Halos da matéria escura: a base das galáxias
Linas JuozėnasPartilhar
Arco do Conhecimento · Universo · Capítulo 03 / Artigo 01
Halos de matéria escura Os alicerces das galáxias
Uma galáxia brilhante é apenas uma parte do sistema. O seu movimento, o ambiente envolvente e os percursos da luz que passa por ela revelam uma estrutura gravitacional muito maior.
Como estudamos aquilo que não conseguimos ver?
Imagine que mede a velocidade a que o gás se move em torno das regiões periféricas de uma galáxia espiral. Agora, estime a atração gravitacional das estrelas e do gás dessa galáxia. Em muitas galáxias, estes componentes comuns não conseguem explicar o movimento observado.
No modelo padrão da gravidade e da cosmologia, a explicação é uma concentração extensa de matéria escura. O halo liga a galáxia que podemos fotografar a um sistema maior, cuja massa tem de ser determinada indiretamente.
Para compreender esta relação, é preciso acompanhar duas questões em simultâneo: como é que o halo contribui para a formação de uma galáxia e que provas indicam que o halo existe?
O que é um halo de matéria escura?
O chamado halo de matéria escura é uma concentração de matéria escura ligada gravitacionalmente. Nas simulações, os halos das galáxias são frequentemente aproximadamente esféricos ou alongados ao longo de três eixos diferentes. A sua densidade costuma diminuir à medida que nos afastamos do centro, sem uma superfície rígida.
A matéria escura também se move pela região ocupada por estrelas e gás. O halo não é uma concha vazia à volta da galáxia. O sistema extenso de uma galáxia grande prolonga-se muito para além do disco brilhante, até à região ocupada por satélites e correntes estelares.
A natureza da matéria continua desconhecida. Não emite nem absorve luz da forma habitual na matéria comum, pelo que os astrónomos a detetam sobretudo através da gravidade. Estas provas e a procura de uma partícula específica são partes distintas do problema.[17]
Todas as galáxias têm um halo igual?
Não. Em algumas galáxias, as regiões observadas parecem ter uma quantidade invulgarmente pequena de matéria escura; NGC1052-DF2 é um exemplo em estudo. Estas medições têm de ser interpretadas tendo em conta as hipóteses sobre a distância e a dinâmica. Uma quantidade reduzida de matéria escura detetada numa região não prova que não exista em mais lado nenhum à volta do sistema.[16]
O chamado halo estelar e o halo de gás são componentes distintos, constituídos por matéria comum. Podem ocupar parte do mesmo espaço que o halo de matéria escura.
Como se forma um halo?
O Universo primordial era quase uniforme, mas as regiões ligeiramente mais densas atraíam com mais força. À medida que estas diferenças aumentavam, a matéria escura concentrava-se em estruturas gravitacionalmente ligadas. No modelo padrão ΛCDM, Λ representa a constante cosmológica associada à energia escura, e CDM significa matéria escura fria.
Aqui, a palavra fria significa que o movimento aleatório inicial das partículas não apagou as irregularidades de densidade em pequena escala necessárias à formação de galáxias. Descreve o comportamento dinâmico das partículas no Universo jovem, não a leitura atual de um termómetro.[3]
A gravidade concentra a matéria
As regiões mais densas podem ficar gravitacionalmente ligadas. A matéria move-se em órbitas num campo gravitacional variável.
Estruturas pequenas juntam-se a estruturas maiores
Os halos acumulam matéria difusa e incorporam outros halos. Algumas estruturas que caem permanecem como vestígios menores ligados gravitacionalmente.
As órbitas redistribuem energia
O sistema interno pode aproximar-se de um equilíbrio aproximado entre o movimento orbital e a gravidade vinculativa, enquanto as suas regiões periféricas continuam a crescer.
Este último processo está associado à virialização. Um halo estabilizado continua a ser uma população de partículas em movimento; o equilíbrio descreve o seu comportamento médio, não uma configuração imóvel.
