Ondas sonoras no plasma primordial, que deixaram uma escala de distância característica e são usadas como “medidor padrão”.
O Papel das Ondas Sonoras Primordiais
No Universo primordial (antes da recombinação, ocorrida cerca de 380 mil anos após o Big Bang), o espaço estava preenchido por um plasma quente de fotões, eletrões e protões – denominado “líquido fotão-bariônico”. Durante este período, a interação entre a gravidade (que atrai matéria para as sobras) e a pressão dos fotões (que exerce uma força centrífuga) gerou oscilações acústicas – essencialmente ondas sonoras no plasma. Quando o Universo arrefeceu o suficiente para que protões e eletrões pudessem combinar-se em hidrogénio neutro, os fotões desacoplaram-se (formando o FCR). A propagação dessas ondas acústicas deixou uma clara escala de distância – cerca de 150 Mpc no sistema de coordenadas de movimento conjunto (co-moving) atual – e essa escala está registada tanto na escala angular do FCR como na posterior distribuição da matéria em grande escala. Estas oscilações acústicas bariônicas (BAO) são um ponto de referência crucial nas medições cosmológicas, funcionando como uma régua padrão que ajuda a acompanhar a expansão cósmica ao longo do tempo.
Observando as BAO nas galáxias e comparando essa escala com o valor previsto pela física do Universo primordial, os astrónomos podem medir o parâmetro de Hubble, bem como o efeito da energia escura. Assim, as BAO tornaram-se uma ferramenta essencial para refinar o modelo cosmológico padrão (ΛCDM). A seguir, revisamos a sua origem teórica, observações e aplicação na cosmologia de precisão.
2. Pressupostos Físicas: Fluido Fotão–Barião
2.1 Dinâmica Pré-Recombinação
No plasma quente e denso primordial (até ~z = 1100), os fotões interagiam frequentemente com eletrões livres, ligando estreitamente os bariões (protões + eletrões) à radiação. A gravidade atraía a matéria para regiões mais densas, enquanto a pressão dos fotões resistia à compressão, gerando oscilações acústicas. Estas podem ser descritas por equações de perturbação de densidade, com a velocidade do som no fluido próxima de c / √3, dado o domínio dos fotões.
2.2 Horizonte Acústico
A distância máxima que as ondas sonoras puderam percorrer desde o Big Bang até à recombinação define a escala característica do horizonte acústico. Quando o Universo se torna neutro (os fotões desacoplam), a propagação das ondas para, "fixando" a região de excesso a cerca de 150 Mpc (co-movente) do ponto inicial. Esta distância do "horizonte acústico" (relacionada com o fim da época de arrasto) é observada tanto no CMB como nas correlações de galáxias. No CMB aparece como a escala dos picos acústicos (~1° no céu), e nos estudos de galáxias a escala BAO aparece nas funções de correlação de dois pontos ou no espectro de potência na faixa ~100–150 Mpc.
2.3 Alterações após a recombinação
Quando os fotões se desacoplam, os bariões deixam de seguir o fluxo da radiação, pelo que as oscilações acústicas terminam efetivamente. Com o tempo, a matéria escura e os bariões continuam a colapsar gravitacionalmente em halos, formando estruturas cósmicas. Contudo, o "padrão de ondas" inicial permanece – observa-se uma pequena, mas mensurável, probabilidade de que as galáxias estejam separadas por cerca de ~150 Mpc, mais frequentemente do que numa distribuição aleatória. Assim, as "oscilações acústicas bariônicas" manifestam-se nas funções de correlação das galáxias em grande escala.
3. Detecção Observacional dos BAO
3.1 Previsões e Detecção Precoce
A importância dos BAO tornou-se evidente na década de 1990–2000 como uma ferramenta para medir a energia escura. SDSS (Sloan Digital Sky Survey) e 2dF (Two Degree Field Survey) registaram por volta de 2005 o "pico" dos BAO na função de correlação das galáxias [1,2]. Este foi o primeiro sinal robusto observado na estrutura em grande escala, oferecendo uma "régua padrão" independente, complementando as medições de distância por supernovas.
3.2 Funções de Correlação das Galáxias e Espectro de Potência
Do ponto de vista observacional, BAO pode ser medido:
- Função de correlação de dois pontos das galáxias ξ(r). BAO aparece como um pico fraco em r ∼ 100–110 h-1 Mpc.
