A Formação das Galáxias
Matéria escura e formação de estrutura
O colapso gravitacional só passa a ter hipóteses de se iniciar e de ser bem sucedido a partir do desacoplamento entre matéria e radiação e, portanto, da libertação da radiação de fundo, porque a expansão do Universo se torna mais lenta e porque a radiação deixa de ser eficiente no seu efeito uniformizador. No entanto, o mecanismo depende do balanço entre as amplitudes das flutuações de matéria / energia relativamente à densidade média do Universo, da taxa de expansão, bem como da natureza das componentes materiais envolvidas no processo. Ora verifica-se que, se só existir matéria bariónica, o crescimento que os modelos prevêem para as sobredensidades não é suficientemente rápido para poder criar, desde a libertação da radiação cósmica de fundo, a estrutura de galáxias e agregados de galáxias que se observa. Nesta fase do processo a radiação já não desempenha um papel relevante, uma vez que não se conseguem agregar os fotões. O mecanismo de instabilidade gravitacional só pode ter êxito se existir alguma componente, para além da matéria bariónica, que estimule o colapso gravitacional, por um lado, amplificando as flutuações iniciais e, por outro lado, contribuindo para o seu crescimento.
Matéria Escura
As primeiras indicações da existência de formas de matéria que não conseguimos detectar através da recepção de radiação electromagnética (luz, ondas de rádio, etc.) datam da primeira metade do século XX. Zwicky, analisando a constituição de enxames de galáxias, encontrou indícios da existência de uma massa muito superior à que se descortinava. Na mesma época, Oort descobre que os movimentos oscilatórios transversais ao plano da nossa galáxia, das estrelas que estão deslocadas para fora desse plano, só podem ser explicados mediante a assunção de que a massa gravitacional do disco da Via Láctea é bastante superior àquela que se pensava existir a partir das estimativas baseadas na contagem das estrelas visíveis. No entanto, o argumento observacional realmente convincente sobre a existência de matéria escura diz respeito às curvas de rotação das galáxias.
De acordo com as leis da Mecânica Newtoniana, o estudo da rotação de uma massa na região exterior de uma galáxia (o seu halo) dá-nos conta da velocidade de translação de uma massa, m, numa galáxia a uma distância r do centro, depende somente de m, r e da massa M que se encontra dentro da esfera de raio r centrada no centro da galáxia. De facto, a velocidade de rotação depende da massa da galáxia, que é o que define a força centrípeta, de acordo com v2 = GM / r, onde G é a constante gravitacional de Newton.
Observações de nuvens de hidrogénio, com riscas espectrais que se vêem de perfil, permitiram obter as curvas que representam a velocidade de rotação em função da distância ao centro das galáxias. Os gráficos revelaram, que em vez de decaírem com a distância de acordo com o que a lei anterior vaticina, as curvas permanecem essencialmente planas até distâncias várias vezes superiores ao raio da galáxia obtido a partir da sua luminosidade. Para conciliar o resultado teórico com as observações torna-se necessário admitir que M varia com a distância, crescendo na proporção directa da distância ao centro Um facto sem sustentação observacional directa. A massa gravitacional total atribuída à galáxia e respectivo halo é portanto muito superior à que se deduz da luminosidade da galáxia e implica a a existência copiosa de matéria invisível ou escura. Note-se que estas inferências são consistentes com os argumentos, independentes delas, que decorrem da nucleossíntese primordial e da provável existência de uma fase inflacionária no Universo primitivo. A nucleossíntese dos elementos leves só é bem sucedida se a percentagem de matéria bariónica não ultrapassar 4% da densidade crítica e a inflação defende que o Universo é espacialmente plano, de modo que 96% do seu conteúdo é escuro.
Apesar dos detalhes precisos dependerem da identidade da matéria escura, em condições gerais, esperamos que a formação de galáxias se processe da maneira primeiramente proposta em 1978 por Simon White e Martin Rees da Universidade de Cambridge no Reino Unido. A instabilidade gravitacional que actua na matéria escura leva à formação de halos que autogravitam. Estes halos são distribuições esféricas de matéria com uma densidade máxima no seu centro. O gás inicialmente bem misturado com a matéria escura também participa no colapso e é aquecido por colisões até à temperatura da matéria escura.
Mesmo antes do colapso gravitacional, as torções gravitacionais exercidas pelos blocos vizinhos de matéria fornecem momento angular ao gás e à matéria escura, como proposto por Fred Hoyle, em Cambridge, em 1948. Isto significa que o colapso inicial vai resultar genericamente na formação de discos gasosos giratórios. Estes discos tornar-se-ão galáxias.
