A temperatura da matéria escura
Crédito da imagem: Benedetta Ciardi.
Se quiséssemos saber o quão frio está agora e foi no passado distante, como descobriríamos?
A ciência lança uma longa sombra negra sobre quem pensamos que somos, e onde ela cai, a temperatura cai com ela. Seu toque é frio e implacável. – Richard K Morgan
Você se lembra do momento em que clicado para você, quando percebeu que havia um nível de detalhes muito mais sutil no mundo – que era feito de algo muito mais intrincado – do que você poderia perceber? Eu tinha talvez seis ou sete anos e tinha lido um livro que me dizia que tudo era feito de partículas minúsculas chamadas moléculas, tão pequenas que você não podia vê-las nem com um microscópio.
Crédito da imagem: Andrew J. Bernstein do http://blue-mondays.blogspot.com/2010/07/vaca-pics-to-make-you-jealous.html .
Não apenas eles estavam sempre em movimento, mas mesmo que você não pudesse vê-los, eles se moviam mais rápido e com mais energia à medida que você os aqueceu. O exemplo que eles deram foi que quando você inflava uma bola de praia antes de sair para a praia, você deveria deixar um pouco de espaço para mais ar dentro, e o Sol aqueceria o ar dentro, e isso inflaria o resto do caminho. E fez , e quando esfriou novamente à noite, a bola de praia esvaziou um pouco novamente.
Então isso era consistente com coisas sendo feitas de moléculas e com a temperatura sendo relacionada a a velocidade das moléculas, mas eu queria algo mais direto. Pouco tempo depois, li sobre um experimento diferente que eu simplesmente tive que tentar: pegar um copo de água gelada e um copo de água escaldante e colocar uma gota de corante alimentar em cada um. Se a água fosse feita de moléculas que estavam sempre se movendo, e as moléculas mais quentes estavam se movendo mais rápido, então o corante alimentar deveria se dispersar muito mais rapidamente pela água quente do que pela fria.
https://www.schooltube.com/video/56bf0d480ca8450e92f2/Corante alimentar em água quente e fria
E foi exatamente isso que aconteceu! Mesmo que eu não tivesse um termômetro e não pudesse diretamente medir a temperatura, reconheci que era possível aprender sobre a temperatura do ar na bola de praia ou da água no copo simplesmente fazendo as observações corretas.
Bem, é um pouco menos familiar, mas você pode fazer a mesma pergunta sobre a substância mais misteriosa e indescritível do Universo: matéria escura !
Crédito da imagem: NASA, N. Benitez (JHU), T. Broadhurst (Instituto de Física de Racah/Universidade Hebraica), H. Ford (JHU), M. Clampin (STScI), G. Hartig (STScI), G. Illingworth (UCO/Lick Observatory), a Equipa Científica da ACS e a ESA.
Quando somamos todos os normal matéria que sabemos que existe no Universo – coisas como prótons, nêutrons, elétrons e fótons (radiação) – há muito dela presente: cerca de 10^80 prótons e elétrons cada, com um pouco menos de nêutrons e cerca de um bilhão de vezes mais muitos fótons em cima dela. Mas não há o suficiente para explicar a massa que vemos no Universo; precisamos de cerca de cinco vezes mais matéria em uma forma que não pode interagem eletromagneticamente da mesma forma que a matéria normal.
Isso é o que é a matéria escura. Então, como descobriríamos qual é a sua temperatura?
Crédito da imagem: NASA, ESA e a colaboração Planck, via http://aether.lbl.gov/planck.html .
Você pode pensar em voltar aos primeiros estágios do Universo que podemos observar: ao fundo cósmico de micro-ondas ou à radiação que sobrou após o Big Bang. Isso não é um mau lugar para começar, na verdade! Quando o Universo pôde ser descrito com precisão pelas condições quentes, densas, em expansão, esfriando e quase, mas não perfeitamente uniformes que associamos ao Big Bang, duas forças concorrentes imediatamente começaram a trabalhar nas maiores escalas.