Onde termina um halo e o que está incluído na massa indicada?
Uma convenção comum é R200c: o raio dentro do qual a densidade média é 200 vezes superior à densidade crítica do Universo nessa época. A designação correspondente, M200c, abrange toda a massa gravitacional dentro desse raio, geralmente dominada pela matéria escura.
À medida que o Universo evolui, o limiar varia. Por isso, o raio ou a massa indicados podem aumentar mesmo sem que surja matéria nova no sistema físico; este efeito de contabilização chama-se pseudo-evolução. As massas dos halos devem ser comparadas usando definições coerentes.[4]
Como se forma uma galáxia dentro de um halo?
O gás pode cair no campo gravitacional do halo, acelerar e, por vezes, aquecer em ondas de choque. Para se contrair em regiões densas onde se formam estrelas, tem de perder calor por radiação. Consoante a temperatura e a composição, os átomos, as moléculas e as interações que envolvem eletrões livres proporcionam diferentes mecanismos de arrefecimento.
O gás não precisa de perder momento angular antes de entrar no halo. O momento angular conservado – o movimento associado à rotação – ajuda-o a estabilizar-se num disco. Para chegar a uma região central muito pequena, é necessário redistribuir esse movimento.
Entretanto, a luz das estrelas, as suas explosões e os buracos negros ativos podem aquecer o gás ou empurrá-lo para o exterior. O feedback, o novo influxo e as fusões influenciam a quantidade de gás que se transforma em estrelas. A massa e a história do halo são importantes, mas não determinam de forma inequívoca a forma da galáxia.[2]
Tanto os halos mais pequenos como os muito maiores transformam normalmente uma proporção menor desta parte disponível em estrelas da sua galáxia central. Uma grande parte da matéria comum pode permanecer gasosa, ser expelida ou ser acrecionada de forma ineficiente. Nos grupos e enxames, as estrelas das galáxias satélite também têm de ser contabilizadas à parte.[5]
O que revela a curva de rotação?
A chamada curva de rotação representa a velocidade orbital em função da distância ao centro da galáxia. Os astrónomos estimam as velocidades a partir dos desvios Doppler da luz emitida pelo gás ou pelas estrelas, tendo em conta o ângulo de observação da galáxia.
Para lá de uma concentração compacta de massa, a velocidade orbital circular deveria diminuir com o aumento da distância. No entanto, em muitas galáxias espirais, as velocidades elevadas mantêm-se longe, até às regiões periféricas ricas em gás. O trabalho de Vera Rubin e de outros investigadores ajudou a estabelecer quão generalizado é este comportamento.[6]
Os modelos de massa reais incluem um disco estelar, uma concentração central, se existir, e o gás medido. As suas contribuições gravitacionais somam-se à contribuição do halo. A curva não tem de ser perfeitamente plana para indicar massa adicional, e a matéria comum pode dominar na região interna da galáxia.[7]
A equação simples subjacente ao argumento
vc2(r) = G M(<r) / r
Se a massa no interior deixar de aumentar, a velocidade diminui aproximadamente como 1/√r. Se a velocidade se mantiver constante num determinado intervalo de raios, a massa no interior cresce aproximadamente de forma proporcional a r. Os modelos reais de discos usam a geometria do disco.
O gráfico soma as contribuições dos quadrados das velocidades circulares: vtotal2 = vordinary2 + vhalo2. Não se podem simplesmente somar as próprias velocidades.
Ainda assim, é preciso cautela ao interpretar a curva. O resultado é afetado pela distância, pela inclinação, pelo movimento não circular e pela conversão da luz das estrelas em massa. Os dados de um intervalo limitado de raios restringem mais diretamente essa região do que o tamanho total do halo.[7]
De que outras formas podemos pesar a estrutura invisível?
