nos informa em sua página que trata da MOND , nos comentários sobre a tabela 1 apresentada no subtópico anterior ( A lista de sucessos e dificuldades da MOND ao longo dos anos – resumo )179 :
ΛCDM é cosmologia, enquanto MOND não tem uma cosmologia. Dada a história da cosmologia, eu não tenho certeza de que deve ser considerada uma falha. Mas, certamente, ΛCDM se encaixa na história de expansão e da geometria do universo, pela construção. A única objeção é que os parâmetros específicos ( , Λ) que estão presos com ela. Totalmente bizarro, embora familiar, parece estar a tomar a borda fora disso. O único lugar onde ela não é tão óbvia é que ΛCDM é melhor na densidade bariônica de nucleossíntese do Big Bang (BBN). BBN foi sem dúvida o primeiro exemplo de precisão cosmológica, e por décadas antes WMAP, 2 soube-se que b h = 0,0125. WMAP diz que é 0,02258. É isso mesmo - a densidade bariônica basicamente dobrou ao ganhar um dígito extra significativo. Isso cria uma tensão entre a montagem da densidade bariônica medida pelo WMAP e que encontrou Li em abundância em estrelas de baixa metalicidade. Uma vez que é amplamente presumido que ΛCDM está correta e que WMAP é a palavra definitiva sobre tudo, a abundância de Li (lítio) deve de alguma forma estar errada (provavelmente por algum tipo de mistura que expõe o Li para processamento termonuclear). Esta tensão não existe na MOND - a CMB se comporta como previsto pela densidade de bárions BBN que é consistente com todos os isótopos correspondentes. Com um bônus adicional, o problema do bárion faltando desaparece em MOND. (Tradução nossa) 179 .
- As coincidências inconvenientes : Benoît Famaey e Stacy S. McGaugh , também relatam que o maior problema do modelo ΛCDM “é que ele requer um grande e ainda inexplicável ajuste fino para reduzir em 120 ordens de magnitude a expectativa teórica da energia do vácuo para se obter o valor da constante cosmológica observada, e, ainda mais importante, que enfrenta um problema de coincidência a explicar por que a densidade da energia escura é precisamente da mesma ordem de grandeza que os outros componentes cosmológicos hoje. Esta estranha coincidência é geralmente vista como evidência para alguns, como um, ainda-a-ser-descoberto, mecanismo subjacente cosmológico dominante da evolução da energia escura (como a quintessência ou componentes líquidos adicionais generalizados. Mas também pode indicar que o efeito atribuído à energia escura é um pouco devido a uma avaria da Relatividade Geral (RG) em escalas maiores. ” (Tradução nossa)180, 181 . Além disso, eles apresentam, também, o aparecimento da uma escala característica, “chamada de , no comportamento da matéria escura, uma escala com unidades de aceleração” (tradução nossa) 180 que também aparece em várias relações, em escala galáctica aparentemente não relacionadas e em sua maioria não previstas pelo modelo ΛCDM . A conclusão deles, é que:
Esta coincidência de escalas, juntamente com a coincidência de densidades de energia em zero redshift, talvez possa ser uma forte indicação de que se 157
deve deixar de considerar a energia escura como um componente adicional fisicamente independente do setor da matéria escura, e / ou deixar de considerar que a Relatividade Geral descreve corretamente a gravidade em escalas maiores e em campos gravitacionais extremamente fracos, de modo a talvez resolver os problemas da coincidência dos dois problemas acima, ao mesmo tempo.
Finalmente, vamos observar que a existência da escala não é, na verdade, a única coincidência de matéria relacionada com a escuridão, como também há, em princípio, absolutamente nenhuma razão para que o mecanismo que leva à assimetria bariônica (entre matéria e antimatéria bariônica), simultaneamente deixar tanto os bárions e densidades de matéria escura com uma ordem de grandeza ( ). Se os efeitos que atribuem à matéria escura são, na verdade, também devido a uma avaria da Relatividade Geral em escalas cosmológicas, então tais coincidências talvez pareçam mais naturais como os bárions, então, seria a verdadeira fonte do efeito atribuído ao setor de matéria escura. (Tradução nossa) 180 .
Ao que tudo indica a própria Relatividade Geral terá que ser ajustada para escalas cosmológicas em campos gravitacionais extremamente fracos, talvez com a nova constante utilizada pela MOND, , com implicações cosmológicas relevantes!
9.9 As observações astrofísicas e astronômicas exigem uma nova teoria cosmológica em substituição ao Modelo Cosmológico Padrão (Standard Model of Cosmology - SMoC) e ΛCDM
Com o aumento das descobertas e observações astrofísicas e com o maior aprofundamento dos estudos sobre a matéria escura e sobre a MOND , diversos autores começaram a produzir artigos questionando, não apenas a existência da matéria escura fria não-bariônica, mas a própria cosmologia que lhe dá suporte e que ela serve de suporte, em contrapartida. Afinal, para afetar a credibilidade de uma teoria, basta que um fato, uma única observação lhe seja contraditória, para que toda ela seja questionada, ou para ser melhorada ou substituída. Eu não entendo como isso ainda não foi feito! Os seis artigos que vou tratar neste tópico, resumidamente, são representativos dos questionamentos a respeito da validade dos modelos cosmológicos, que consideram a existência da matéria escura fria não-bariônica, como real. O primeiro dos seis artigos que tratam dessas observações que contradizem o modelo padrão da cosmologia galáctica - Standard Model of Cosmology (SMoC ) -, é o que foi publicado por P. Kroupa, na Sociedade Astronômica da Austrália 182 , The Dark Matter Crisis: Falsification of the Current 158
Standard Model of Cosmology ou, A Crise Matéria Escura: Falsificação do Modelo Padrão da Cosmologia atual (tradução nossa), em 20 de junho de 2012. Pavel Kroupa nos apresenta que o Modelo Padrão da Cosmologia (SMoC ) exige um teorema de dois tipos de galáxias anãs (TDGs ), para ser um modelo válido para a formação das galáxias, via existência de matéria escura fria não-bariônica. O tipo “ A” , um modelo de galáxia anã, chamada de primordial , rica e dominada por matéria escura ( DM ), que deveriam ter se originado quando da formação da galáxia hospedeira; e, as do tipo “ B” , que são anãs de maré, formadas posteriormente, por ocasião de interação por passagens de galáxias hospedeiras, maiores, próximas umas das outras, que não possuem matéria escura; as do tipo “ A” cercam a galáxia hospedeira em aproximadamente uma esfera, ao passo que as tipo “ B” , são normalmente correlacionadas em espaço de fase. Ele destaca que qualquer teoria cosmológica deve conter as galáxias anãs tipo “ B”, em que as galáxias interagem. O que se observa, no entanto, nas galáxias reais, é apenas um tipo de galáxia anã, formada apenas por matéria bariônica e que obedece a relação Tully- Fisher no plano raio-massa, são as do tipo “B”. As galáxias satélites da Via Láctea formam uma vasta estrutura de espaço-fase correlacionados, que inclui aglomerados globulares e correntes estelares e gasosas. Outras galáxias também possuem galáxias anãs satélites, em espaço-fase correlacionados (as de Andrômeda são outro exemplo, que também tratamos neste artigo). A conclusão de Pavel , a qual concordo, é de que o teorema da galáxia anã dupla (tipo A e tipo B) é falsificado pela observação, e a matéria escura fria não pode existir. Dessa forma é mostrado que o SMoC é incompatível com as observações, por considerar como existente a matéria escura não bariônica – fria. A falsificação do Teorema Galáxia Anã dupla, tipos “ A” e “ B”, invalida o SMoC , como um modelo do universo real (ver o sumário da falsificação do SMoC , no tópico 17.1, do artigo de Pavel que estamos referenciando). O artigo de Pavel (com 40 páginas) pode ser consultado no endereço eletrônico fornecido, e mostra detalhadamente a necessidade de se rever o modelo cosmológico padrão, excluindo a matéria escura não bariônica, por ser ainda, incompatível com um grande conjunto de observações extragalácticas (conforme temos visto ao longo deste artigo). Nas conclusões de seu artigo (tópico 17.3), Pavel ainda relaciona 22 tipos de falhas do SMoC , que exigem muitas hipóteses auxiliares, não demonstradas por observações, e que abalam completamente a confiabilidade do modelo em representar o universo real, além de algumas falhas da Nucleossíntese do Big-Bang , que exigem uma explicação e observações consistentes para uma cosmologia/cosmogonia de precisão. Tais falhas foram sendo descobertas ao longo de 22 anos (de 1980 a 2012) de estudos teóricos e observações astronômicas e astrofísicas, utilizando o SMoC . Assim, se no início, carente de observações e maiores estudos, o SMoC foi uma boa teoria, hoje é um fantasma arrastando 159
pesadas correntes de dados incompatíveis, como um modelo que buscava descrever o universo real. Pavel , ainda apresenta a MOND como a solução para os problemas da cosmologia ligados à gravidade, principalmente à dinâmica galáctica, eliminando a necessidade da matéria escura fria não-bariônica (ver tópicos 17.4, 17.5 e seguintes de seu artigo aqui referenciado). Ele sugere ainda, testes observacionais complementares para validação completa da MOND , que já foi tão bem-sucedida nos testes já realizados. O próximo artigo, The failures of the standard model of cosmology require a new paradigma - As falhas do modelo padrão da cosmologia requerem um novo paradigma , em tradução nossa, 183 também de Pavel Kroupa, agora em conjunto com Marcel Pawlowski , do Argelander-Instituto para Astronomia, Universidade de Bonn , Bonn , Alemanha, e Mordehai Milgrom, criador da MOND , do Departamento de Física de Partículas e Astrofísica , do Weizmann Instituto de Ciência , Rehovot , Israel , foi publicado em 16.01.2013 (a versão v.1, primeira versão em 31.12.2012), logo em seguida à publicação do artigo anterior. ory Out of do artigo destacam que os modelos cosmológicos que utilizam a matéria escura fria ou quente não-bariônica, não conseguem explicar as “regularidades observadas nas propriedades das galáxias anãs, suas distribuições espaciais altamente anisotrópicas, nem a correlação entre as discrepâncias observadas em massa e aceleração” (tradução nossa), o que foi amplamente demonstrado nos tópicos anteriores sobre as galáxias satélites da Via Láctea e de Andrômeda , em que grande parte das mesmas – as analisadas - são originadas nas marés dos encontros das duas grandes galáxias e outras menores do Grupo Local . Também é destacado no referido artigo, que “esses problemas com o modelo padrão da cosmologia têm implicações profundas, em particular em combinação com a observação de que os dados estão excelentemente descritos por Modificações da Dinâmica Newtoniana (MOND ) ”, tradução nossa 183 . Os mesmos autores ainda apresentam dez leis gerais para testar a MOND , amparadas com excelentes observações astronômicas e astrofísicas. A desconstrução do SMoC (que é baseado em cinco postulados) é devida as falhas que o mesmo apresenta em relação às observações, e que não é surpreendente que elas realmente existam, “pois, o primeiro e mais fundamental postulado é equivalente a uma extrapolação da lei gravitacional empiricamente estabelecida por Newton e Einstein para escalas de muitas ordens de grandeza abaixo da escala de aceleração do Sistema Solar ”, em tradução livre 183 . O ajuste proposto pela MOND na lei da gravitação de Newton /Einstein resolve o problema. A MOND se apresenta como a melhor teoria alternativa para resolver, se não todas, quase todas as falhas encontradas no SMoC , que é claro, será substituído por uma teoria MOND que inclua a Relatividade . Essa nova teoria, talvez a TeVeS - Tensor-Vector-Scalar de Jacob D. Bekenstein , “(...) envolve a probabilidade realista de que uma grande nova visão sobre gravitação vai surgir, o que teria implicações signicativas para a nossa compreensão de espaço, tempo e matéria”, em tradução livre, concluem os autores 184,185 . 160
