Dark Energy Survey cria um guia detalhado para encontrar a matéria escura

IMAGEM: Este é o primeiro mapa do Dark Energy Survey que detalha a distribuição da matéria escura ao longo de uma grande área dos céus. As cores representam as densidades projetadas: vermelho e amarelo, as de maior densidade. O mapa de matéria escura reflete o quadro atual de distribuição de massas no universo, onde grandes filamentos de matéria se alinham com galáxias e aglomerados de galáxias. Os aglomerados de galáxias são representados pelas manchas cinzentas no mapa – manchas maiores representam aglomerados maiores. Este mapa cobre 3% da área dos céus que será eventualmente pesquisada pelo DES em sua missão de cinco anos.

CRÉDITO: DARK ENERGY SURVEY

Os cientistas do Dark Energy Survey divulgaram o primeiro de uma série de mapas da matéria escura no cosmos. Esses mapas, criados com uma das câmeras digitais mais poderosas do mundo, são os maiores mapas contínuos com este nível de detalhe e ajudarão nossa compreensão do papel da matéria escura na formação das galáxias. A análise da granulação da matéria escura nos mapas também permitirá aos cientistas exploraram a natureza da msiteriosa energia escura que se acredita estar causando a aceleração da expansão do universo.

Os novos mapas foram divulgados hoje na reunião de abril da American Physical Society em Baltimore, Maryland. Eles foram criados a partir dos dados obtidos pela Câmera de Energia Escura (Dark Energy Camera), um dispositivo de imageamento de  570 megapixels que é o principal instrumento do Dark Energy Survey (DES).

A matéria escura, a misteriosa substância que responde por cerca de um quatro do universo, é invisível até para os mais sensíveis instrumentos astronômicos porque não emite ou absorve luz. Mas seus efeitos podem ser vistos através do estudo de um fenômeno chamado de lente gravitacional – a distorção que ocorre quando a gravidade da matéria escura desvia a luz em torno de galáxias distantes. A compreensão do papel da matéria escura é parte do programa de pesquisa para quantificar o papel da energia escura, o objetivo principal deste levantamento.

A presente análise foi liderada por Vinu Vikram do Argonne National Laboratory (então na Universidade de Pennsylvania) e Chihway Chang do ETH Zurich. Vikram, Chang e seus colaboradores na Penn, no ETH Zurich, na Universidade de Portsmouth, na Universidade de Manchester e outras instituições associadas ao DES, trabalharam por mais de um ano para validar os mapas das lentes gravitacionais.

“Nós medimos as distorções quase imperceptíveis nas aparências de cerca de 2 milhões de galáxias para construir esses novos mapas”, declarou Vikram. “Eles são um testemunho, não só da sensibilidade da Câmera de Energia Escura, como também do rigoroso trabalho de nossa equipe de análise de lentes gravitacionais para compreender sua sensibilidade tão bem que fomos capazes de obter resultados de tamanha precisão”.

A câmera foi construída e testada no Fermi National Accelerator Laboratory, do Departamento de Energia do governo dos EUA, e montada no telescópio de 4 metros Victor M. Blanco no Observatório Internacional de Cerro Tololo no Chile. Os dados foram processados no Centro Nacional de Aplicações de Supercomputação na Universidade de Illinois em Urbana-Champaign.

O mapa da matéria escura divulgado hoje resulta das primeiras observações do DES e cobre 3% da área dos céus que será coberta nos cinco anos da missão do DES.  O levantamento acaba de completar seu segundo ano. Na medida em que os cientistas expandirem suas buscas, serão capazes de testar as correntes teorias cosmológicas, comparando as quantidades de matéria visível e escura.

As teorias correntes sugerem que, uma vez que existe muito mais  matéria escura do que matéria visível no universo, as galáxias devem se formar onde estejam presentes grandes concentrações de matéria escura (e, portanto, maior atração gravitacional). Até agora, as análises do DES sustentam esta hipótese: os mapas mostram grandes filamentos de matéria ao longo dos quais as galáxias e aglomerados de galáxias de matéria visível existem, assim como grandes vazios onde existem poucas galáxias. Os estudos subsequentes de alguns filamentos e vazios, assim como o enorme volume de dados coletados pelo levantamento, revelarão mais acerca desta interação entre massa e luz.

“Nossa análise, até agora, é coerente com o quadro previsto para nosso universo”, diz Chang. “Ao darmos um zoom para dentro dos mapas, pudemos medir como a matéria escura envolve galáxias de diferentes tipos e como evoluem em conjunto ao longo do tempo cósmico. Estamos ansiosos para usar os novos dados que estão chegando para podermos realizar testes mais precisos ainda dos modelos teóricos”

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Berçários de estrelas são ativados por matéria escura

Uma galáxia anã tipo starburst com um berçário de estrelas. Imagem cortesia da UC RIVERSIDE

RIVERSIDE, Califórnia — Uma das principais predições do modelo corrente de criação de estruturas no universo, conhecido como Lambda Cold Dark Mattermodel, é que as galáxias estão inseridas em halos muito extensos e massivos de matéria escura que são, por sua vez, cercados por vários milhares de sub-halos menores, também feitos de matéria escura.

Em  voltaa de grandes galáxias, tais como a via Láctea, esses sub-halos são grandes o suficiente para conter suficiente gás e poeira cósmica para formar pequenas galáxias próprias e algumas dessas companheiras galáticas, conhecidas como galáxias satélites, podem ser observadas. Essas galáxias satélites podem orbitar por bilhões de anos em torno da galáxia mãe, antes que aconteça uma fusão potencial. As fusões fazem com que a galáxia central adicione grandes quantidades de gás e estrelas, disparando violentos espisódios de formação de novas estrelas, conhecidos como starbursts, devidos ao excesso de gases trazidos pela companheira absorvida. O formato ou morfologia da galáxia mãe tamém pode ser perturbado pela interação gravitacional.

Halos menores formam galáxias anãs que, por sua vez, serão orbitados por sub-halos ainda menores de matéria escura, estes pequenos demais para encerrar gases ou estrelas. Esses satélites escuros são, portanto, invisíveis para nossos telescópios, mas aparecem prontamente nos modelos teóricos nas simulações em computadores. Para provar sua existência, é necessária a observação direta de sua interação com as galáxias mães.

Laura Sales, professora assistente da Universidade da California, Riverside, no Departamento de Física e Astronomia, colaborou com Tjitske Starkenburg e Amina Helmi, ambas do Instituto Astronômico Kapteyn na Holanda, para apresentar uma nova análise de simulações em computador, com base nos modelos teóricos, que estudam a interação de uma galáxia anã com uma satélite escura.

As descobertas são descritas em um artigo recém publicado: “Dark influences II: gas and star formation in minor mergers of dwarf galaxies with dark satellites,” na publicação Astronomy & Astrophysics.

As pesquisadoras descobriram que, durante a aproximação máxima de uma satélite escura a uma galáxia anã, ela comprime o gás na anã por ação gravitacional, detonando episódios siginificativos de starbursts. Esses episódios de formação de estrelas pode durar por vários bilhões de anos, dependendo da massa, órbita e concentração da satélite escura.

Este cenário prediz que várias das galáxias anãs que podemos observar hoje em dia deveriam estar formando estrelas em uma taxa maior do que o esperado – ou deveriam estar experimentando um starburst – que é exatamente o que as observações de nossos telescópios encontram.

Além disto, da mesma forma que fusões entre galáxias mais massivas, a interação entre uma galáxia anã e a satélite escura produz perturbações morfológicas na anã, que podem modificar comletamente sua estrutura, de um formato comum de disco para um sistema elíptico/esférico. Este mecanismo também dá uma explicação para a origem de galáxias anãs esferoidais isoladas, um enigma que ficou sem solução por várias décadas.

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Decifrando as galáxias compactas do universo antigo

Os pontos vermelhos representam os dados observados; a maior parte deles tem formas alongadas e as galáxias maiores tendem a ter uma elipticidade maior. As regiões em cinza representam as distribuições prováveis segundo cálculos de simulações em computador. Quando duas galáxias estão muito próximas, podem parecer uma única galáxia alongada, como mostram as figuras menores nas laterais.

Imagem cortesia de Ehime University

Um grupo de pesquisadores, empregando o instrumento Suprime-Cam do Telescópio Subaru, descobriu cerca de 80 jovens galáxias que existiram no universo primordial, em torno de 1,2 bilhões de anos após o Big Bang. A equipe, que tem membros da Ehime University, Nagoya University, Tohoku University, Space Telescope Science Institute (STScI) nos EUA e do California Institute of Technology, fizeram então análises detalhadas dos dados imageados dessas galáxias obtidas pela Advanced Camera for Surveys (ACS) do Telescópio Espacial Hubble. Ao menos 54 dessas galáxias têm imagens que permitem resolução espacial nas imagens da ACS. Entre estas, 8 galáxias exibem estruturas com dois componentes e as restantes 46 parecem ter estruturas alongadas. Através de pesquisas subsequentes, empregando uma simulação em computador, o grupo descobriu que as estruturas alongadas podem ter essa aparência se forem duas ou mais galáxias bem próximas entre si.

Estes resultados são um forte indício de que, após 1,2 bilhões de anos após o Big Bang, os aglomerados de galáxias do universo jovem cresceram, para se tornarem grandes galáxias através de fusões, o que, por sua vez, provoca uma ativa formação de estrelas. Esta pesquisa foi realizada coo parte do programa do legado do Telescópio Espacial Hubble, “Cosmic Evolution Survey (COSMOS)”. A poderosa capacidade de pesquisa do Telescópio Subaru forneceu a base de dados essencial para os objetos do estudo sobre o universo primevo.

A Importância do Estudo das Galáxias Primevas

No universo atual, a 13,8 bilhões de anos após o Big Bang, existem muitas galáxias como a nossa Via Láctea, que contém cerca de 200 bilhões de estrelas em um disco com cem mil anos luz de diâmetro. Entretanto, definitivamente não havia galáxias como ela pouco depois do Big Bang.

Essas aglomerações pré-galáticas parecem ter se formado no universo cerca de 200 milhões de anos após o Big Bang. Elas eram nuvens de gás frio, muito menores do que as atuais galáxias gigantes (cem vezes menores), com massas menores (um milhão de vezes menores). As primeiras galáxias se formaram quando as primeiras estrelas nasceram nessas aglomerações de gás. Essas pequenas aglomerações galáticas começaram, então, a se fundir com aglomerações próximas e, eventualmente, formaram as grandes galáxias.

Muito esforço tem sido dispendido nessas buscas profundas para detectar galáxias ativas com formação de estrelas no universo jovem. Como resultado, já se sabe que as galáxias mais antigas ficam a mais de 13 bilhões de anos luz. Nós as vemos em uma época em que o universo tinha somente 800 milhões de anos (ou cerca de 6% de sua idade atual). Entretanto, uma vez que a mioria das galáxias do universo jovem eram bem pequenas, não se conseguiu estudar suas estruturas em detalhes.

A Exploração do Universo Primevo com o Telescópio Espacial Hubble e o Telescópio Subaru

Enquanto o grande campo de observação do Telescópio Subaru desempenhou um papel importante em localizar essas jovens galáxias, a alta resolução espacial do Telescópio Espacial Hubble foi necessária para investigar os detalhes de seus formatos e suas estruturas internas. A equipe de pesquisas olhou para um ponto a 12,6 bilhões de anos no passado com uma abordagem por duas vias. O primeiro passo foi usar o Telescópio Subaru para uma busca profunda das galáxias primitivas e prosseguir com a investigação de seus formatos com a Advanced Camera for Surveys (ACS) a borod do Hubble. A ACS revelou que 8 das 54 galáxias tinham estruturas duplas, parecendo com a fusão de duas galáxias¹.

Então, apareceu a dúvida sobre se as outras 46 galáxias observadas eram mesmo galáxias individuais. Aqui, a equipe de pesquisa questionou quantas dessas galáxias exibiam formatos alongados nas imagens do Hubble. Isto porque tais aspectos alongados, junto com uma correlação positiva entre elipticidade² e tamanho, são um forte indício de que duas galáxias são tão próximas entre si que, com a atual resolução máxima da ACS, não se pode distinguir uma coisa de outra.

Para verificar se a ideia de galáxias próximas em um espaço apertado era viável, os pesquisadores usaram as assim chamadas simulações em computador de Monte Carlo. Primeiro, o grupo colocou duas fontes artificiais em posições aleatórias, com váris separações angulares, sobrepondo-as às imagens reais da ACS. Depois, o grupo tentou extrair as imagens com o mesmo método para as verdadeiras observações da ACS e mediu suas elipticidades e tamanhos.

A distribuição simulada bateu muito bem com os resultados observados. Ou seja, a maioria das galáxias vistas como uma fonte individual nas imagens da ACS poderiam ser mesmo duas galáxias em fusão. Entretanto, a distância entre duas galáxias em fusão é tão pequena que nem a alta resolução do Hubble consegue distingui-las!

Se a ideia for válida para galáxias que parecem ser individuais, é possível presumir que as galáxias com as maiores taxas de atividade tenham menor tamanho. Isso é uma decorrência de que tamanhos menores implicam em uma menor separação entre duas galáxias em fusão. Se for mesmo o caso, tais galáxias estariam passando por uma intensa fase de formação de estrelas causada pela própria fusão.

Por outro lado, algumas galáxias com os menores tamanhos são pares razoavelmente separados, porém o ângulo de visada as faz parecer que são apenas uma, ou são mesmo galáxias formadoras de estrelas isoladas. Estas têm basicamente o mesmo tamanho de galáxias grandes.

A equipe confirmou que a relação observada entre atividade de formação de estrelas e tamanho é consistente com a ideia aventada pela equipe.

Até agora, os formatos e as estruturas das pequenas galáxias foram investigados com a ACS no Hubble. Se a fonte tivesse sido identificada como única pela ACS, ela foi tratada como uma única galáxia e seus parâmetros morfológicos foram avaliados. Esta pesquisa sugere que uma tal galáxia pequena pode consistir de duas (ou, talvez, mais) galáxias tão próximas que não podem ser distinguidas mesmo pela grande resolução angular da ACS.

Olhando para o Futuro pelo Estudo do Passado

As teorias correntes de formação de galáxias prediz que pequenas galáxias no universo jovem evoluíram em grandes galáxias através de fusões sucessivas. A pergunta permanece: qual será o próximo passo nos estudos e observações dobre a formação de galáxias no universo jovem? Esta é uma fronteira que precisa dos futuros “super-telescópios”, tais como o Telescópio de Trinta Metros e o Telescópio Espacial James Webb. Eles permitirão as próximas descobertas no estudo da formação das primeiras galáxias e sua evolução.

Notas:

1. Um tamanho médio (ou seja, o diâmetro médio do círculo que engloba metade da luz total da galáxia) de galáxias individuais é de cerca de 5,5 mil anos luz. Uma distância média entre duas pequenas galáxias será de 13.000 anos luz.

2. A elipticidade é definida como 1 – b/a, onde a e b representam os raios maior e menor de uma elipse. No caso de um círculo, a elipticidade será igual a zero, já que a = b. Um formato mais alongado corresponde a uma maior elipticidade.

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Erro de Paralaxe

Nesta representação, fora de escala, o mesmo deslocamento
aparente do lápis que você observa quando fecha alternadamente um dos olhos (a)
é observado pelos astrônomos em relação às estrelas no intervalo de seis
meses, quando a Terra atinge os pontos extremos de sua órbita. Observe que,
quanto maior a distância da estrela à Terra, menor o ângulo de paralaxe.

Coloque um lápis verticalmente 30 cm à
frente dos seus olhos, como mostra a figura a. Feche alternadamente cada um dos
olhos. Você vai notar que o lápis parece deslocar-se lateralmente para a
direita e para a esquerda (use como referência as coisas que estão atrás do lápis).
Esse deslocamento é chamado de paralaxe.
Observe que, à medida que você afasta o lápis, o deslocamento diminui,
ou seja, a paralaxe diminui à medida que o corpo se afasta dos pontos

de onde é observado, mas aumenta quando a distância entre os pontos de observação
aumenta. Assim, para observar a paralaxe de uma estrela, é necessário dispor de
instrumentos muito precisos. Por isso as observações são feitas no intervalo de
seis meses, quando a Terra atinge os pontos extremos de sua órbita. O ângulo
de paralaxe dá a medida relativa da distância entre a Terra e as estrelas:
quanto maior o ângulo, menor a distância e vice-versa (veja a figura b).

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Forças de Adesão e Coesão

Forças de coesão ou forças de adesão entre as partículas dos líquidos e as paredes dos recipientes que os contêm são nomes particulares, tradicionais, de interações eletromagnéticas. 

Embora os átomos tenham o mesmo número de prótons e elétrons e por isso sejam eletricamente neutros, as moléculas que eles compõem, em geral, não o são. Isso ocorre porque as partículas eletricamente carregadas raras vezes se distribuem simetricamente em cada molécula. Em virtude dessa assimetria, grande parte das moléculas das substâncias são moléculas polares, originando regiões ou pólos com cargas elétricas opostas. A figura ao lado exemplifica essa afirmação com a representação esquemática da molécula de água.

Esse fenômeno, conhecido como polarização elétrica, será discutido nos capítulos de eletricidade. Por enquanto, é importante saber que a polarização elétrica é o fator determinante no aparecimento das forças de coesão e das forças de adesão.

Embora a molécula de água tenha no total o mesmo número de cargas elétricas positivas e negativas, ela não é eletricamente neutra, devido à distribuição assimétrica dessas cargas.

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Densidade ou Massa Específica?

A rigor o nome da grandeza densidade é massa específica, de "acordo com a publicação do Instituto Nacional de Metrologia, Normalização e Qualidade Industrial, de 1994. 

No entanto, essa é uma denominação pouco usada e, a nosso ver, até inconveniente. O adjetivo específico significa, segundo o Dicionário Aurélio Eletrônico, "relativo a, ou próprio de espécie; exclusivo, especial". 

Dessa forma, a expressão massa específica, embora tenha significado preciso e correto, pode levar à ideia de que existem diferentes espécies de massa, o que não é verdade. E utilizar o termo densidade, aplicado porém apenas a substâncias ou corpos maciços e homogêneos.

Densidade de corpo ou substância?

Como a maioria dos termos utilizados em física, a palavra densidade é empregada com muita frequência na linguagem cotidiana e de outras ciências, o que muitas vezes interfere na sua correta utilização em física. É muito comum, até em livros de física, falar em densidade de um corpo, o que não é correto. Corpo não tem densidade, no sentido que a física dá a essa grandeza. Qual a densidade de uma caneta, uma cadeira, um carro ou um navio? 

É possível definir a densidade média de um corpo, mas é uma grandeza de pouca valia, pois se aplica apenas para aquele corpo. As tabelas de densidade se referem à densidade de substâncias. Não há, nem pode haver, tabelas para a densidade de corpos.

Portanto, embora no rigor da definição a densidade se confunda com a massa específica, temos que considerar que um navio boia, por exemplo, então significa que a "densidade relativa" do navio é menor que a da água. E ainda que densidade e massa específica tenham a mesma definição do ponto de vista da física e não exista uma tabela para "densidades relativas" com substâncias onde há misturas podemos claramente ver que sua densidade foi "adulterada", haja vista o "Eureka" dado por Arquimedes para poder verificar se a coroa do rei era composta puramente de ouro ou misturada com prata.

Embora, sempre procuremos o rigor físico (nós físicos odiamos quando alguém diz que pesa 80kg, ou tem a força etc.) não podemos nos refutar à aplicação prática de certos conceitos que foram "modificados pelo cotidiano" apenas para manter um rigor que não é adequado para resolver certos problemas. Então, para nós físicos temos sempre que traduzir o que "vocabulário do cotidiano" diz, por exemplo (quando ouvimos alguém dizer que pesa 80kg, traduzimos para 80kgf na Terra, quando diz que "tem a força" traduzir para ter a capacidade de aplicar uma força e quando diz que a densidade no navio é tal e por isso flutua, traduzimos que somadas todas as massas que compõem o navio e dividido pelo volume total do navio, isso é menos "denso" que a densidade da água ou massa específica desta, na qual ele boia)

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