A rotação é apenas uma forma de estudar a gravidade. Outros métodos usam estrelas com movimentos mais desordenados, gás quente ou luz de fundo. Cada um responde ao campo gravitacional total, pelo que é necessária informação adicional para separar os componentes.
| O que medimos | O que revela | O que é preciso ter em conta |
|---|---|---|
| Dispersão das velocidades estelares | A dispersão das velocidades estelares limita a massa no interior de uma galáxia anã ou elíptica. | A pertença ao sistema, a estrutura das órbitas e o facto de o sistema estar ou não próximo do equilíbrio.[8] |
| Lentes gravitacionais | A distorção das fontes de fundo revela a massa projetada entre nós e essas fontes. | Também contribuem as estrelas, o gás, a matéria escura e outras estruturas ao longo da linha de visão.[9] |
| Gás emissor de raios X | A densidade e a temperatura do gás ajudam a estimar a massa que mantém unido um grupo ou enxame. | Os modelos hidrostáticos assumem um equilíbrio de pressão aproximado; os movimentos coletivos e a turbulência podem distorcer a estimativa.[10] |
| Satélites e correntes estelares | As suas posições e movimentos limitam o campo gravitacional do halo difuso. | Os satélites massivos podem perturbar as correntes estelares, pelo que nem sempre é possível modelar isoladamente o halo que as contém.[11] |
O movimento das estrelas em muitas galáxias anãs ténues indica muito mais massa gravitacional do que a fornecida pelas suas estrelas. A estimativa mais fiável está muitas vezes relacionada com a massa na região onde se encontram as estrelas observadas, e não com uma medição detalhada do halo distante.[8]
Enxame da Bala
Neste sistema de enxames em colisão, o gás quente - o principal componente da matéria comum - abrandou devido às interações. Os principais aglomerados de massa inferidos por lentes estão deslocados em relação a este gás e mais próximos das galáxias.
Esta separação constitui uma forte evidência da existência de um componente de massa adicional, em grande parte sem colisões. O mapa de lentes fornece evidências sobre a gravidade e a distribuição da massa; não é uma deteção direta de uma partícula de matéria escura.[9]
O que há dentro de um halo?
Perfil de densidade
O perfil descreve como a densidade varia com a distância ao centro. Uma descrição de referência amplamente utilizada é o perfil Navarro–Frenk–White, ou NFW, obtido a partir de simulações de matéria escura sem colisões.
A densidade, calculada como média esférica, aumenta em direção ao centro e diminui mais acentuadamente a grandes raios. Dois parâmetros definem a escala da densidade e o raio em que o declive muda. É uma aproximação útil, não uma descrição exata de todos os halos reais.[12]
Estruturas mais pequenas no seu interior
O chamado subhalo é uma estrutura ligada mais pequena no interior de um halo maior, frequentemente um remanescente de um halo acretado que foi parcialmente desfeito. Alguns albergam galáxias satélite; outros podem ter poucas estrelas para serem detetados ou podem ter permanecido sem estrelas.[3]
O número de satélites varia entre galáxias hospedeiras que, nos restantes aspetos, são semelhantes. Levantamentos como o SAGA ajudam a medir esta variação e a estimar os objetos que uma determinada estratégia de observação não detetaria.[18]
Um olhar mais atento à equação NFW
ρ(r) = ρsx(1 + x)2 x = r/rs
Perto do centro, este modelo comporta-se aproximadamente como ρ ∝ 1/r; muito para além do raio de escala, comporta-se como ρ ∝ 1/r3. Estes limites matemáticos descrevem uma função de ajuste, não uma densidade infinita medida no centro de uma galáxia real.[12]
O gráfico de rotação anterior usa um perfil de halo diferente e simplificado para ilustrar um argumento orbital. Não se trata de um ajuste NFW.
Onde é que a imagem se torna menos clara?