O terceiro artigo nos apresenta a conclusão de que não foi encontrada matéria escura numa esfera com raio de 50 Mpc, em volta do Grupo Local de galáxias, com o centro na Via Láctea , agregando mais um problema aos dois já conhecidos do SMoC , a falta de bárions (previstos pela Nucleosíntese do Big-Bang – NBB ) e a falta das galáxias anãs, satélites da Via Láctea e de Andrômeda , já analisados neste artigo. Referido artigo, de autoria de Igor D. Karachentsev, do Observatório Especial de Astrofísica da Rússia , foi publicado em 16.04.2012, com o título Missing Dark Matter in the Local Universe , ou Faltando Matéria Escura no Universo Local , em tradução nossa 186 . O trabalho é fruto de uma análise de uma amostra com cerca de 11.000 galáxias dentro de uma esfera com 50 Mpc de raio (163 milhões de anos-luz). A densidade média de matéria encontrada neste volume, chamada de m, loc = 0,08 + - 0,02, é muito menor do que a densidade média global do Universo m, glob = 0,28 + - 0,03. O autor apresentou três possíveis explicações para este paradoxo, cujos detalhes podem ser consultados no artigo original:
1) Grupos de galáxias e aglomerados estão rodeados por halos escuros prolongados, em que a maior parte da massa que está localizado fora do seu raio virial, (tradução nossa);
2) o volume local considerado do Universo não é representativo, situando- se dentro de um vazio gigante (tradução nossa);
3) maior parte da matéria no Universo não está relacionada com grupos e grupos, mas é bastante distribuída entre eles na forma de enormes manchas escuras. Alguns argumentos a favor desta última hipótese são apresentados (tradução nossa)186 . O autor referenciado, então conclui, apresentando os problemas, ainda sem solução para o modelo ΛCDM , que já tratamos neste artigo, o problema dos “satélites em falta” nas galáxias Via Láctea e Andrômeda (em que os cálculos apresentam centenas de galáxias satélites, e a observação, apenas algumas dezenas); a falta de bárions, na teoria da formação dos elementos químicos no Universo em expansão (a teoria da Nucleosíntese do Big-Bang – NBB ), que calcula a sua abundância em b=0,045±0,005, e os dados observacionais que apresentam apenas 1/10 dessa quantidade. E acescenta, então, as conclusões de seu estudo, a divergência significativa entre a densidade média local de matéria encontrada, (0,08 ±0,02) e a densidade global de matéria do Universo (considerando a matéria escura fria não- bariônica), (0,28 ±0,03). Essa divergência, não obstante ser por um fator de 3, não é compatível com uma “era de precisão na cosmologia”. O quarto artigo nos informa sobre a descoberta de uma suposta imensa estrutura, agregando 73 quasars numa enorme região do céu, à 9 bilhões de anos- luz de distância, com 4 bilhões de anos-luz de diâmetro, e, se estendendo, no maior 161
comprimento, por 1,24 Gpc, e por 640 e 370 Mpc em outras direções e também foi chamado de U1.27 . A estrutura foi inicialmente descoberta em 2012, depois de dois meses de análise, em direção à constelação do Leão 187 . A descoberta foi relatada no artigo com o título de A structure in the early universe at z ~ 1.3 that exceeds the homogeneity scale of the R-W concordance cosmology, ou, A estrutura no início do universo em z ~ 1.3 que ultrapassa a escala de homogeneidade da concordância cosmológica R-W, em tradução nossa 188. Os autores do artigo, liderados por Roger G. Clowes, e Kathryn A. Harris, Srinivasan Raghunathan, Luis E. Campusano, Ilona K. Soechting, Matthew J. Graham , da Universidade Central de Lancashire , em Preston , Reino Unido , utilizaram os dados do DR7QSO , um catálogo abrangente do Sloan Digital Sky Survey , um dos principais catálogos de multi-imagem e espectroscopia em desvios para o vermelho do céu, e anunciaram como “a maior estrutura conhecida do universo observável.” (Tradução nossa)188. Esse grupo de quasares é semelhante a outro descoberto na mesma região, com 615 Mpc de comprimento, descoberto em 1991, com 34 quasares, também por Clowes-Campusano , chamado LQG (U1.28) , veja figura 87, abaixo. O enorme tamanho de tal estrutura, “sugere incompatibilidade com a (Yadav et al. ) escala de homogeneidade para a concordância cosmológica, e, portanto, desafia a suposição do Princípio Cosmológico ” (tradução nossa), em que se pressupõe que o universo, “quando visto em uma escala suficientemente grande, parece o mesmo, não importa onde você está observando. A teoria da moderna cosmologia é baseada na obra de Albert Einstein , e depende da assunção do Princípio Cosmológico . O princípio é assumido, mas nunca foi demonstrado por observação "para além de qualquer dúvida razoável." (Tradução nossa)189 . E tais descobertas são uma dúvida, mais que razoável, sobre sua validade! É claro que tal descoberta extremamente importante do ponto de vista das teorias cosmológicas vigentes, seria criticada. Só que a descoberta de Clowes et al. 188 “encontrou apoio independente para a realidade da estrutura através de sua coincidência com absorvedores de Mg II (gás de magnésio uma vez ionizado, comumente usado para sondar galáxias distantes). O gás Mg II sugere que o Huge-LQG está associado a um aumento da massa, ao invés de ser um falso positivo. Este ponto não é discutido pelo artigo que critica a descoberta. ” (Tradução nossa) 187,190 .
162
Figura 86: Enorme Grupo de Quasars : 73 quasares, Huge-LQG , também chamado U1.27 (círculos pretos) e os 34 quasares (cruzes, em vermelho), de Clowes & Campusano (1991) LQG
Créditos : R.G. Clowes / UCLan
Um apoio adicional para a realidade da Huge-LQG vem do trabalho de Hutsemékers et al.191 . Eles mediram a polarização de quasares no Huge- LQG e encontraram "uma correlação notável" dos vetores de polarização em escalas maior do que 500 Mpc. (Tradução nossa) 187,192 .
Outras grandes superestruturas cósmicas, também foram encontradas e citadas no artigo principal deste tópico 188 , como a Grande Barreira de Galáxias , e a medida em que novas descobertas se acumulam, as evidências começam a contestar muitos pressupostos teóricos, que construíram o SMoC , o modelo padrão da cosmologia, inclusive o Princípio Cosmológico , de Einstein . O quinto artigo, de autoria de Christian Moni Bidin et al.193 , publicado em 17.04.2012, com o título: Kinematical and chemical vertical structure of the Galactic thick disk II. A lack of dark matter in the solar neighborhood, ou, Cinemática e estrutura química vertical do disco espesso Galáctico II - A falta de matéria escura na vizinhança solar (tradução nossa). O artigo relata que foram analisadas uma amostra de 400 estrelas gigantes vermelhas, perto do Sol, em “distâncias verticais de 1,5 a 4 kpc acima do disco da Via Láctea . Além das posições 3D estelares, eles derivam cinemática tridimensionais para estas estrelas. A partir desses dados, eles estimam a dinâmica densidade de massa de superfície da Via Láctea dentro desse intervalo em alturas do disco. Esta densidade de massa de superfície deve ser a soma de toda a massa, 163
visível e escura. Mas acontece que, de acordo com sua análise, a massa visível por si só já é um ajuste perfeito para o valor observado . Segundo os autores, não é necessária massa adicional”, em tradução nossa 194 . O resumo do artigo, por sí só, é contudente, e os detalhes técnicos podem ser consultados e dão sustentabilidade à conclusão: mantidos os parâmetros utilizados, as observações excluem a matéria escura da nossa galáxia e indicam que a possibilidade de detecção de matéria escura, pelos diversos experimentos levados a efeito, de modo direto estão fadados ao fracasso:
Estimou-se a dinâmica da densidade de massa de superfície Sigma na posição solar, entre Z = 1,5 e 4 kpc do plano galáctico, como inferido a partir da cinemática de estrelas do disco espesso. A formulação é exata dentro do prazo de validade de alguns pressupostos básicos. A tendência resultante da Sigma (Z) corresponde às expectativas da massa visível sozinha, e nenhum componente escuro é necessário para explicar as observações. Nós extrapolamos uma densidade de matéria escura (DM) na vizinhança solar de 0 + -1 m M_sun pc ^ -3, e todos os modelos atuais de um halo esférico DM são excluídos em um nível de confiança maior do que 4sigma. Uma análise detalhada revela que uma pequena quantidade de DM é permitida no volume em estudo pela mudança de algum parâmetro de entrada ou hipótese, mas não o suficiente para corresponder às expectativas dos modelos, exceto em uma combinação exótica de pressupostos não-padrão. Idênticos resultados são obtidos quando a repetição do cálculo com medições cinemáticas disponíveis na literatura. Nós demonstramos que um halo DM seria detectado pelo nosso processo, e, por conseguinte, os resultados não têm fácil interpretação. Só a presença de um grande alongamento (achatamento q> 2) da auréola DM pode ser conciliada com as observações, mas isso é altamente improvável em modelos Lambda CDM. Os resultados desafiam o atual entendimento da distribuição espacial e da natureza do DM galáctica. Em particular, os nossos resultados podem indicar que todas as experiências de detecção direta de DM estarão fadadas ao fracasso, se a densidade local das partículas alvo é insignificante. ” (Tradução nossa)194 .
A implicação da conclusão do artigo é que o SmoC não é um modelo válido do universo real, pois apenas uma evidência observacional já é suficiente para afetar a sua credibilidade. Ressalte-se que este estudo para a Via Láctea corrobora outros que já citamos, subtópicos 8.2, 8.9, e 8.10, para as mais de 200 galáxias, em que, também não se necessita da matéria escura fria não bariônica ; a análise das 47 galáxias ricas em gás, subtópico 9.1, e ainda a relação Tully-Fisher , que também não precisa da matéria escura. E temos muitas evidências observacionais contrárias ao modelo, conforme apresentei neste artigo! O sexto artigo de autoria de P. Kroupa , et al.195 sob o título Local-Group tests of dark-matter Concordance Cosmology: Towards a new paradigm for structure formation, ou Testes do Grupo Local da cosmologia de concordância da matéria escura: rumo a um novo paradigma para a formação de estrutura , em tradução 164
nossa, também questiona a validade do Modelo de Concordância Cosmológico (CCM, da sigla em inglês ). Utiliza, para tanto, as observações e as previsões das teorias, relativas às estruturas nos ambientes de grandes galáxias espirais, comparadas com as proriedades observadas nas galáxias do Grupo Local . Ele narra que “cinco novos problemas provavelmente irreconciliáveis são descobertos” (tradução nossa) 195 , que impactam as previsões de subestrutura do CCM , destacando que, se as galáxias anãs, são de maré (TDGs), então as previsões de subestrutura do CCM estão internamente em conflito. Os cinco novos problemas descobertos para o CCM , na escala do Grupo Local e as suas galáxias-anãs, resultantes e analisados, são os seguintes:
- observada a ausência de uma relação massa-luminosidade; - a função massa-luminosidade dos satélites galácticos; - a relação observada entre a massa do bojo (da galáxia) e o número de galáxias satélites (correlação bojo-satélite); - o acordo entre a Via Láctea e o disco de galáxias anãs satélites ultra leves descobertas (problema espaço-fase); - a baixa probabilidade de que duas auréolas vizinhas de matéria escura contenham galáxias de disco semelhantes, tipo Via Láctea (problema da invariância bariônica da galáxia).
Já apresentei neste artigo, que as galáxias anãs satélites da Via Láctea e Andromeda , foram criadas, em sua maioria, pelo encontro ocorrido entre Andrômeda e a nossa Via Láctea e entre a Via Láctea e a galáxia anã Sagitário , sendo, portanto, TDGs . Para P. Kroupa et al., a solução teórica natural para resolver os problemas encontrados, é a MOND , que trata da dinâmica não-Newtoniana em campos gravitacionais ultra fracos, ou outras teorias que podem dar conta, com mais sucesso no mundo real. O resultado da análise levada a efeito por P. Kroupa et al.195 , no artigo referenciado, implica que o CCM não leva em conta as observações do Grupo Local , e novas alternativas de solução tem que ser mais exploradas.