Por um lado, toda a matéria-e-energia do Universo, distribuída de maneira mais ou menos uniforme, está se expandindo para longe de todas as outras matérias-e-energia presentes. A expansão métrica do espaço funciona para diluir a densidade de energia do Universo, e a pressão externa da radiação e outras partículas relativísticas (próximas à velocidade da luz) funcionam para torná-lo até mais uniforme, preferencialmente fluindo energia para fora das regiões superdensas.
Mas, por outro lado, a gravitação funciona para atrair preferencialmente mais matéria para as regiões superdensas. É um processo descontrolado: quanto mais matéria você coleta em um espaço, mais fortemente ela atrai ainda mais importa para isso. Portanto, essas são as duas forças concorrentes em jogo: a expansão do espaço e a pressão externa da radiação e da matéria em movimento rápido trabalhando para retardar o crescimento das imperfeições no Universo, lutando contra a força atrativa da gravitação em escalas pequenas e grandes.
Crédito da imagem: ESA e a Colaboração Planck.
Esta é a imagem de bebê mais precisa e abrangente das super e subdensidades gravitacionais no Universo: um instantâneo de apenas 380.000 anos após o Big Bang. As localizações das maiores superdensidades são mostradas em azul, as subdensidades estão em vermelho e o amarelo representa as regiões onde a densidade é média. (E onde o Universo é muito, muito chato.)
A forma como este mapa de densidade é distribuído contém muitas informações, incluindo:
- Os tamanhos das flutuações de densidade (quantos graus no céu elas ocupam),
- As magnitudes das flutuações (quantas frações de grau estão acima/abaixo da média) e
- As correlações das flutuações (qual a probabilidade de você encontrar um ponto quente/frio de uma certa magnitude perto de outro ponto quente/frio de uma determinada magnitude).
Quando traçamos como as flutuações de densidade são distribuídas quando o Universo tinha apenas 380.000 anos em função da escala/tamanho, é isso que encontramos.
Crédito da imagem: Planck Colaboração: P. A. R. Ade et al., 2013, A&A Preprint.
Este gráfico é incrivelmente útil para nos dizer coisas como qual é a curvatura do Universo, quanta matéria e radiação estão nele, quanto da matéria é normal (prótons, nêutrons, elétrons, etc.) matéria escura, e uma série de outras coisas.
Mas a radiação tem sido muito importante por muito tempo, e as flutuações – em termos de magnitude absoluta – ainda são muito pequeno para que a temperatura da matéria escura entre em jogo. Então, se você quiser aprender algo sobre a temperatura da matéria escura, olhar para o fundo de microondas cósmico não lhe diz nada! Mas tudo isso começa a mudar se você estiver disposto a esperar um pouco mais.
Porque agora, uma vez que o Universo forma átomos neutros, a radiação distante menos efeito sobre como a estrutura cresce. A gravitação – particularmente nas regiões superdensas – começa a vencer. Se a matéria escura fosse quente , ou seja, se as partículas de que foi feito estivessem se movendo rapidamente neste momento, exerceria uma pressão para fora e fluiria preferencialmente para fora das regiões superdensas, impedindo-as de crescer muito rapidamente. Porque as menores escalas são as que têm a oportunidade de entrar em colapso gravitacional primeiro (já que a gravidade só viaja na velocidade da luz ), um Universo que consistia em quente a matéria escura teria menos estruturas em pequenas escalas do que um Universo que consistisse em matéria escura mais fria.
De cima: Simulações de matéria escura fria, quente e quente, crédito ITP, Universidade de Zurique.
Poderíamos simplesmente olhar para um mapa do Universo e observá-lo, mas a cosmologia moderna é uma ciência muito mais quantitativa do que isso! Em vez disso, assim como fizemos para o fundo cósmico de micro-ondas, podemos fazer algo muito semelhante:
- medir a magnitude das super/subdensidades de matéria no Universo em função da escala (usando um traçador, como galáxias),
- medir a probabilidade de encontrar outra sobre/subdensidade de uma determinada magnitude nas proximidades, a uma certa distância, e
- veja como o que observamos combina com as previsões/simulações teóricas de um Universo com/sem matéria escura de uma determinada temperatura.