A distribuição de massa central de algumas galáxias é mais plana do que prevê uma simulação simples de partículas sem colisões. Os investigadores também comparam o número de satélites observados e as densidades internas com os sub-halos simulados. Estas verificações têm de ter em conta os efeitos da matéria comum e as limitações das observações.[3]
Feedback estelar
Fluxos de saída de gás rápidos e repetidos podem alterar o campo gravitacional e transferir energia para as órbitas da matéria escura. Em condições adequadas, o pico de densidade central torna-se um núcleo mais plano. A interação ocorre através da gravidade.[13]
Matéria escura com interações
Partículas de matéria escura que se dispersam umas nas outras podem redistribuir energia no interior de um halo. Podem formar-se núcleos, mas o resultado depende da intensidade da interação, da matéria circundante e da história; alguns sistemas podem, mais tarde, desenvolver centros mais densos.[14]
Matéria escura morna
Velocidades iniciais mais elevadas das partículas podem atenuar algumas irregularidades de densidade em pequena escala antes de estas colapsarem. Isto altera a população de halos pequenos e tem de continuar a ser compatível com observações em várias escalas.[3]
A designação «satélites em falta» não significa que deva existir uma galáxia brilhante em cada sub-halo previsto. A comparação tem de considerar se alguma vez se formaram estrelas num halo pequeno e se essas estrelas poderiam ser detetadas. A concordância com uma única estatística também não resolve todas as questões sobre os centros dos halos ou as populações de satélites.
Dever-se-á alterar a própria gravidade?
A dinâmica newtoniana modificada, ou MOND, descreve regularidades marcantes na dinâmica das galáxias em baixas acelerações. Estas relações são provas importantes que qualquer explicação bem-sucedida deve esclarecer.
Estender esta abordagem aos enxames, à lente gravitacional e à expansão e estrutura do Universo exige uma teoria relativista mais abrangente e, em algumas formulações, componentes invisíveis adicionais. O ΛCDM continua a ser o modelo padrão porque explica uma vasta combinação de observações; o seu sucesso ainda não revela a natureza da matéria escura.[15]
O que proporcionaria uma imagem mais clara?
Um modelo de halo mais robusto deve explicar mais do que uma curva de rotação. Deve também explicar a lente gravitacional, as populações de satélites, os fluxos estelares e as diferenças destas propriedades entre galáxias.
Encontrar sistemas ténues
Observações mais profundas e levantamentos de galáxias com muitos satélites melhoram a contagem de satélites. Ao determinar quais os objetos que o levantamento não detetaria, estas contagens tornam-se testes úteis da formação dos halos.[18]
Procurar a própria matéria
As experiências de laboratório e de física de partículas procuram indícios de novas partículas ou interações. Um resultado convincente teria de relacionar a candidata detetada com a abundância e o comportamento da matéria escura no Universo.[17]
As simulações ajudam a relacionar estas linhas de investigação, acompanhando a matéria escura juntamente com os gases, as estrelas e o feedback. Comparar diferentes pressupostos físicos com as mesmas observações ajuda a determinar quais as explicações que podem ser distinguidas e onde seriam mais importantes medições mais precisas.
A luz de uma galáxia revela apenas parte da sua estrutura.
Os halos de matéria escura proporcionam o ambiente gravitacional mais amplo onde a maioria das galáxias evolui. O arrefecimento dos gases, a rotação, a formação estelar e os encontros ajudam então a determinar aquilo que se torna visível.
O próximo artigo aborda a classificação das galáxias: como descrevemos galáxias espirais, elípticas, lenticulares e irregulares, e até que ponto o seu aspeto nos pode dizer algo sobre o passado.
Fontes e bibliografia complementar
Artigos científicos e revisões que fundamentam as medições e os modelos aqui abordados. As ilustrações são conceptuais; as curvas de rotação são calculadas com base num modelo simples e não são dados observacionais.
- Colaboração Planck (2020) — Resultados do Planck 2018 VI: parâmetros cosmológicosDensidades cosmológicas médias de matéria comum e matéria escura fria no modelo cosmológico padrão.