9.10 A radiação cósmica de fundo – CMB – e as anomalias que contradizem o modelo padrão da física, o SMoC ou ΛCDM e/ou CCM (modelo cosmológico de concordância ), descobertas pelo observatório orbital Planck
Uma grande descoberta para a astrofísica e para a cosmologia foi a feita pelo Observatório Orbital Planck , e relatada em 21.03.2013, pela ESA , a Agência Espacial Europeia 197 . O mapa espacial da Radiação Cósmica de Fundo - CMB , feito pelo Planck , é o mais detalhado já obtido, e foi construído em 15,5 meses de 165
observações de todo o céu, e mostra o universo, segundo as teorias físicas, quando o mesmo tinha apenas 380 mil anos de idade, e que a idade total, recalculada, chega a 13.820.000.000 de anos. A extrema resolução do Planck , apresentada nas imagens abaixo, é tão alta que revelou “algumas características peculiares inexplicáveis que podem muito bem exigir uma nova física para ser compreendida. ” (Tradução nossa)196 . A primeira descoberta, mais surpreendente, “é que as flutuações das temperaturas CMB em grandes escalas angulares não coincidem com aqueles previstos pelo modelo padrão - os seus sinais não são tão fortes como o esperado a partir da estrutura em menor escala revelada pelo Planck ”. (Tradução nossa)196 . A segunda descoberta “é uma assimetria nas temperaturas médias em hemisférios opostos do céu. Isso vai contra a previsão feita pelo modelo padrão que o Universo deve ser muito semelhante em qualquer direção que olhemos, ” (tradução nossa), ou seja, “desvios significativos de isotropia em larga escala”, nesse caso, desvio do Princípio Cosmológico, de Einstein. (Tradução nossa) 198 . A terceira descoberta é um “ponto frio” que se estende por um pedaço do céu, muito maior do que o esperado. O artigo da ESA ressalta que a assimetria de temperatura e o ponto frio já haviam sido detectados pela missão de outro observatório orbital, da NASA , o WMAP , mas foram ignorados, pois julgavam que a resolução não era suficiente, e devido à dúvidas sobre sua origem cósmica. Mas com as observações do Planck , as dúvidas desapareceram sobre a sua realidade, e, portanto, as anomalias são reais, e não podem ser mais ignoradas, alegando problemas nas medições.
Uma maneira de explicar as anomalias é propor que o Universo é, de fato, não é o mesmo em todas as direções em uma escala maior do que podemos observar. Neste cenário, os raios de luz a partir da CMB podem ter tomado um caminho mais complicado pelo Universo do que se pensava, o que resultou em alguns dos padrões incomuns observados hoje. (Tradução nossa)198 .
A primeira parte da possível explicação, acima, muda um postulado básico da teoria da Relatividade Geral e do modelo cosmológico padrão , o SMoC , o chamado Princípio Cosmológico , em que “no macro, o universo parece o mesmo em todos os locais, e em todas as direções, porque as leis físicas que regem a sua formação e expansão operam da mesma maneira em todos os lugares. ” (Tradução nossa) 199,200 . Essa conclusão impacta a negativamente credibilidade das teorias do Big- Bang e da inflação , pois são ambos amparados nesse princípio da Relatividade Geral de Einstein (não obstante as leis físicas serem as mesmas em todo o Universo). O artigo da ESA , não obstante, diz que o mapa do Planck confirma o Big- Bang e a inflação , validando os dados do WMAP , da NASA , mas as anomalias descobertas, aparentemente, desacreditam essa afirmação. Para os físicos que 166
trabalham com o SMoC , a teoria deve apenas sofrer modificações, de forma a incluir as anomalias. Duas características anômalas da CMB insinuadas pelo antecessor do Planck , o WMAP da NASA , estão confirmadas nos novos dados de alta precisão. Uma delas é uma assimetria nas temperaturas médias em hemisférios opostos do céu (indicado pela linha curva), com temperaturas médias um pouco mais altas no hemisfério sul da eclíptica e temperaturas médias ligeiramente mais baixas no hemisfério norte da eclíptica. Isso vai contra a previsão feita pelo modelo padrão que o Universo deve ser muito semelhante em qualquer direção que olhemos. Há também um ponto frio que se estende ao longo de um pedaço do céu que é muito maior do que o esperado (circulado). Nesta imagem as regiões anômalas foram ressaltadas com sombreamento em vermelho e azul para torná-las mais visíveis (tradução nossa). As figuras a seguir, ilustram as descobertas do Planck :
Figura 87: Assimetria na radiação cósmica de fundo - CMB
Créditos: ESA e a colaboração Planck
Quando comparado com o melhor ajuste de observações para o modelo padrão da cosmologia, as capacidades de alta precisão do Planck revelam que as flutuações da radiação cósmica de fundo em grande escala não são tão fortes como o esperado . O gráfico da figura 89, abaixo, mostra um mapa derivado da diferença entre os dois, o que é representativo do que as anomalias podem parecer. O Modelo Padrão da Cosmologia (SMoC) ou Modelo de Concordância Cosmológica (CCM), deverá sofrer severas modificações num futuro próximo, para ser compatível com as observações e estudos astrofísicos e cosmológicos que relatamos nos seis artigos do subtópico 9.9 , quais sejam:
167
Figura 88: Comparações entre modelo, observações e as anomalias descobertas pelo Planck em 2013
Créditos: ESA e a colaboração Planck
- a falsificação do Teorema Galáxia Anã Dupla , tipos “ A” e “ B”, demonstrado no primeiro artigo 182 , de Pavel Kroupa ; - os modelos cosmológicos que utilizam a matéria escura fria ou quente não-bariônica, não conseguem explicar as “regularidades observadas nas propriedades das galáxias anãs, suas distribuições espaciais altamente anisotrópicas, nem a correlação entre as discrepâncias observadas em massa e aceleração”, demonstradas no segundo artigo 183 , de Pavel Kroupa ; - a não descoberta de matéria escura fria numa esfera com raio de 50 Mpc, em volta do Grupo Local de galáxias, com o centro na Via Láctea , que agrega mais um problema aos dois já conhecidos do SMoC , a falta de bárions (previstos pela Nucleosíntese do Big-Bang – NBB ) e a falta das galáxias anãs, satélites da Via Láctea e de Andrômeda , já analisados neste artigo, e demonstrado no terceiro artigo 186 ; - a descoberta de uma imensa estrutura, agregando 73 quasars numa enorme região do céu, à 9 bilhões de anos-luz de distância, com 4 bilhões de anos- luz de diâmetro, e, se estendendo, no maior comprimento, por 1,24 Gpc, e por 640 e 370 Mpc em outras direções e também foi chamado de U1.27 , bem como outra superestrutura de 34 quasars na mesma região, e outras imensas estruturas descobertas, como a Grande Barreira de galáxias, demonstrado no quarto artigo 188 ; - as medidas das 400 estrelas gigantes vermelhas na Via Láctea , mantidos os parâmetros utilizados, as observações excluíram a existência da matéria escura da nossa galáxia e indicam que a possibilidade de detecção de matéria escura, pelos diversos experimentos levados a efeito atualmente, de modo direto, estão fadados ao fracasso, pois a massa visível é suficiente para dar conta do 168
movimento das estrelas, como demonstrado no quinto artigo. Esta descoberta concorda com a descoberta relatada no terceiro artigo 193 ; - o sexto artigo 195 , de P. Kroupa , et al., também utiliza as galáxias do Grupo Local , para testar as previsões da teoria com as observações, relativas às estruturas nos ambientes de grandes galáxias espirais, comparadas com as proriedades observadas nas galáxias do Grupo Local . Nesse artigo, “cinco novos problemas provavelmente irreconciliáveis são descobertos”, que impactam as previsões de subestrutura do CCM , destacando que, se as galáxias anãs, são de maré ( TDGs), então as previsões de subestrutura do CCM estão internamente em conflito, conforme foi demonstrado. Por fim, as descobertas pelo Planck , das três “anomalias”, não previstas pelo modelo teórico ΛCDM , coloca a credibilidade do SMoc/CCM/ ΛCDM em ser o modelo que representaria o universo real, em uma séria dúvida. As observações astrofísicas e astronômicas estão “gritando” para uma quebra de paradigma na filosofia da física, levando a uma revolução no entendimento do Universo. É lamentável que apenas uma minoria de físicos competentes esteja dedicada a explorar novos horizontes e possibilidades (pensando “fora da caixa”), atribuindo às observações, os dados, como sendo mais relevantes que as teorias, e propiciando o embrião de uma revolução e mudança de paradigma, o que certamente levará a um melhor entendimento do universo e ao crescimento da Ciência, mesmo à um custo elevado, de muito sacrifício profissional e pessoal. Maiores detalhes sobre as inconsistências do SMoC/CCM (concordance cosmological model ou modelo cosmológico de concordância ), da MOND e matéria escura fria não barônica, podem ser consultados no blog a seguir, que reúne dezenas de artigos sobre o assunto, muitos deles tratados nesta pesquisa 201 . As observações astronômicas é que levaram à construção da MOND por Mordehai Milgron . Não que ele tivesse interesse em questionar ou eliminar o modelo ΛCDM , mas por que as observações dos fenômenos, em escala galáctica assim exigiam uma nova abordagem e o impulsionaram a criar uma lei matemática, baseada nas observações, para explicar essas anomalias observacionais. Como Newton , quando criou a lei da gravidade observando a Lua orbitando a Terra, e teve a ideia de que o mesmo fenômeno fazia cair as maçãs ao solo.
9.11 Resumo das evidências observacionais – tópico nove
Neste tópico, o último do artigo, apresentei a MOND, Modified Newtonian Dynamics (Dinâmica de Newton Modificada ), também chamada lei de Milgrom, que propõe ajustes na teoria da gravidade de Newton . Tal ajuste, se totalmente adotado pela física, astrofísica e astronomia , diretamente envolvidas, por coerência teórica, também implica em ajustes na teoria da Relatividade Geral , de Einstein , no Modelo 169
Cosmológico Padrão (Standard Model of Cosmology - SMoC) e ΛCDM e ainda no CCM (modelo cosmológico de concordância ), e na teoria do Big- Bang/nucleossíntese do Big-Bang – NBB. Tais ajustes, reformulando as teorias vigentes, nos darão, além de uma nova física, astrofísica e astronomia, uma nova cosmologia/cosmogonia . A reivindicação para isto, está amparada nas observações relatadas nos tópicos anteriores e naqueles apresentados neste, em que agora apresento o seu resumo. A MOND se constitui na melhor alternativa à solução dos problemas apresentados pela teoria da matéria escura fria não bariônica (por fria entenda-se, que as possíveis partículas que a compõem se movem mais lentamente, em oposição às partículas de um gás normal, p.ex.), e resolve, até onde pude analisar, a questão levantada por Fritz Zwicky em 1933 e confirmada por Vera Rubin . Apresentei neste tópico o trabalho de Stacy S. McGaugh , do Departamento de astronomia da Universidade de Maryland (EUA ), em que são relatadas as observações astronômicas de 47 galáxias, ricas em gás, e que comprovam uma previsão da MOND a respeito da BaryonicTully-Fisher Relation (BTFR ) – Relação Bariônica Tully-Fisher . Os subtópicos 9.2, 9.3, 9.4, 9.5 e 9.6, tratam de diversos estudos a respeito das origens das galáxias anãs, satélites da Via Láctea e Andrômeda , bem como dos VPOs (vasta estruturara polar ) da Via Láctea . A origem das galáxias anãs e dos VPOs , ficou muito clara nos artigos analisados: são produto das aproximações/contatos, no passado, das duas grandes galáxias, Via Láctea e Andrômeda , e da pequena galáxia de Sagitário (todas do Grupo Local de galáxias). Ou seja, são galáxias anãs, geradas por maré gravitacional, em que as estrelas e gás foram arrancadas das duas ou três galáxias em aproximação e formaram novas e pequenas galáxias (pelo menos em todas as que foram analisadas até agora). Observou-se, também, trilhas ou fluxos de estrelas deixadas para trás nesse processo. O fato de estar demonstrado que a maioria, se não todas, as galáxias anãs satélites da Via Láctea e Andrômeda terem se originado de contatos no passado das duas grandes galáxias, impacta diretamente a teoria de formação de galáxias através da teoria da matéria escura, conforme apresentei, pois não precisaram dela para a sua formação. Ressalte-se que se existisse matéria escura fria não bariônica, como preveem o modelo ΛCDM , as galáxias Via Láctea e Andrômeda teriam iniciado processo de fusão, o que não ocorreu! Fica explicado, dessa forma, o motivo de não se ter encontrado as centenas de galáxias anãs que deveriam existir, apresentadas pelas simulações em computador, baseadas no modelo ΛCDM para formação das galáxias, que usa a inferência da matéria escura em seus cálculos. Elas não existem porque a matéria escura não existe e o mecanismo da formação das galáxias anãs satélites das galáxias, são as marés gravitacionais que arrancaram gás, poeira e estrelas (milhares/milhões delas), nos encontros entre a Via Láctea, Andr ômeda e a pequena Sagitário (e, provavelmente, nas demais galáxias anãs de outras galáxias). 170
Também apresentei o estudo realizado sobre a distribuição de matéria escura em galáxias anãs, do Grupo Local , a Fornax e a Anã do Escultor, efetuado por Matt Walker , do Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica e seu coautor Jorge Peñarrubia, da Universidade de Cambridge , Reino Unido. As duas pequenas galáxias possuem entre um milhão e dez milhões de estrelas e os pesquisadores mediram as posições, velocidades e composições químicas básicas de 1.500 a 2.500 estrelas. O objetivo era testar a teoria da matéria escura para formar galáxias, pois as simulações feitas de computador mostravam que ao longo do tempo a matéria escura deveria se adensar gravitacionalmente, no centro das possíveis futuras galáxias, e atrairia a matéria normal, formando as galáxias. Qual foi a surpresa dos cientistas, quando, em vez disso, as novas medições das duas galáxias anãs mostram que elas contêm uma distribuição de matéria escura uniforme, não adensada no centro das galáxias. Isto é uma evidência de que o modelo cosmológico padrão pode estar errado e que a matéria escura, se existe, é inconsistente com os dados observacionais. A análise revelou, para ambas as galáxias, que a suposta matéria escura (inferida nas observações) é distribuída uniformemente em uma região de mais de 100 anos-luz, contrariando a previsão teorica. É mais um problema que afeta diretamente a teoria da matéria escura fria não-bariônica, e indiretamente os modelos de formação de galáxias, que também já apresentei. O subtópico 9.7, lista, inclusive com uma planilha, os sucessos da MOND , baseados nas previsões que foram feitas de suas implicações teóricas, bem como de algumas dificuldades ainda não completamente superadas, principalmente a questão de ainda restar alguma matéria escura , após a aplicação de suas equações nos grandes aglomerados galácticos. O que não chega a ser um problema, uma vez que a MOND nunca trabalhou com a possibilidade de não existir nenhum tipo de matéria escura . Na minha opinião, em se confirmando a existência dos neutrinos estéreis , qualquer que seja a sua fonte, de acordo com o sinal detectado no aglomerado de galáxias de Perseus , nos outros 73 aglomerados de galáxias e por último na galáxia de Andrômeda , essa massa residual deverá estar contemplada, e a MOND dará conta de toda a dinâmica galáctica. É claro que disso não restará a menor dúvida, pois o status quo do Modelo Cosmológico Padrão (Standard Model of Cosmology - SMoC), ΛCDM e CCM (modelo cosmológico de concordância ), e as teorias de formação de galáxias estão sob severo ataque das evidências e, espero, que um novo paradigma científico seja estabelecido. É claro que os estudiosos da MOND são mais conservadores nestas expectativas! Neste estágio do tópico 9 (subtópico 9.8 e 9.9), é natural que as dificuldades observacionais, baseadas nas previsões do modelo ΛCDM , sejam ressaltadas, mostrando a necessidade de uma ampla e completa revisão das expectativas da física, astrofísica e astronomia dominantes, entre a vasta população de físicos, astrofísicos e astrônomos. 171
As evidências acumuladas, tanto teóricas quanto em observações astronômicas – neste artigo relatadas e na vasta bibliografia referenciada -, exigem, no mínimo, uma severa revisão do Modelo Cosmológico Padrão (Standard Model of Cosmology - SMoC) e ΛCDM , e que a MOND seja seriamente considerada como uma lei na dinâmica galáctica, ajustando as leis de Newton e a teoria da Relatividade Geral de Einstein , onde necessário, de forma a promover uma física de precisão nas respectivas leis e teorias. Por último (subtópico 9.10), a análise da Radiação Cósmica de Fundo – CMB , tal qual apresentada pelo observário orbital Planck , principalmente as anomalias e a precisão das medidas obtidas, mostram que o SMoC ou ΛCDM e/ou CCM (modelo cosmológico de concordância ) não dá mais conta de explicar o que se observa no Universo. O otimismo dos cientistas que fizeram o relato das descobertas, dizendo que as observações confirmam o Big-Bang e a inflação, não é total – na minha opinião, é mais um ato de fé no modelo -, pois também dizem que uma nova física pode ser necessária para explicar as observações . As observações das flutuações das temperaturas da CMB em grandes escalas angulares não coincidem com as previsões do modelo padrão , os seus sinais não são tão fortes como o esperado, de acordo com as a escala revelada pelo Planck . A assimetria das temperaturas médias em hemisférios opostos do céu, também vai contra a previsão do modelo padrão e do Princípio Cosmológico da teoria da Relatividade Geral . Ou seja, ocorrem desvios significativos da isotropia em larga escala. Além disso, o famoso ponto frio foi confirmado e que se estende por uma área muito maior do que o esperado, é mais um problema ao Princípio Cosmológico. Dessa forma, o Universo não é o mesmo em todas as direções em uma escala maior do que podemos observar, e isso tem impacto na teoria do Big-Bang e da inflação cósmica. Na mesma linha de evidência contra o Princípio Cosmológico , temos a descoberta relatada de uma estrutura de 73 quasares, à 9 bilhões de anos-luz de distância e com 4 bilhões de anos-luz de diâmetro, em direção à constelação do Leão , chamado de U1.27, considerada a maior estrutura já descoberta. Essa estrutura de quasar é semelhante a outra descoberta na mesma região, com 615 Mpc de comprimento, descoberto em 1991, com 34 quasares, também por Clowes-Campusano , chamado LQG (U1.28 ). Além dos grupos de quasares, relatei também os imensos aglomerados de galáxias El Gordo , Gorilla (MS1054-0321) e a Grande Barreira de Galáxias , sendo que o Gorilla , formou-se há apenas 5 bilhões de anos após o suposto Big- Bang, muito cedo pelos cálculos dos cientistas, para ter uma estrutura de tal tamanho. Ressalte-se que superestruturas de quasares e superaglomerados de galáxias que aparecem muito cedo na história do universo, de acordo com os modelos, são um problema sério, pois tais estruturas precisariam de muitos bilhões 172
de anos para se formarem naturalmente. A menos que o Universo seja muito mais antigo do que preveem os modelos e teorias, é a outra hipótese.
10 CONSIDERAÇÕES
O artigo base que utilizei para elaborar esta pesquisa, foi o escrito por Mordehai Milgrom 5, Uma alternativa para a matéria escura, bem como utilizei as informações de sua página pessoal onde constam todas as suas palestras e informações adicionais sobre a MOND . Nesse artigo também constam imagens ilustrativas bem interessantes que podem ser consultadas para uma melhor visualização, além daquelas que utilizamos neste artigo. Além disso, também estudei a página da MOND do astrônomo Stacy McGaugh , que elaborou em conjunto com Milgrom muitos artigos, onde constam as muitas palestras e informações adicionais. Pesquisei ainda, nos sites a seguir, muitos artigos técnicos de Mordehai Milgrom, Stacy McGaugh, Jacob D. Bekenstein e Robert H. Sanders sobre a MOND , que podem ser consultados em formato ponto pdf (.pdf), em inglês. Ressalto que fiquei surpreso, que em apenas um ano de trabalho de pesquisa no conhecimento acumulado sobre o assunto (em centenas de artigos estudados, muitos dos quais aqui referenciados, milhares de imagens analisadas e respectivos releases técnicos, também muitas aqui utilizadas), de ter encontrado uma resposta contundente sobre a possível existência ou não, da matéria escura, primeiramente postulada por Fritz Zwicky e posteriormente confirmada por Vera Rubin. Tais conclusões foram possíveis graças às diversas teorias formuladas sobre o assunto, na previsão de diversas partículas possivelmente existentes, por centenas de cientistas, e na criatividade da construção e operações de diversos observatórios espaciais, que observam o céu em diversas frequências – as novas janelas de observação -, com objetivos científicos específicos: fazer observações e testar diversas teorias, que com grande criatividade foram elaboradas. Esses observatórios espaciais descobriram massa em forma de novas galáxias anãs, novos aglomerados globulares, bolhas gigantes de energia, halo de gás quente envolvendo a Via Láctea e Andrômeda e as demais galáxias isoladamente, mais estrelas na Via Láctea ; mais gás molecular, CO2, poeira em nossa galáxia e nos aglomerados de galáxias e nos vazios intergalácticos, imensas quantidades de ferro (como no aglomerado de Perseus ) e outros metais, imensas nuvens de hidrogênio, tanto nas vizinhanças das galáxias, como envolvendo aglomerados gigantes de galáxias, e nos filamentos entre os aglomerados galácticos, como também nos vazios Inter filamentos galácticos. 173
Analisei as teorias que incorporam a matéria escura fria não bariônica, para explicar a astrofísica galáctica e suas dificuldades; a criação da MOND e as evidências observacionais que lhe dão sustentação; as simulações da possível existência da matéria escura fria não bariônica (aglomerados Bala, Bala de Mosquete e outros) e suas dificuldades dentro do modelo ΛCDM , devido à enorme velocidade de impacto observada nos aglomerados em fusão ou em choque, velocidades compatíveis, no entanto, com a MOND. Apresentei os mais diversos projetos de pesquisa que buscaram descobrir a possível matéria escura fria não bariônica, e não tiveram sucesso, até o último grande projeto atualmente em execução na ISS , o AMS -02 , que ainda não atingiu seus objetivos, e talvez nem atinja, possivelmente por uma falha na interpretação da teoria da propagação dos raios cósmicos, como vimos em subtópico próprio (8.12); os experimentos XENON100 , o LUX , que também nada detectaram até agora. Vimos as restrições impostas pelas observações às possíveis partículas candidatas à matéria escura fria não bariônica, pelo observatório FERMI/GLAST ; as observações de 28 galáxias, que não precisam de matéria escura para explicar sua dinâmica, acrescenta dúvidas genuínas sobre sua existência; as observações de diversas relações “estranhas”, que não dependem da matéria escura, como a Tully- Fischer , e a massa dos buracos negros centrais da galáxias e aglomerados globulares. As observações da análise de mais de mil estrelas nas galáxias anãs, do Grupo Local , a Fornax e a Anã do Escultor , em que o eventual comportamento da matéria escura fria não bariônica desafia os modelos teóricos sobre sua atuação; além da não existência de matéria escura na Via Láctea , como restou demonstrado. Finalmente, a MOND como explicação para a não existência da matéria escura fria não bariônica e as observações astronômicas e astrofísicas que lhe dão sustentação, como a análise de 47 galáxias ricas em gás, as galáxias anãs, satélites de Andrômeda e da Via Láctea , que são, em sua maioria, galáxias anãs de maré (TDGs ), oriundas dos encontros entre a Via Láctea , Andrômeda e Sagitário e o impacto negativo na teoria da matéria escura fria não bariônica; as dificuldades que desqualificam o modelo ΛCDM/CCM/SMoC , como a física que representaria o universo real (tais como as enormes estruturas em forma de aglomerados de galáxias gigantes, Gorilla e outros, ou os aglomerados de quasares (73 + 34 quasares a mais de 9 bilhões de anos-luz), incompatíveis com aquela idade do Universo. As últimas observações do observatório Planck e a descoberta das três anomalias cosmológicas na CMB , também impactam negativamente o modelo ΛCDM/CCM/SMoC , complementando os problemas relatados e os dados acumulados e apresentados neste artigo.