- Espectro de potência P(k) no espaço de Fourier. BAO manifesta-se como pequenas oscilações suaves na curva P(k).
Estes sinais são fracos (apenas alguns por cento de modulação), pelo que é necessário observar grandes volumes do Universo com alta resolução e controlo rigoroso dos erros sistemáticos.
3.3 Revisões Modernas
O BOSS (Baryon Oscillation Spectroscopic Survey), parte do SDSS-III, mediu cerca de 1,5 milhões de galáxias luminosas vermelhas (LRG), refinando muito as estimativas da escala BAO. O eBOSS e o DESI avançam mais, visando maiores desvios para o vermelho (usando galáxias de linhas de emissão, quasares, floresta Lyα). O Euclid e o Telescópio Espacial Roman expandirão em breve os mapas para milhares de milhões de galáxias, medindo a escala BAO a nível percentual ou ainda mais preciso, permitindo determinar a história da expansão em várias épocas cósmicas e investigar modelos de energia escura.
4. BAO como Régua Padrão
4.1 Princípio
Como o comprimento do horizonte acústico físico na época da recombinação pode ser calculado com bastante precisão (baseado na física bem conhecida – dados do CMB, taxas de reações nucleares, etc.), o seu tamanho angular observado (na direção transversal) e a diferença de deslocamento (na direção longitudinal) relativamente à escala BAO fornecem medições distância-desvio para o vermelho. Numa Universo plano ΛCDM, isto relaciona-se com a distância angular transversal DA(z) e a função de Hubble H(z). Comparando a teoria com os dados, podemos inferir a equação de estado da energia escura ou a curvatura do espaço.
4.2 Complemento com Supernovas
Embora as supernovas do tipo I funcionem como "velas padrão", o BAO atua como uma "régua padrão". Ambos os métodos investigam a expansão cósmica, mas com diferentes erros sistemáticos: as supernovas têm incertezas na calibração do brilho, enquanto o BAO sofre de viés prévio das galáxias e imprecisões na estrutura em grande escala. A sua combinação permite verificações cruzadas e restrições mais rigorosas à energia escura, geometria do Universo e densidade de matéria.
4.3 Resultados Recentes
Os dados atuais do BAO do BOSS/eBOSS, combinados com as medições do KFS do Planck, fornecem restrições precisas a Ωm, ΩΛ e a constante de Hubble. Existe alguma tensão com os valores locais de H0 medições, mas é menor do que a discrepância direta vs. KFS. As distâncias medidas pelo BAO confirmam firmemente a validade do modelo ΛCDM até z ≈ 2, sem mostrar até agora sinais claros de variação da energia escura ou curvatura significativa.
5. Modelação Teórica do BAO
5.1 Desenvolvimento Linear e Não Linear
A teoria linear afirma que a escala BAO permanece fixa em distância co-movente desde a época da recombinação. Contudo, com o passar do tempo, o crescimento das estruturas distorce-a ligeiramente. Efeitos não lineares, peculiaridades do movimento (velocidades peculiares) e o viés prévio das galáxias podem deslocar ou "borrar" o pico BAO. Os cientistas modelam isto cuidadosamente (usando teoria de perturbações ou simulações N-corpos) para evitar erros sistemáticos. Os métodos de reconstrução tentam remover os fluxos em grande escala, "purificando" o pico BAO para medições de distância mais precisas.
5.2 Interação entre Bariões e Fotões
A amplitude do BAO depende da fração de bariões (fb) e a fração de matéria escura. Se os bariões fossem uma fração pequena, a assinatura acústica desapareceria. A amplitude observada do BAO, juntamente com os picos acústicos do KFS, determina uma fração de bariões de ~5% da densidade crítica total, em comparação com ~26% para a matéria escura. Esta é uma das formas que confirmam a importância da matéria escura.
5.3 Possíveis Desvios
Teorias alternativas (ex.: gravidade modificada, matéria escura quente ou energia escura precoce) podem deslocar ou atenuar as características BAO. Até agora, o modelo padrão ΛCDM com matéria escura fria é o que melhor se ajusta aos dados. Observações futuras de alta precisão poderão detectar pequenas discrepâncias, caso nova física altere a expansão cósmica ou a formação de estruturas nos primeiros tempos.