- Somerville & Davé (2015) — Modelos físicos de formação de galáxias num contexto cosmológicoAcreção de gás, arrefecimento, formação estelar, retroação e relação entre galáxias e halos.
- Bullock & Boylan-Kolchin (2017) — Desafios ao paradigma ΛCDM em pequenas escalasMatéria escura fria, agrupamento de halos, estruturas internas e testes em pequenas escalas.
- Diemer, More & Kravtsov (2013) — A pseudo-evolução da massa dos halosComo um limiar de densidade variável afeta os raios e as massas atribuídos aos halos.
- Moster, Naab & White (2013) — Histórias de formação estelar e acreção galácticas através da associação de galáxias a halos de matéria escuraEficiência, dependente da massa, da conversão da fração de bariões disponível em estrelas.
- Sofue & Rubin (2001) — Curvas de rotação de galáxias espiraisComo as velocidades orbitais revelam a distribuição da massa gravitante.
- Lelli, McGaugh & Schombert (2016) — SPARC: modelos de massa para 175 galáxias de disco com fotometria Spitzer e curvas de rotação precisasCurvas de rotação observadas e contributos previstos das estrelas e do gás.
- Wolf et al. (2010) — Massas precisas para galáxias suportadas pela dispersãoUtilização do movimento das estrelas para determinar a massa no interior de galáxias ténues.
- Clowe et al. (2006) — Uma prova empírica direta da existência de matéria escuraA separação entre o gás quente e a massa determinada por lente gravitacional no Enxame da Bala.
- Pearce et al. (2020) — Estimativas hidrostáticas da massa de enxames de galáxias massivosPressupostos e possíveis desvios sistemáticos na estimativa da massa a partir do gás quente do enxame.
- Erkal et al. (2019) — A massa total da Grande Nuvem de Magalhães a partir da sua perturbação da corrente de OrphanComo uma corrente estelar reage à Via Láctea e a um satélite massivo.
- Navarro, Frenk & White (1997) — Um perfil de densidade universal resultante do agrupamento hierárquicoO perfil de densidade NFW como descrição de referência obtida a partir de simulações de partículas não colisionais.
- Pontzen & Governato (2012) — Como o feedback das supernovas transforma cúspides de matéria escura em núcleosO mecanismo pelo qual a distribuição variável do gás altera as órbitas da matéria escura.
- Tulin & Yu (2018) — Interações da matéria escura consigo própria e estrutura em pequena escalaComo a dispersão entre partículas de matéria escura poderia alterar os centros dos halos.
- Famaey & Durakovic (2025) — Dinâmica newtoniana modificada (MOND)Dinâmica das galáxias a baixas acelerações e desafios mais amplos às explicações da gravidade modificada.
- Shen et al. (2021) — A Tip of the Red Giant Branch Distance to the Dark Matter Deficient Galaxy NGC1052-DF2Evidências relativas à distância que favorecem uma quantidade invulgarmente baixa de matéria escura na região medida de DF2.
- CERN — Matéria escuraA natureza desconhecida da matéria escura e a procura de evidências não gravitacionais.
- Mao et al. (2024) — The SAGA Survey III: A Census of 101 Satellite Systems around Milky Way-mass GalaxiesPopulações de satélites, completude dos levantamentos e diferenças entre sistemas galácticos.
Todos os artigos desta secção
- Halos de matéria escura: os alicerces das galáxias — está aqui
- Classificação de galáxias de Hubble: espirais, elípticas, irregulares
- Colisões e fusões: motores do crescimento das galáxias
- Enxames e superenxames de galáxias
- Braços espirais e galáxias barradas
- Galáxias elípticas: formação e propriedades
- Galáxias irregulares: caos e surtos de formação estelar
- Percursos evolutivos: evolução interna lenta e impacto das fusões
- Núcleos galácticos ativos e quasares
- O futuro das galáxias: Milkomeda e além