174
11 CONCLUSÃO E RECOMENDAÇÕES
Seguindo os dados até onde eles nos levam, e as informações apresentadas ao longo deste trabalho, me é lícito inferir, baseado no melhor conjunto de evidências, reunidas e resumidas imediatamente acima, que o problema da matéria escura, tal qual proposto por Fritz Zwicky e confirmado por Vera Rubin , está resolvido, e possui três respostas, que se complementam, face ao atual estágio em que se encontram a astronomia, a astrofísica e a cosmologia. A primeira resposta, de acordo com o que foi demonstrado neste artigo, é que a discrepância de massa encontrada, entre a massa visível e a necessária para os efeitos gravitacionais observados por Fritz Zwicky , em 1933, quando estudava os aglomerados de galáxias, acabou ganhando vida própria entre os astrofísicos e cosmologistas que estudavam a formação das galáxias. Essa possível massa faltante foi incorporada numa nova teoria para explicar o surgimento das galáxias, bem como para fechar a conta da teoria da Nucleossíntese do Big-Bang - BBN , o caso dos bárions perdidos. Assim, dois problemas sérios seriam resolvidos com uma única teoria, o modelo ΛCDM , ou modelo Lambda Cold Dark Mater – matéria escura fria não- bariônica , e as evidências para solucionar a questão poderiam ser as mesmas. Pois, sem um elemento exótico que resfriasse consideravelmente as nuvens de gás quente, hidrogênio, principalmente (com temperaturas de milhões de graus Celsius ), obedecidas às leis físicas pertinentes, não teríamos a formação de galáxias no universo, haja vista que as possíveis flutuações quânticas eventualmente remanescentes da expansão do Big-Bang , postuladas para gerar pequenas irregularidades no tecido do espaço-tempo, não seriam suficientes para formar as galáxias e seus aglomerados, no tempo de existência do Universo, calculado em cerca de 13,8 bilhões de anos. Precisava-se, eu diria, quase que desesperadamente, de um elemento exótico para resolver este enigma. Infelizmente, pelo que apresentei neste artigo, os dados não dão suporte a estas teorias, pois na ciência, especulações e teorias, cedo ou tarde podem ser testadas, vimos que a matéria escura, tal qual foi proposta, para responder à questão formulada por Fritz Zwicky, para a necessidade de matéria escura para explicar a dinâmica das galáxias e também para a formação das galáxias, nas teorias posteriores, terá que ser reformulada , para levar em consideração às evidências aqui relatadas. A MOND resolve quase todo o problema de matéria faltante de Fritz Zwicky . Por outro lado, para a segunda resposta, a matéria faltante postulada por Fritz Zwicy , ela foi encontrada parcialmente, conforme apresentamos neste artigo, pois era apenas matéria invisível aos telescópios da época, e foi descoberta em forma de poeira interestelar, gás interestelar e intergaláctico, quente e frio, composto principalmente de hidrogênio molecular (H 2), monóxido de carbono (CO), oxigênio (O), poeira, ferro, outros metais e partículas energéticas bariônicas, tanto dentro das 175
galáxias quanto entre as galáxias e em grupos e aglomerados de galáxias, além de estrelas anãs brancas e marrons, estrelas normais, aglomerados globulares de estrelas e galáxias anãs. A MOND tem que incorporar em seus cálculos, a massa encontrada em forma de poeira e metais, nos aglomerados e superaglomerados galácticos, e ainda considerar, a eventual massa remanescente, dos possíveis neutrinos estéreis. Além disso, a BaryonicTully-Fisher Relation (BTFR ) – Relação Bariônica Tully-Fisher incorpora toda a matéria visível e invisível na sua equação, sem precisar da matéria escura fria não-bariônica. Outros estudos observacionais corroboraram a BTFR , conforme apresentei. Todas essas descobertas, conforme pude constatar, foram possíveis graças aos avanços tecnológicos para observação de mais tipos de frequências de energia, criados nestes últimos 80 anos, principalmente, nos novos observatórios astronômicos orbitais, de raios-X, raios gama, infravermelho e ultravioleta. Além de outros tipos de experimentos realizados, tanto por balões estratosféricos, quanto embaixo de montanhas. No caso da terceira resposta, o experimento AMS-02 (como outros que foram e estão sendo conduzidos paralelamente) deve continuar ainda por mais uns 18 anos (ou o tempo de vida da Estação Espacial Internacional ), e deve dar a resposta definitiva à questão da existência da matéria escura fria não-bariônica, pois creio que não será feito outro experimento com investimentos tão elevado (dois bilhões de dólares) e nem que dure tanto tempo (20 anos). Considere-se ainda o problema da teoria de propagação de raios cósmicos, tal qual relatamos aqui, em que o excesso de pósitrons buscado pelo AMS-02, não deve existir, se o que se observar ficar dentro do limite calculado pelos cientistas. Se efetivamente encontrar algum tipo de matéria escura fria não bariônica, ou exótica, não prevista no Modelo Padrão da Física de Partículas, sem sombra de dúvidas, (o neutralino é uma possibilidade), será contra todas as evidências contrárias apresentadas neste artigo, pois os dados e evidências conduzem a conclusão de que não existe o neutralino ou outra partícula exótica que supra sua falta, especificamente. É possível, que o experimento (ou outras observações) revele outros tipos de partículas, tipo as previstas nas teorias da supersimetria ou ainda a partícula dimensional Kaluza-Klein , ou ainda os neutrinos estéreis , cujas evidências recentes parecem confirmar sua existência, em 73 superaglomerados de galáxias, a chamada matéria escura quente. Além disso, a MOND e suas versões relativistas, dão conta da discrepância de massa, na dinâmica de galáxias e até o nível de aglomerados e superaglomerados galácticos. Por outro lado, uma partícula, prevista no Modelo Padrão da Física de Partículas, que deve ser confirmada – minha expectativa - como a verdadeira matéria escura , só que a quente (HDM ), é o neutrino estéril , nos aglomerados de galáxias ricos em gás quente cujo meio ambiente permite a sua criação, ou mesmo em galáxias, como observado em Andrômeda , com impactos significativos na massa dos respectivos aglomerados. Conforme vimos, é ainda necessária mais pesquisa para a confirmação definitiva de que o sinal estranho, nas emissões de raios-X, é 176
realmente oriundo do neutrino estéril . Mas, em meu entendimento, 73 detecções constituem uma evidência robusta. Tal partícula, pertencente aos léptons do Modelo Padrão da Física de Partículas , foi seriamente considerada pelas teorias da MOND/TeVes , bem como em outros artigos pela astrofísica, inclusive com previsão dos limites de sua massa, como a matéria quente necessária para completar a massa faltante dos grandes aglomerados de galáxias, para dar conta dos efeitos gravitacionais observados, mesmo depois de aplicada a MOND , antes de efetivamente serem encontrados indícios de sua existência, conforme vimos em subtópico próprio (8.13). As evidências robustas, mas não definitivas, para a confirmação da existência da matéria escura quente , em forma do neutrino estéril , foram obtidas nas observações das emissões de raios-X, feitas em 73 aglomerados de galáxias, ricos em gás quente, pelos observatórios espaciais de alta energia, XMM -Newton, da ESA e Chandra , da NASA . Minha recomendação é de que deve ser feita uma confrontação matemática da massa prevista para os 73 aglomerados de galáxias, baseada na real existência dos neutrinos estéreis (Após definida a sua massa real), e comparar com a massa faltante prevista pela MOND (considerada a poeira e metais encontrados nos mesmos), para os respectivos 73 superaglomerados de galáxias. Se o resultado dessa confrontação de massas calculadas e faltantes for igual, dentro da margem de precisão e de erro, teremos uma evidência robusta para a comprovação de que os neutrinos estéreis são a matéria escura quente , e ao mesmo tempo, que a MOND é a solução para o problema da existência da matéria escura fria não-bariônica, ou seja: ela não existe! Nesta situação, a cosmologia terá que rever as teorias da Nucleossíntese do Big-Bang e a astrofísica terá que rever a teoria da formação das galáxias baseada na teoria da matéria escura fria não-bariônica. Para elaborar este artigo, analisei as imagens e as informações relativas a cada uma, disponibilizadas nos sítios da internet do observatório Chandra (86 imagens e artigos de galáxias e aglomerados de galáxias); no sitio do ESO , (6.788 imagens), no sitio do Hubble (151 imagens do Universo); no sitio do observatório Planck (186 imagens); no sitio do XMM -Newton (2.409 imagens); no sitio do observatório Hershel (200 imagens) e imagens do observatório GLAST/Fermi Lab , na NASA. Foi um trabalho magnífico e estimulante! Mais de nove mil imagens fabulosas, com milhares de horas de observação e análise técnica, a um custo de bilhões de dólares. Tal volume de informação e conhecimento está disponível para pesquisa por quem se interessar em se aprofundar no assunto. Tive a oportunidade de absorver os conhecimentos das maiores e melhores mentes do planeta, dedicadas a este assunto, através de dezenas de artigos técnicos e, dessa forma, através deste artigo, contribuir para o avanço do conhecimento nesta área da Ciência . Filtrei as imagens que poderiam subsidiar esta pesquisa, formando um grande banco de dados, e algumas das quais estão aqui para ilustrar as informações 177
apresentadas. Afinal uma imagem vale mais que mil palavras! Também traduzi diretamente ou utilizando ferramentas de tradução da internet (Google-Tradutor , e o navegador Chrome ), a maioria dos artigos utilizados nesta pesquisa, num trabalho de mais de um ano. Ressalto que estas conclusões não são novidades aos cientistas, estudiosos do assunto, principalmente àqueles que se dedicam à MOND e suas extensões (como a TeVes e outras) que incluem a Teoria da Relatividade Geral . No blog de Pavel Kroupa , na postagem de 28.07.2010, Is it absurd to throw out the idea of cold or warm dark-matter , ou, É um absurdo jogar fora a ideia da matéria escura e fria ou quente? (Tradução nossa) 202 , por exemplo, é destacado que:
Na verdade, as galáxias nos dizem que a matéria escura (se existisse) organiza-se de acordo com a distribuição da matéria normal, embora a matéria normal seja apenas uma pequena fração da massa de uma galáxia. Para explicar esse problema de ajuste fino intransponível seria preciso invocar uma força escura de acoplamento da matéria escura para bárions em uma forma até então não entendida, ou simplesmente aceitar que as galáxias são compostas apenas de matéria normal, sem matéria escura e que a gravidade é não-newtoniana. (Tradução nossa) 203 .
Pavel Kroupa et al ., ressalta ainda no artigo citado acima, que também são necessárias duas alterações no pensamento cosmológico dominante: “...as galáxias satélites da Via Láctea não são subestruturas de matéria escura, mas galáxias de anãs de maré, e a dinâmica é não-newtoniana (MOND de Milgrom ou Moffat MOG ).”203 À vista do que apresentei neste artigo, a MOND é muito mais bem sucedida em descrever as curvas e a dinâmica de rotação de galáxias em geral e em grupos de galáxias do que a matéria escura fria não bariônica, logo ela não existe; por outro lado, os neutrinos estéreis , cujos limites de massa foram apresentados, são propostos como a matéria escura quente , para dar conta da massa ainda necessária depois da aplicação da MOND , nos aglomerados ricos de galáxias, ainda a ser definitivamente comprovado por maiores observações, mesmo sua possível descoberta já tendo sido relatada, conforme apresentei em tópico próprio. Pavel Kroupa et al. ressalta ainda que:
O modelo cosmológico de concordância surgiu através da adição de matéria escura com a Teoria da Relatividade Geral, em seguida, adicionando a inflação e, em seguida, a energia escura para obter um modelo que não foi capaz de explicar corretamente qual o melhor caminho para se trabalhar com as galáxias nem como elas evoluem e se organizam no espaço-tempo. Além disso, uma força escura extra é necessária como uma nova adição. (Tradução nossa) 203 .
178
Seria também muito interessante incluir a MOND nas simulações de matéria escura, nos aglomerados galácticos Balla , Balla de Mosquete e outros, para ver o resultado. Quero concluir com um dos grandes princípios científicos, utilizado para analisar a viabilidade de uma teoria ou hipótese científica, quanto à sua possível validade. Tal princípio foi proposto por William de Occam 204 , e é conhecido como Navalha de Occan : Entia non sunt multiplic and a praeter necessitatem, em tradução livre, novas entidades não devem ser multiplicadas além da necessidade . Ou seja, o modelo SMoC , o CCM ou ainda o ΛCDM , criaram entidades além da necessidade, na minha visão, para dar conta de uma observação astronômica e de cálculos resultantes da teoria da Nucleossíntese do Big-Bang , cujas observações não fecham com os mesmos. Neste ponto do conhecimento científico acumulado, é necessário questionar os rumos do atual paradigma, SMoC , o CCM e o ΛCDM , substituindo-o, pelo novo paradigma que descobri ao longo deste trabalho de pesquisa: a MOND e suas versões que incluem a Relatividade Geral (ainda em desenvolvimento), aprofundar as observações que venham a confirmar ou descartar a existência dos neutrinos estéreis , e talvez ajustar o trabalho de observação do experimento AMS- 02 , adequando-o à interpretação correta da teoria da propagação de raios cósmicos, como vimos em subtópico próprio (8.12), que trata da não existência do excesso de pósitrons procurado pelo AMS-02 .
11.1 O Conteúdo de matéria e energia do Universo segundo os modelos ΛCDM e a MOND
No início deste artigo, apresentei a figura 001, que mostrava a distribuição de matéria normal, escura e energia escura no Universo, de acordo com a última atualização, pelo observatório orbital Planck , e na figura a seguir apresento, com a possível eliminação da matéria escura fria não-bariônica, como fica a nova distribuição de matéria e energia no Universo, utilizando a MOND :
179
Figura 89: Os bárions perdidos são um problema resolvido na MOND
Créditos: Stacy S. McGaugh 14
É claro, que com esta redistribuição da energia do Universo, o modelo ΛCDM passa a ter sérios problemas, com implicações diretas na teoria de Nucleossíntese do Big-Bang – NBB e nas teorias de formação de galáxias. O paradigma dominante na cosmologia está sendo questionado, e conforme demonstrei, através dos dados e evidências aqui apresentados, deverá ser substituído pelo novo paradigma da MOND, e da massa dos possíveis neutrinos estéreis, para a dinâmica galáctica. Bem como ajustes também deverão ser feitos nas leis de Newton (específicos para ambientes de baixa gravidade), na Teoria Geral da Relatividade, nas implicações decorrentes de sua aplicação, e nas demais teorias cosmológicas e astrofísicas. Esta, considero, é a nova física , possivelmente referida após as novas informações do Planck , sobre o mapa da Radiação Cósmica de Fundo – CMB 196 .
14 Imagem disponível em:
12 AGRADECIMENTOS
Meu agradecimento aos milhares de cientistas que tem dedicado suas vidas em aprofundar o conhecimento de nosso universo, às instituições, públicas e privadas que disponibilizam os dados e estudos efetuados, para quem quiser se aprofundar neste conhecimento, permitindo-nos obter uma visão pessoal do palco onde a vida e a existência se desenrolam. Agradeço também a Silvana Beatriz Bueno, Mestre em Ciência da Informação, especializada em Gestão de Bibliotecas, Bibliotecária, a normalização técnica deste artigo (e-mail: [email protected]).
REFERÊNCIAS
1. CARAVEO, P.; RONCADELLI, M. O Enigma da Matéria Escura. Scientific American Brasil , São Paulo, v.1, n. 3, ago. 2002, p.26-33.
2. CENTRO CIÊNCIA VIVA DO ALGARVE. A Descoberta das Galáxias. Disponível em:
3. KRAUSS, L. M. Matérias Escuras. Scientific American Brasil, São Paulo, v.8, n. 96, maio 2010, p. 19.
4. PETER, P. Nova Cosmologia, Antigas Questões. Scientific American Brasil , São Paulo, n. 34, 2009, p.62-69. Edição Especial De que é feito o Universo.
5. ARMENGAUD, É. O Enigma da Matéria Escura, Scientific American Brasil , São Paulo, n. 34, 2009, p.60-61. Edição Especial De que é feito o Universo. Entrevista à Guillaume Jacquemont.
6. MILGROM, M. Uma Alternativa para a Matéria Escura. Scientific American Brasil, São Paulo, v.2, n. 17, out. 2003, p.20-27.
7. BLITZ, L. O Lado Escuro da Via Láctea: A Matéria Escura Não É Apenas Um Enigma, Também É Uma Solução. Scientific American Brasil , São Paulo, v.10, n.114, nov. 2011, p.30-37.
8. TUCKER, W.; TANANBAUM, H.; FABIAN, A. O Sopro do Buraco Negro. Scientific American Brasil, São Paulo, v.5, n. 59, abr. 2007, p.30-37.
9. NASA. NASA's Fermi Telescope Finds Giant Structure in Our Galaxy. Disponível em:
10. ASTRÔNOMOS descobrem 'Bolhas' Gigantes Na Via Láctea. Último Segundo , Ciência. 2010. Disponível em:
11. CHANDRA X-RAY OBSERVATORY. Galactic Halo: Milky Way is surrounded by huge halo of hot gas. 2012. Disponível em:
12. CHANDRA X-RAY OBSERVATORY. Answering Two Popular Questions about That Hot Gas. 2012. Disponível em:
13. REDDY, F. Receita Para Fazer Uma Galáxia. Scientific American Brasil , Especial Temática Astronomy, Via Láctea, São Paulo, n. 1, 2010, p.6-11
14. WIKIPÉDIA. Via Láctea . Disponível em:
15. BARRAT, J. New Research Reveals Our Galaxy Is Much Larger Than We Thought . 2009. Disponível em:
16. FINLEY, D. Massive Gas Cloud Speeding Toward Collision with Milky Way. 2008. Disponível em:
17. TERRA. Telescópio Revela Estrelas "Invisíveis" na Via Láctea . 2013. Disponível em:
18. NASA. Galactic Fossil Found Behind Curtain of Dust. 2004. Disponível em:
19. NASA. Black Widow Nebula Hiding in the Dust. 2005. Disponível em:
20. NASA. The Milky Way Center Aglow With Dust . 2006. Disponível em:
21. NASA. ESA. Planck’s View of the Whole Sky. 2010. Em:
182
22. PHYS.ORG. There Is More Gas in the Galaxy than is Dream of by Astronomers. Disponível em: < http://phys.org/news/2013-06-gas-galaxy-dreamt- astronomers.html#jCp >. Acesso em: 19 fev. 2015.
23. HERSCHEL SPACE OBSERVATORY. Shining a Light on Cool Pools of Gas in the Galaxy. 2013.Disponível em:
24. NASA. CHANDRA X-RAY OBSERVATORY. NGC 4631: Chandra Detects Halo of Hot Gas Around Milky Way-Like Galaxy. 2000. Disponível em:
25. NASA.CHANDRA X-RAY OBSERVATORY. NGC 4631. Chandra Detects Halo of Hot Gas Around Milky Way-Like Galaxy. 2000. Disponível em:
26. NEMIROFF, R.; BONNELL, J. B. Astronomy Picture of the Day . 2006. Disponível em:
27. NASA. Image of the Day Gallery. 2006. Disponível em: < www.nasa.gov/multimedia/imagegallery/image_feature_1829.html>. Acesso em: 20 fev. 2015.
28. NASA. Galaxy in Different Lights . Disponível em:
29. CHANDRA X-RAY OBSERVATORY . NGC 5746: Detection of Hot Halo Gets Theory Out of Hot Water. 2006. Disponível em:
30. NASA. Detection of Hot Halo Gets Theory out of Hot Water. Disponível em:
31. CHANDRA X-RAY OBSERVATORY.NGC 4555: Chandra's Find of Lonely Halo Raises Questions about Dark Matter .2003. Disponível em:
33. WOLFE, S. A. et al. Discrete clouds of neutral gas between the galaxies M31 and M33. Nature, n.497, p.224–226, maio 2013. Disponível em:
34. PHYS.ORG. Surprising Clutch of Hydrogen Clouds Discovered Lurking Among Our Galactic Neighbors . Disponível em:
183
35. CHANDRA X-RAY OBSERVATORY. NGC 6240: Colossal Hot Cloud Envelops Colliding Galaxies. 2013. Disponível em:
36. CHANDRA X-RAY OBSERVATORY .NGC 1132: A Mysterious Elliptical Galaxy. 2008. Disponível em:
37. THE MYSTERY of the "Missing Dwarf Galaxies".The Daily Galaxy . Disponível em:
38. BENÍTEZ-LLAMBAY, A. et al. Dwarf Galaxies and the Cosmic Web. The ApJ, v.763, n. 2, fev. 2013. Disponível em:
39. REDD, N.T. Rivers of Hydrogen Gas May Fuel Spiral Galaxies . 2014. Disponível em:
40. NEW HUBBLE Discovery: Spiral Galaxies like Milky Way Much Bigger than Thought. The Daily Galaxy . 2013. Disponível em:
41. WEAVER, D.; VILLARD, R.; DONAHUE, M. Distant Heavyweight Galaxy Cluster Clobbers Dense-Universe Theory . 1998. Disponível em:
42. CHANDRA X-RAY OBSERVATORY. Phoenix Cluster : Phoenix Cluster Sets Record Pace at Forming Stars. 2012. Disponível em:
43. CHANDRA X-RAY OBSERVATORY. Abell 383: Getting a Full Picture of an Elusive Subject. 2012. Disponível em:
44. ESA. Planck. Planck Spots Hot Gas Bridging Galaxy Cluster Pair . 2012. Disponível em: < www.esa.int/Our_Activities/Space_Science/Planck/Planck_spots_hot_gas_bridging_ galaxy_cluster_pair/ >. Acesso em: 10 mai. 2015.
45. ESA. Galaxy clusters Abell 222 and Abell 223. 2008. Disponível em:
46. ESA. Galaxy cluster Abell 3128. 2007. Disponível em:
47. CHANDRA X-RAY OBSERVATORY. MS 0735.6+7421: Most Powerful Eruption in the Universe Discovered. 2003. Disponível em:
48. CHANDRA X-RAY OBSERVATORY. Abell 1689: A Galaxy Cluster Makes Its Mark. 2008. Disponível em:
49. ESA. XMM-Newton. Aglomerado de Galáxias 2XMM J083026+524133 . 2008. Disponível em:
50. CHANDRA X-RAY OBSERVATORY. RDCS 1252.9-2927: A Distant Galaxy Cluster. 2003. Disponível em:
51. WIKIPÉDIA. Big Bang. Disponível em:
52. PHYS.ORG. New Hydrogen Clouds in the M81 Group of Galaxies . 2008. Disponível em:
53. CHANDRA X-RAY OBSERVATORY. Abell 2029: Hot News for Cold Dark Matter. 2000. Disponível em:
54. ROMANZOTI, N. Perto da Maior Galáxia já Encontrada a Nossa Via Láctea é um Grão de Areia . 2012. Disponível em:
55. WIKIPEDIA. File: MACS 0717.jpg . Disponível em:
56. NASA. NASA Hubble Team Finds Monster "El Gordo" Galaxy Cluster Bigger Than Thought . 2014. Disponível em:
57. CHANDRA X-RAY OBSERVATORY. 3C295: Cosmic Payback: Giant Galaxy Reacts to Being Dumped On. 1999. Disponível em:
58. CHANDRA X-RAY OBSERVATORY. Hydra A: Chandra Ploughs up a Snake in Hydra A. 1999. Disponível em:
185
59. CHANDRA X-RAY OBSERVATORY. Hydra A: Black Hole Pumps Iron. 2009. Disponível em:
60. WIKIPEDIA. Coma Cluster. Disponível em:
61. ESA. XMM-Newton Mosaics the Coma Cluster of Galaxies . 2000. Disponível em:
62. ESA. The Coma Cluster . 2010. Disponível em:
63. CHANDRA X-RAY OBSERVATORY. Coma Cluster: Clues to the Growth of the Colossus in Coma. 2013. Disponível em:
64. ESA. INFO 37-1997 : ISO proves that intergalactic space is dusty. 1997. Disponível em:
65. ESA. ISO Discovers Dust Between the Galaxies . 1997. Disponível em:
66. METCALF, L., et al. ISO's Contribution to the Study of Clusters of Galaxies . Space Science Review , v. 119, p. 425, ago. 2005. Disponível em:
67. NASA. Sukaku Study Points to Early Cosmic “Seeding”. Astronomy Magazine , 2013. Disponível em:
68. ESA. Shapley Supercluster . 2013. Disponível em:
69. ADE, P. A. R. et al. Planck 2013 Results. XXIX. Planck Catalogue of Sunyaev- Zeldovich Sources. Astronomy & Astrophysics , mar. 2013. Disponível em:
70. ESA. Hubble Sees Dark Matter Ring in a Galaxy Cluster . 2007. Disponível em:
186
71. CHANDRA X-RAY OBSERVATORY. Abell 2744: Pandora's Cluster Revealed. 2011. Disponível em:
72. CHANDRA X-RAY OBSERVATORY. Bullet Cluster: Searching for Primordial Antimatter. 2008. Disponível em:
73. CLOWE, D.; GONZALEZ, A.; MARKEITCH, M.Weak Lensing Mass Reconstruction of the Interacting Cluster 1E0657-558: Direct evidence for the existence of dark matter. Astrophys.J, v. 604, p.596-603, dez. 2003. Disponível em:
74. CHANDRA X-RAY OBSERVATORY. 1E 0657-56: NASA Finds Direct Proof of Dark Matter. 2006. Disponível em:
75. CHANDRA X-RAY OBSERVATORY.DLSCL J0916.2+2951: Discovery of the Musket Ball. 2012. Disponível em:
76. NASA. 'DARK CORE' May Not Be So Dark After All . 2012. Disponível em:
77. OHIO UNIVERSITY. ‘Dark Core’ May Not Be So Dark After All . 2012. Disponível em:
78. CHANDRA X-RAY OBSERVATORY. DLSCL J0916.2+2951: Discovery of the Musket Ball Cluster. 2012. Disponível em:
79. NOGUEIRA, S. Astrônomos detectam galáxias “escuras”. Folha de S. Paulo , 13 jul. 2012. Disponível em:
80. ESO. Dark galaxies spotted for the first time (annotated) . 2012. Disponível em:
81. CHANDRA X-RAY OBSERVATORY. H2356-309: X-ray Discovery Points to Location of Missing Matter. 2010. Disponível em:
82. CHANDRA X-RAY OBSERVATORY.H2356-309: X-ray Discovery Points to Location of Missing Matter. 2010. Disponível em: < http://chandra.harvard.edu/photo/2010/h2356/>. Acesso em: 25 fev. 2015.
187
83. CHANDRA X-RAY OBSERVATORY. MKN 421: Lost and Found: X-ray Telescope Locates Missing Matter. Disponível em:
84. WEAVER, D. Hubble Survey Finds Missing Matter, Probes Intergalactic Web. 2008. Disponível em:
85. SUPERCLUSTERS Reveal the "X Factor" of the Universe. 2011. The Daily Galaxy , 10 maio 2011. Disponível em:
86. "THE GREAT ATTRACTOR" - Is Something is pulling our Region of the Universe towards a Colossal Unseen mass? The Daily Galaxy, 18 jun. 2013. Disponível em:
87. CLINE, D. B. A Busca Obstinada pela Matéria Escura. Scientific American Brasil, São Paulo, v.1, n. 11, abr. 2003, p.74-81.
88. ESTUDO questiona matéria escura e Põe Conceito de Gravidade em Xeque . Folha de S. Paulo , 05 out. 2009. Disponível em:
89. GLEISER, M. Micro / Macro: As âncoras Cósmicas. Especial para a Folha. Folha de S. Paulo . Especial para a Folha. 2002. Disponível em:
90. NASA/GLAST/FERMI. Dark Mater. 2007. Disponível em:
91. NASA. Fermi Observations of Dwarf Galaxies Provide New Insights on Dark Matter. 2012. Disponível em:
92. SYNOPSIS: Gamma Rays Carry No Trace of Dark Matter. APS , 2011. Disponível em:
93. GERINGER-SAMETH, A.; KOUSHIAPPAS, S. M. Exclusion of Canonical Weakly Interacting Massive Particles by Joint Analysis of Milky Way Dwarf Galaxies with Data from the Fermi Gamma-Ray Space Telescope. Phys. Rev. Lett . v.107, dez. 2011. Disponível em: 188
94. ACKERMANN, M. Et al. Constraining Dark Matter Models from a Combined Analysis of Milky Way Satellites with the Fermi Large Area Telescope. Phys. Rev. Lett ., v. 107, dez. 2011. Disponível em:
95. OVERBYE, D. Detector Não Acha Nada, Mas Estaria Próximo da Matéria Escura . 2010. Disponível em:
96. GLEISER, Marcelo. A Elusiva Matéria Escura. 2013. Disponível em:
97. MANN, A. Huge Dark Matter Experiment Finds Nothing but More Mysteries. 2013. Disponível em:
98. Moskowitz, Clara. Varredura Experimental não Detecta Matéria Escura . Disponível em: < http://www2.uol.com.br/sciam/noticias/materia_escura_nao_e_detectada_na_ultima_ varredura_experimental.html >. Acesso em: 10 mai. 2015.
99. VAN DEN BERGH, Sidney. How do Galaxies Form? 2008. Disponível em: < arXiv:0810.3644v1 >. Acesso em: 10 mai. 2015.
100. DISNEY, M. J. et al. Galaxies appear simpler than expected. Nature , v.455, p. 1082-1084, nov. 2008. Disponível em:
101. Island Universes: Structure and Evolution of Disk Galaxies. Universos Ilhas: estrutura e evolução de galáxias de disco, Astrophysics and Space Science Proceedings Ed., De Jong, R.S, Springer-Verlag, Dordrecht, 2007, tradução livre, op. Cit. em 103. ROUSSEAUX, C. Dark Matter and a Definite Non-Definite . 2013. Disponível em: 104. AGUILAR, M. Et al. First Result from the Alpha Magnetic Spectrometer on the International Space Station: Precision Measurement of the Positron Fraction in Primary Cosmic Rays of 0.5–350 GeV. Phys. Rev. Lett .,v.110, abr. 2013. Disponível 189 em: 105. COUTU, S.Viewpoint: Positrons Galore. Phys. Rev. Lett. , v.110, abr. 2013. Disponível em: 106. PROTHEROE, R. J. On the Nature of the Cosmic Ray Positron Spectrum. Astrophys. J. , v.254, p.391-397, mar.1982. 107. MOSKALENKO, I. V.; STRONG, A. W. Production and Propagation of Cosmic-Ray Positrons and Electrons, Astrophys. J., v. 493, n.2, p.694-707, jan. 1998. Disponível em: 108. DELAHAYE, T. et al. Galactic electrons and positrons at the Earth: new estimate of the primary and secondary fluxes. A&A, v.524, dez. 2010. Disponível em: 109. PROFANO, S.Dissecting Cosmic-Ray Electron-Positron Data with Occam’s Razor: The Role of Known Pulsars. Central European Journal of Physics , v.10, n. 1, p. 1-31, 2011. Disponível em: 110. ZIRAKASHVILI, V.N.; PTUSKIN, V.S. Numerical Simulations of Diffusive Shock Acceleration in SNRs. Astroparticle Physics , v.2, p.12–21, dez. 2012. Disponível em: 111. BERGSTRÖM, l.; EDSJÖ, J.; ZAHARIJAS, G. Dark Matter Interpretation of Recent Electron and Positron Data. Phys. Rev. Lett ., v. 103, jul. 2009. Disponível em: 112. ACKERMANN, M. et al. Constraints on the Galactic Halo Dark Matter from Fermi-LAT Diffuse Measurements. Astrophys. J., v.761, maio 2012. Disponível em: 113. ADRIANI, O. Et al. PAMELA Results on the Cosmic-Ray Antiproton Flux from 60 MeV to 180 GeV in Kinetic Energy. Phys. Rev. Lett ., v. 105, set. 2010. Disponível em: 114. ACKERMANN, M. Et al. Fermi LAT Observations of Cosmic-Ray Electrons from 7 GeV to 1 TeV. Phys. Rev. D , v. 82, nov. 2010. Disponível em: 115. ADRIANI, O. Et al. Cosmic-Ray Electron Flux Measured by the PAMELA Experiment between 1 and 625 GeV. Phys. Rev. Lett . v.106, maio 2011. Disponível 190 em: 116. MATSON, J. Dark Matter Signal Possibly Registered on International Space Station . ISS. Scientific American. 2013. Disponível em: 117. AMS international collaboration. 2013. First Result from the Alpha Magnetic Spectrometer Experiment. Disponível em: < www.ams02.org/2013/04/first-results- from-the-alpha-magnetic-spectrometer-ams-experiment/>. Acesso em: 09 mai. 2015. 118. OVERBYE, D. Lado Negro do Universo é Detectado por Cientistas . 2008. Disponível em: 119. BERGSTROM, L.et al. New Limits on Dark Matter Annihilation from AMS Cosmic Ray Positron Data. 2013. Disponível em: 120. COMMISSARIAT, T. Does the Positron 'Excess' Really Exist? 2013. Disponível em: 121. BLUM, K.; KATZ, B.; WAXMAN, E. AMS-02 Results Support the Secondary Origin of Cosmic Ray Positrons. 2011. Phys. Rev. Lett ., v. 111, nov. 2013. Disponível em: 122. SANDERS, R.H. Clusters of Galaxies with Modified Newtonian Dynamics (MOND). 2002. Disponível em: 123. GONZALEZ-GARCIA, M.C.; NIR, Y. Neutrino Masses and Mixing: Evidence and Implications. Rev. Mod. Phys , v. 75, p. 345-402, jan. 03. Disponível em: 124. SANDERS, R. H. Clusters of galaxies with modified Newtonian dynamics (MOND). Mon. Not. R. Astron. Soc., Jun. 2003. Disponível em: < http://onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1046/j.1365-8711.2003.06596.x/abstract>. Acesso em: 26 fev. 2015. 125. FAMAEY, B.; McGAUGH, S. Modified Newtonian Dynamics (MOND): Observational Phenomenology and Relativistic Extensions . Living Rev. Relativity , v.15, 2012. Disponível em: 191 126. FEIX, M. et al. Substructure lensing in galaxy clusters as a constraint on low- mass sterile neutrinos in tensor-vector-scalar theory: The straight arc of Abell 2390. Phys. Rev. D, v.82, dez. 2010. Disponível em: 127. ANGUS, G.W. et al. On the Proof of Dark Matter, the Law of Gravity, and the Mass of Neutrinos. ApJ, v. 654, n.1, jan.2007. Disponível em: 128. SANDERS, R. H. Neutrinos as Cluster Dark Matter. Mon. Not. R. Astron. Soc. , fev. 2008. 129. ZHAO, H. An Ecological Approach to Problems of Dark Energy, Dark Matter, MOND and Neutrinos. J. Phys. Conf. Ser., v. 140, n.1, nov. 2008. Disponível em: 130. ZHAO, H. Reinterpreting MOND: Coupling of Einsteinian Gravity and Spinof Cosmic Neutrinos?. 2008. Disponível em: 131. SANDERS, R. H. Modified Newtonian Dynamics: A Falsification of Cold Dark Matter. Advances in Astronomy, n.1, 2009. Disponível em: 132. ANGUS, G. W.; FAMAEY, B.; DIAFERIO, A. Equilibrium Configurations of 11eV Sterile Neutrinos in MONDian Galaxy Clusters. Mon. Not. R. Astron. Soc., set. 2009. Disponível em: 133. FEIX, M. et al. Substructure Lensing in Galaxy Clusters as a Constraint on low-mass Sterile Neutrinos in Tensor-Vector-Scalar Theory: The Straight Arc of Abell 2390. Phys. Rev. D , v.82, nov. 2010. Disponível em: 134. ANGUS, G. W.; DIAFERIO, A. The Abundance of Galaxy Clusters in Modified Newtonian Dynamics: Cosmological Simulations with Massive Neutrinos. Mon. Not. R. Astron. Soc ., v.417, p. 941–949, abr. 2011. Disponível em: 135. BARRY, J.; RODEJOHANN, W.; HE, Z. Light sterile neutrinos: models and phenomenology. High Energy Physics – Phenomenology , v.2, Jul. 2011. Disponível em: 136. LOEWENSTEIN, M.; KUSENKO, A. Dark Matter Search Using Chandra Observations of Willman 1 and a Spectral Feature Consistent with a Decay Line of a 5 Kev Sterile Neutrino. ApJ , v.714, n. 1, p. 652–662, maio 2010. Disponível em: 192 137. BAUER, M.; BULBUL, E.; SCHARTEL, N. Puzzling X-rays Point to Dark Matter. Disponível em: 138. BULBUL, E. et al. Detection Of An Unidentified Emission Line In The Stacked X-Ray Spectrum Of Galaxy Clusters. ApJ, v. 789, n. 1, abr. 2014. Disponível em: 139. BULBUL, E. et al. Puzzling X-Rays point to Dark Matter. 2014. Disponível em: 140. MILGROM, Mordehai. The MOND Paradigm of Modified Dynamics . Scholarpedia, 2014. Disponível em: < www.scholarpedia.org/article/The_MOND_paradigm_of_modified_dynamics>. Acesso em: 12 mai. 2015. 141. MILGROM, M. Uma Alternativa para a Matéria Escura. Scientific American Brasil, São Paulo, v.2, n. 17, out. 2003, p.20-27. 142. MCGAUGH, S. Seeing Through Dark Matter. Science , v. 317, n. 5838, p. 607- 608, ago. 2007. Disponível em: 143. MCGAUGH, S. A Novel Test of the Modified Newtonian Dynamics with Gas Rich Galaxies. Phys. Rev. Lett., v.106, fev. 2011. Disponível em: 144. MASTERS, K.; SPEKKENS, K. Viewpoint: Testing gravity in gas-rich galaxies. Physics, v. 4, n. 23, mar.2011. Disponível em: 145. MARYLAND, Universidade de. Galáxias ricas em gás confirmar previsão da teoria da gravidade modificada. ScienceDaily . ScienceDaily, 25 fev. 2011. 146. BEKENSTEIN, J. D. Relativistic Gravitation Theory for the Modified Newtonian Dynamics Paradigm. Phys. Rev . D, v.70, out. 2004. Disponível em: 147. PHYS.ORG. MOND Used To Predict Key Property In Andromeda's Satellites . 2013. Disponível em: 193 148. PHYS.ORG. MOND Predicts Dwarf Galaxy Feature Prior To Observations . 2013. Disponível em: 149. MCGAUGH, S.; MILGROM, M. Andromeda Dwarfs in Light of MOND. II. Testing Prior Predictions. Astrophys. J. , v.775, n. 139, ago. 2013. Disponível em: 150. NASA. Fermi Observations of Dwarf Galaxies Provide New Insights on Dark Matter. 