6. BAO em Mapas de Intensidade de 21 cm
Além dos levantamentos ópticos/IV das galáxias, surge um novo método – mapas de intensidade de 21 cm, que medem as flutuações da temperatura de brilho da radiação HI em grande escala, sem a necessidade de identificar galáxias individuais. Assim, é possível detectar sinais de BAO em grandes volumes cósmicos, talvez até em redshifts elevados (z > 2). Futuras matrizes, como o CHIME, HIRAX ou SKA, poderão medir a expansão nos períodos iniciais de forma eficiente, refinando ainda mais ou revelando novos fenômenos da física cósmica.
7. Contexto Mais Amplo e Futuro
7.1 Restrições à Energia Escura
Ao medir com precisão a escala BAO em vários redshifts, os cosmólogos podem determinar DA(z) e H(z). Estes dados complementam perfeitamente as medições de brilho de supernovas, os resultados de KFS e a lente gravitacional. Todas estas medições permitem investigar a equação de estado da energia escura, para verificar se w = -1 (constante cosmológica) ou se existe uma possível variação w(z). Os dados atuais indicam que w ≈ -1 não varia mais do que os limites de erro permitem.
7.2 Correlações Cruzadas
Combinar medições BAO com outros dados – lente gravitacional fraca (KFS), correlações do fluxo da floresta de Lyα, catálogos de enxames – aumenta a precisão das medições e ajuda a eliminar degenerescências. Este método conjunto é crucial para reduzir erros sistemáticos a níveis subpercentuais, possivelmente esclarecendo a tensão de Hubble ou detectando uma pequena curvatura ou energia escura variável.
7.3 Perspetivas da Nova Geração
Levantamentos como o DESI, o Observatório Vera Rubin (talvez BAO fotométricos?), o Euclid e o Roman coletarão deslocamentos de dezenas de milhões de galáxias, medindo o sinal dos BAO com extrema precisão. Isso permitirá determinar distâncias com precisão de ~1% ou melhor até z ≈ 2. Desenvolvimentos futuros (por exemplo, estudos de 21 cm com o SKA) podem alcançar redshifts ainda maiores, preenchendo a “lacuna” entre o FMC (última dispersão) e o Universo atual. Os BAO continuarão a ser um método fundamental na cosmologia de precisão.
8. Conclusão
Oscilações acústicas bariônicas – as ondas sonoras primordiais no fluido fóton-barião – deixaram uma escala característica tanto no FMC quanto na distribuição das galáxias. Essa escala (~150 Mpc co-moving) atua como uma régua padrão para estudar a história da expansão cósmica, permitindo medições de distância altamente confiáveis. Inicialmente previstas pela física acústica simples do Big Bang, os BAO já foram observados de forma convincente em grandes levantamentos de galáxias e tornaram-se parte central da cosmologia de precisão.
Observações mostraram que os BAO complementam os dados das supernovas, refinando os parâmetros das densidades da energia escura, da matéria escura e da geometria do Universo. A relativa insensibilidade à escala torna os BAO um dos indicadores cosmológicos mais confiáveis para muitas fontes de erro sistemático. Com o avanço de novas pesquisas, abrangendo maiores redshifts e dados de qualidade superior, a análise dos BAO continuará a ser um método fundamental para testar se a energia escura é realmente constante ou se existem sinais de nova física nas medições das distâncias cósmicas. Assim, ao unir a física do Universo primordial e a distribuição das galáxias em épocas tardias, os BAO permanecem um excelente exemplo de como a história unificada do cosmos conecta as ondas sonoras primordiais à rede cósmica em grande escala observada após bilhões de anos.
Literatura e Leitura Adicional
- Eisenstein, D. J., et al. (2005). “Detecção do Pico Acústico de Bariões na Função de Correlação em Grande Escala das Galáxias Vermelhas Luminosas do SDSS.” The Astrophysical Journal, 633, 560–574.
- Cole, S., et al. (2005). “O levantamento 2dF Galaxy Redshift: análise do espectro de potência do conjunto final de dados e implicações cosmológicas.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 362, 505–534.
- Weinberg, D. H., et al. (2013). “Sondas observacionais da aceleração cósmica.” Physics Reports, 530, 87–255.
- Alam, S., et al. (2021). “Pesquisa Espectroscópica Estendida de Oscilações Acústicas de Bariões SDSS-IV concluída: Implicações cosmológicas de duas décadas de levantamentos espectroscópicos no Observatório Apache Point.” Physical Review D, 103, 083533.
- Addison, G. E., et al. (2023). “Medições BAO e a Tensão de Hubble.” arXiv preprint arXiv:2301.06613.