Antes disso, no entanto, o gás quente deve arrefecer. A taxa de arrefecimento depende da densidade e da temperatura do gás, e era mais eficiente quando o Universo era mais denso e, consequentemente, mais antigo. Assim que o disco esteja suportado centrifugamente, o material dentro dele começa a fragmentar-se e a formar estrelas. Nesta imagem simplificada, as componentes esféricas das galáxias só se podem formar por fusão de discos galácticos.
É importante referir que a matéria escura se comporta de forma muito diferente da matéria ordinária. Em particular, só interage com outra matéria pelo efeito da gravidade. Um dado adquirido é que partículas de matéria escura tendem a não colidir com outras partículas, sejam elas de matéria escura ou não. Esta propriedade, combinada com o facto de não emitir fotões, revela que a matéria escura não perde energia muito facilmente Uma consideração importante em modelos de formação de galáxias.
Hot Dark Matter Vs Cold Dark Matter
Tendo em conta a existência de matéria escura, a formação de estrutura pode então ocorrer de uma de duas maneiras extremas. Ou estabelecem-se primeiro grandes flutuações, com dimensões próximas das dos enxames de galáxias ou, ao invés, estabelecem-se flutuações com dimensões da ordem das galáxias que se agregam posteriormente em enxames de galáxias.
Hot Dark Matter
No primeiro caso, dito de «top-down», a predominância de flutuações de grande escala significa que algum mecanismo removeu as flutuações mais pequenas e sugere a existência de uma componente de matéria escura, leve e capaz de desempenhar um papel uniformizador nessas escalas, semelhante ao dos fotões antes do seu desacoplamento da matéria. Esta componente constituída por partículas leves, por exemplo, neutrinos com massas da ordem de 10 eV ou, genericamente, WIMPS (acrónimo de «weakly interacting massive particles»), diz-se quente. Fala-se então do modelo de «hot dark matter». Nos modelos dominados por neutrinos, as primeiras estruturas que se podem formar são planas, com a forma de panquecas e com massas comparáveis à massa crítica. Estes são objectos de uma escala de super-aglomerados e têm, de alguma forma, de se fragmentar para formar galáxias.
Simulações computacionais do modelo «top-down», levadas a cabo em Berkeley, em 1981 por Marc Davis, Simon White e Carlos Frenk mostraram que para obter o aglomerado de galáxias observado hoje em dia, estas só se podiam ter formado para redshifts de z ≤ 1. No entanto, sabe-se hoje que há uma larga população de galáxias com z entre 3 e 5. O que levou ao abandono do modelo.
Cold Dark Matter
No segundo caso, «bottom-up», supõe-se, ao invés do caso anterior, a existência de uma componente escura constituída por partículas relativamente massivas, com maior tendência a agregarem-se em pequenas escalas do que em grandes escalas. Como essas partículas não interagem de maneira detectável com a matéria bariónica são partículas «frias» que não contribuem para a pressão.
Este tipo de modelos diz-se de «cold dark matter». Nestes modelos, halos de massa-subgaláctica são os primeiros a colapsarem e a separarem-se da expansão do Universo. Estes halos crescem tanto por agregação gradual de pequenos blocos, como de forma mais acelerada por fusão com outros halos de tamanho similar.
A denominação «bottom-up» surge porque a formação de estrutura por este modelo é hierárquica Objectos pequenos formam-se primeiro e objectos maiores formam-se mais tarde. O espectro da flutuações de CDM especifica assim completamente a evolução dos halos de matéria escura, nos quais os bariões devem cair de modo a formarem galáxias. A propriedade mais importante do modelo de CDM é que as flutuações de pequena escala são preservadas em qualquer intervalo de tempo. Este modelo provou ter muito mais sucesso, conforme mostrado pelas simulações computacionais de Davis, Efstathiou, White e Frenk e é já visto como o «modelo padrão» da formação de estrutura.
Comparação dos dois tipos de matéria escura: "hot dark matter" e "cold dark matter".
- Hot Dark Matter (HDM)
- Cenários top-down requerem que a matéria escura seja constituída por partículas de alta velocidade e que interagem fracamente
um neutrino massivo é um bom candidato para uma partícula HDM. - Cold Dark Matter (CDM)
- Cenários bottom-up requerem que a matéria escura seja constituída por partículas de baixa velocidade e que interagem fortemente
note-se que nenhuma destas partículas é bariónica.
Há uma diferença fundamental no modo como se prevê que as galáxias se formaram entre os modelos de HDM e CDM. Se o Universo foi dominado por neutrinos massivos, as flutuações que continham uma massa menor do que uma certa massa crítica teriam desaparecido porque os neutrinos, que se movem a velocidades relativistas, podem escapar de regiões muito densas para regiões adjacentes de menor densidade. No caso de CDM, por outro lado, esse efeito não é importante e as flutuações de densidade persistem em todas as escalas.