2012. Disponível em: 151. IBATA, R. A. et al. A Vast Thin Plane of Co-rotating Dwarf Galaxies Orbiting the Andromeda Galaxy. Nature , v. 493, p. 62-65, jan. 2013. Disponível em: 152. PAWLOWSKI, M. S. Andromeda’s Satellites Behave as Expected… If they are Tidal Dwarf Galaxies . 2013. Disponível em: 153. PAWLOWSKI, M. S. Et al. Can Filamentary Accretion Explain The Orbital Poles Of The Milky Way Satellites? Mon. Not. R. Astron. Soc ., abr. 2012. Disponível em: 154. PAWLOWSKI, M. S. Does Filamentary Accretion Of Dark Matter Sub- Halos Naturally Produce a VPOS-Like Structure? . 2012. Disponível em: 155. PAWLOWSKI, M. S.; KROUPA, P.; BOER, K. S. de. Making Counter-Orbiting Tidal Debris: The Origin of the Milky Way Disc of Satellites. A&A, n.15021, jun. 2011. Disponível em: 156. PAWLOWSKI, M. S.; PFLAMM-ALTENBURG, J.; KROUPA, P. The VPOS: A Vast Polar Structure of Satellite Galaxies, Globular Clusters and Streams around the Milky Way. Mon. Not. R. Astron. Soc ., abr. 2012. Disponível em: 157. PAWLOWSKI, M. S.; KROUPA, P. The Rotationally Stabilized VPOS and Predicted Proper Motions of the Milky Way Satellite Galaxies. Mon. Not. R. Astron. Soc. , set. 2013. Disponível em: 158. PAWLOWSKI, M. S.; KROUPA, P.; JERJEN, Helmut. Dwarf Galaxy Planes: The Discovery of Symmetric Structures in the Local Group. Mon. Not. R. Astron. Soc ., jul. 2013. Disponível em: 159. PAWLOWSKI, M. S. Counter-Orbiting Tidal Debris as the Origin of the MW DoS. 2011. Disponível em: 160. PAWLOWSKI, M.S. The Vast Polar Structure of the Milky Way and Filamentary Accretion of Sub-Halos . 2012. Disponível em: 161. MCCONNACHIE, A. W. The Observed Properties of Dwarf Galaxies in and Around the Local Group . 2011. Disponível em: 162. GABANY, Jay R. Galáxias Anãs Lançar Luz Sobre Matéria Escura . Em: 163. WIKIPÉDIA. Dwarf Galaxy Problem. Disponível em: 164. WIKIPÉDIA. ArXiv. Disponível em: 165. MOORE, B. et al. Dark Matter Substructure within Galactic Halos. ApJ , v.524 , n.1, out. 1999. Disponível em: 166. MIA: Where Are The Milky Way's Missing Orbiting Dwarf Galaxies?.The Daily Galaxy . 2012. Disponível em: 167. GABANY, R. J. The Big Deal about Dwarf Galaxies. Disponível em: 168. MIA: Where Are The Milky Way's Missing Orbiting Dwarf Galaxies?.The Daily Galaxy . 2012. Disponível em: 169. SCHNEIDER, Donald e Kennedy, Barbara. SDSS-II . Seven or Eight Dwarf Galaxies Discovered Orbiting the Milky Way. 2007. Disponível em: 170. GABANY, R. J. The Big Deal about Dwarf Galaxies. Disponível em: 195 171. W. M. Keck Observatory. 2007. 'Missing Dwarf Galaxy' Problem May be Solved . Em: 172. Jay GaBany, R. Dwarf Galaxies Shed Light on Dark Matter . Disponível em: 173. ASTRONOMIA On-line. Será que Andrômeda colidiu com a Via Láctea há 10 mil milhões de anos atrás? Disponível em: 174. ZHAO, H. et al. Local Group timing in Milgromian dynamics. A past Milky Way- Andromeda encounter at z>0.8. Astronomy & Astrophysics, jul. 2013. Disponível em: 175. Dwarf Galaxies Contradict Current Dark-Matter Predictions. The Daily Galaxy. Disponível em: 176. WALKER, Matthew G. e PEÑARRUBIA, Jorge. 2011. A Method for Measuring (Slopes of) the Mass Profiles of Dwarf Spheroidal Galaxies . Disponível em: 177. FAMAEY, B.; MCGAUGH, S. S. Modified Newtonian Dynamics (MOND): Observational Phenomenology and Relativistic Extensions. Living Rev. Relativity , v.15, n.10, set. 2012. Disponível em: 178. MCGAUGH, S. S. The Halo By Halo Missing Baryon Problem. Proceedings IAU Symposium , n. 244. 2007. Disponível em: 179. THE MOND Pages: ΛCDM and MOND compared. Disponível em: 180. COPELAND, E. J.; SAMI, M.; TSUJIKAWA, S. Dynamics of Dark Energy. Int. J. Mod. Phys ., v.15, p. 1753-1936, jun. 2006. Disponível em: 181. FRIEMAN, J. A.; TURNER, M. S.; HUTERER. D. Dark Energy and the Accelerating Universe. Ann. Rev. Astron. Astrophys, v.46, p.385-432, mar. 2008. Disponível em: 182. KROUPA, P. The Dark Matter Crisis: Falsification of the Current Standard Model of Cosmology. Astronomical Society of Australia , v.29, n.4, p. 395-433, jun. 2012. Disponível em: 183. KROUPA, P.; PAWLOWSKI, M.; MILGROM, M. The failures of the standard model of cosmology require a new paradigm. Int. J. Mod. Phys., v. 21, n.14, dez. 2012. Disponível em: 184. BEKENSTEIN, J. D. Relativistic Gravitation Theory for the MOND Paradigm. Phys. Rev., v. 6, ago. 2005. Disponível em: 185. BEKENSTEIN, J. D. An Alternative to the Dark Matter Paradigm: Relativistic MOND Gravitation. PoS, v. 3, mar. 2005. Disponível em: 186. KARACHENTSEV, I. D. Missing Dark Matter in the Local Universe. Astrophysical Bulletin , v.67, n.2, p.123-134, abr. 2012. Disponível em: 187. WIKIPÉDIA. Huge-LQG. Disponível em: 188. CLOWES, R. G. et al. A Structure in the Early Universe at Z ~ 1.3 That Exceeds the Homogeneity Scale of the R-W Concordance Cosmology. Mon. Not. R. Astron. Soc. , nov. 2012. Disponível em: 189. THE Largest Structure in Universe Discovered --Quasar Group 4 Billion Light- Years Wide Challenges Current Cosmology. The Daily Galaxy. 2013. Disponível em: 190. NADATHUR, S. S. Patterns in Noise: Gigaparsec-Scale `Structures' That Do Not Violate Homogeneity. Mon. Not. Roy. Astr. Soc. , v. 2, p.434-398, jul. 2013. Disponível em: 191. HUTSEMÉKERS, D. et al. Alignment of Quasar Polarizations with Large-Scale Structures. Astronomy & Astrophysics manuscript, v. 572, set. 2014. Disponível em: 192. WIKIPÉDIA, Enorme-LQG. Disponível em: < https://en.wikipedia.org/wiki/Huge-LQG>. Acesso em: 28 fev. 2015. 193. BIDIN, C. M. et al. Kinematical and Chemical Vertical Structure of the Galactic Thick Disk II. A Lack of Dark Matter in the Solar Neighborhood . 2012. Disponível em: 194. PAWLOWSKI, M. S. Dark Matter Gone Missing In Many Places: A Crisis of Modern Physics? 2012. Disponível em: 195. KROUPA, P. et al. Local-Group tests of dark-matter Concordance Cosmology: Towards a new paradigm for structure formation . Astronomy & Astrophysics manuscript, out. 2010. Disponível em: 196. ESA. Planck Revealsan Almost Perfect Universe. 2013. Disponível em: 197. ESA. Planck Publications , em: < www.cosmos.esa.int/web/planck/publications >. Acesso em: 05 mai. 2015. 198. KROUPA, P. The Planck Results on the Cosmic Microwave Background . 2013. Disponível em: 199. The Universe May be Different on Scales Larger than Those We Can Directly Observe" --Planck Satellite Team. The Daily Galaxy. Disponível em: 200. Relic Radiation from Big Bang -- ESA: Contradicts Standard Model of the Universe. The Daily Galaxy . 2013. Disponível em: 201. The Dark Matter Crisis, The rise and fall of cosmological hypotheses, em: 202. KROUPA, P. Is it Absurd to Throw Out the idea of Cold or Warm Dark Matter? 2010. Disponível em: 203. KROUPA, P. et al. Local-Group Tests of Dark-Matter Concordance Cosmology. Towards A New Paradigm for Structure Formation. A&A, v.523, nov.2010. Disponível em: < http://adsabs.harvard.edu/abs/2010arXiv1006.1647K, http://dx.doi.org/10.1051/0004-6361/201014892 >. Acesso em: 28 fev. 2015. 204. WIKIPÉDIA, OCKHAM, William de , ou OCKHAM, Guilherme de, 1287 – 1347, disponível em: 205. MILGROM'S perspective on the Bullet Cluster. Disponível em: < www.astro.umd.edu/~ssm/mond/moti_bullet.html>. Acesso em : 20 mar. 2015 206. ANGUS, Garry W. et al. Can MOD take a bullet? Analytical comparisons of three versions of MOND beyond spherical symmetry. Mon. Not. Roy. Astron. Soc . 198 371 (2006). Disponível em: < http://arxiv.org/pdf/astro-ph/0606216v1.pdf>. Acesso em: 28 jul. 2013. 207. LEE, Jounghun; KOMATSU, Eiichiro. Bullet Cluster: A Challenge to ΛCDM Cosmology . The Astrophysical Journal , volume 718, Issue 1, pp. 60-65 (2010). Disponível em: < http://arxiv.org/pdf/1003.0939v2.pdf >. Acesso em: 20 jul. 2013. 208. NASA. NASA’s Hubble Finds Giant Halo around the Andromeda Galaxy. 2015 . Disponível em: < www.nasa.gov/feature/goddard/nasa-s-hubble-finds-giant- halo-around-the-andromeda-galaxy >. Acesso em: 28 mai. 2015. 209. DODELSON, Scott e WIDROW, Lawrence M. Sterile neutrinos as dark matter. Phys. Rev. Lett., v. 72, 17. Jan. 1994. Disponível em: < http://dx.doi.org/10.1103/PhysRevLett.72.17>. Acesso em 01.06.2015. 210. SHI, Xiangdong e FULLER, George M. New Dark Matter Candidate: Nonthermal Sterile Neutrinos. Phys. Rev. Lett., v. 82, 2832. Abr. 1999. Disponível em: < http://dx.doi.org/10.1103/PhysRevLett.82.2832 >. Acesso em 01.06.2015. 211. ABAZAJIAN, Kevork et al. Direct Detection of Warm Dark Matter in the X-Ray. The Astrophysical Journal , volume 562, número 2. (2001). Disponível em: < http://iopscience.iop.org/0004-637X/562/2/593/>. Acesso em 01.06.2015. 212. BOYARSKY, Alexey et al. An unidentified line in X-ray spectra of the Andromeda galaxy and Perseus galaxy cluster . Fev. 2014. Disponível em: < http://arxiv.org/abs/1402.4119>. Acesso em 01.06.2015. 213. JEE, James e MAHDAVI, A. Núcleo matéria escura desafia a explicação. PhysOrg.com . Mar. 2012. Disponível em: 214. HARVEY, David et al. The nongravitational interactions of dark matter in colliding galaxy clusters , ou, As interações não-gravitacionais da matéria escura em aglomerados de galáxias colidindo. Science. Mar. 2015. Disponível em: < www.sciencemag.org/content/347/6229/1462> e < http://phys.org/news/2015-03- galaxy-clusters-collidedark-mystery.html#nRlv>. Acesso em 05.06.2015. 215. NASA. The Webb Space Telescope. Disponível em: < http://webbtelescope.org/webb_telescope/ >. Acesso em: 28.06.2015. 216. NASA. Suzaku Spies Treasure Trove of Intergalactic Metal. Dez. 2009 . Disponível em < www.nasa.gov/mission_pages/astro- e2/news/intergalactic_metal.html >. Acesso em 30.06.2015. 217. Koda, Jin et.al. Approximately a Thousand Ultra Diffuse Galaxies in the Coma cluster. 2015 . Disponível em: < http://arxiv.org/abs/1506.01712 >. Acesso em 01.07.2015. 199 218. WIKIPÉDIA, Rubin, Vera. Disponível em: < https://en.wikipedia.org/wiki/Vera_Rubin>. Acesso em: 19 jul. 2015.