Aqui está o que a teoria nos diz.
Crédito da imagem: John Peacock, através do tutorial de cosmologia de Ned Wright.
Em um universo com 100% bárions (ou seja, com todos normal matéria e nenhuma matéria escura), obtemos essas assíntotas e oscilações maciças, onde a probabilidade de uma correlação em certas escalas cai para zero.
Por outro lado, os Universos cheios de matéria escura (ou seja, com 100% de matéria escura) são totalmente lisos e livres de oscilações, mas também têm um corte em pequenas escalas (para matéria escura quente), uma queda quantitativa na escala (para uma mistura de matéria escura quente e fria), ou nenhuma gota (apenas para matéria escura fria).
Estamos em 2014, e a melhor medição que temos desse tipo de dado – conhecido como espectro de potência da matéria ou função de transferência, dependendo de como é apresentado – vem do Sloan Digital Sky Survey.
Crédito da imagem: W. Percival et al. / Sloan Digital Sky Survey.
As pequenas oscilações que vemos nos dizem que o Universo é – em termos de matéria – cerca de 85% de matéria escura e 15% de matéria normal, mas isso não há corte ou queda em pequenas escalas . Em outras palavras, tanto quanto podemos dizer, bem mais de 95% da matéria escura é frio , ou estava se movendo muito lentamente o tempo todo.
O que isso significa é que, se essa matéria escura já esteve em equilíbrio térmico, ou se moveu rapidamente como as outras partículas logo após o Big Bang quente, ela deve ser massiva o suficiente para diminuir a velocidades extremamente não relativísticas quando o Universo era muito jovem. Há até mais uma coisa que podemos olhar para medir apenas quão fria essa matéria escura tinha que ser: a Floresta Lyman-alfa .
Crédito das imagens: Michael Murphy, Swinburne U.; HUDF: NASA, ESA, S. Beckwith (STScI) et al.
Quando olhamos para uma fonte de emissão muito distante – algo como um quasar – ela emite um amplo espectro de luz. Mas ao longo do caminho, essa luz fica absorvido por todas as nuvens de gás ao longo do caminho.
O quão colapsadas essas nuvens de gás estão nos diz algo sobre como a estrutura se formou nas menores escalas; se a matéria escura fosse mais quente, as profundidades dessas linhas seriam suprimidas por uma quantidade específica, enquanto se a matéria escura fosse mais fria do que uma certa quantidade, essas linhas de absorção seriam até 100% eficientes. Então o que vemos?
Crédito da imagem: Bob Carswell.
Até onde podemos olhar, essas nuvens intermediárias e ultradistantes de gás hidrogênio nos ensinam que, se houver é matéria escura, é deve ter muito pouca energia cinética . Então isso nos diz que ou a matéria escura nasceu um pouco fria, sem muita energia cinética, ou é muito massiva, de modo que o calor do Universo primitivo não teria muito efeito sobre a velocidade em que estava se movendo milhões de anos mais tarde.
Em outras palavras, tanto quanto podemos definir um temperatura para a matéria escura, supondo que ela exista, é do lado frio .
Crédito da imagem: Ned Wright.
E é assim que conhecemos a temperatura da matéria escura: da formação da estrutura e das nuvens intermediárias de hidrogênio! Então, sinto muito por vocês, fãs de neutrinos, que esperavam que a mais leve e evasiva de todas as partículas do modelo padrão pudesse Além disso seja a matéria escura; os neutrinos do modelo padrão teriam sido quentes, e a matéria escura não ! Um pouco mais complicado do que jogar corante alimentício na água, mas se você quer uma alternativa à matéria escura, esse é um desafio que nenhuma alternativa já subiu.
A busca por matéria escura – ou uma alternativa viável que aborde esses pontos – continua.
Gostou? Deixe seu comentário em o fórum Starts With A Bang em Scienceblogs !
Compartilhar:
