Matéria escura

Matéria escura é uma forma hipotética de matéria considerada responsável por aproximadamente 85% da matéria no universo. A matéria escura é chamada de "escura" porque não parece interagir com o campo eletromagnético, o que significa que não absorve, reflete ou emite radiação eletromagnética e, portanto, é difícil de detectar. Várias observações astrofísicas - incluindo efeitos gravitacionais que não podem ser explicados pelas teorias da gravidade atualmente aceitas, a menos que haja mais matéria presente do que pode ser vista - implicam na presença de matéria escura. Por esse motivo, a maioria dos especialistas acredita que a matéria escura é abundante no universo e teve forte influência em sua estrutura e evolução.

A principal evidência da matéria escura vem de cálculos que mostram que muitas galáxias se comportariam de maneira bastante diferente se não contivessem uma grande quantidade de matéria invisível. Algumas galáxias não teriam se formado e outras não se moveriam como atualmente. Outras linhas de evidência incluem observações em lentes gravitacionais e fundo cósmico de micro-ondas, juntamente com observações astronômicas da estrutura atual do universo observável, a formação e evolução de galáxias, localização de massa durante colisões galácticas e o movimento de galáxias dentro da galáxia. clusters. No modelo padrão de cosmologia Lambda-CDM, o conteúdo total de massa-energia do universo contém 5% de matéria comum, 26,8% de matéria escura e 68,2% de uma forma de energia conhecida como energia escura. Assim, a matéria escura constitui 85% da massa total, enquanto a energia escura e a matéria escura constituem 95% do conteúdo total de massa-energia.

Como ninguém observou diretamente a matéria escura ainda - supondo que ela exista - ela mal deve interagir com a matéria bariônica comum e a radiação, exceto por meio da gravidade. Acredita-se que a matéria escura seja não bariônica; pode ser composto de algumas partículas subatômicas ainda não descobertas. O principal candidato para a matéria escura é algum novo tipo de partícula elementar que ainda não foi descoberto, particularmente partículas massivas de interação fraca (WIMPs). Muitos experimentos para detectar e estudar partículas de matéria escura diretamente estão sendo realizados ativamente, mas nenhum ainda teve sucesso. A matéria escura é classificada como "fria" "quente" ou "quente" de acordo com sua velocidade (mais precisamente, sua duração de streaming livre). Os modelos atuais favorecem um cenário de matéria escura fria, em que as estruturas surgem pelo acúmulo gradual de partículas.

Embora a comunidade científica geralmente aceite a existência da matéria escura, alguns astrofísicos, intrigados com observações específicas que não são bem explicadas pela matéria escura comum, defendem várias modificações nas leis padrão da relatividade geral. Isso inclui dinâmica newtoniana modificada, gravidade tensor-vetor-escalar ou gravidade entrópica. Esses modelos tentam explicar todas as observações sem invocar matéria suplementar não bariônica.

História

História inicial

A hipótese da matéria escura tem uma história elaborada. Nos apêndices do livro 'Baltimore palestras sobre dinâmica molecular e a teoria ondulatória da luz' onde o texto principal foi baseado em uma série de palestras dadas em 1884, Lord Kelvin discutiu o número potencial de estrelas ao redor do sol a partir da dispersão de velocidade observada das estrelas perto do sol, assumindo que o sol tinha 20 a 100 milhões de anos. Ele propôs o que aconteceria se houvesse um bilhão de estrelas dentro de 1 quilo-parsec do sol (a qual distância sua paralaxe seria de 1 mili-arcsec). Lord Kelvin concluiu que "muitos dos nossos supostos bilhões de estrelas, talvez a grande maioria delas, podem ser corpos escuros". Em 1906, Henri Poincaré em "A Via Láctea e a Teoria dos Gases" usou o termo francês matière obscura ("matéria escura") ao discutir Kelvin' trabalho. Ele descobriu que a quantidade de matéria escura precisaria ser menor que a de matéria visível.

O segundo a sugerir a existência de matéria escura usando velocidades estelares foi o astrônomo holandês Jacobus Kapteyn em 1922. Uma publicação de 1930 aponta para o sueco Knut Lundmark sendo o primeiro a perceber que o universo deve conter muito mais massa do que podemos observar. O holandês e pioneiro da radioastronomia Jan Oort também levantou a hipótese da existência de matéria escura em 1932. Oort estava estudando movimentos estelares na vizinhança galáctica local e descobriu que a massa no plano galáctico deve ser maior do que o que foi observado, mas essa medição foi posteriormente determinada como estar errado.

Em 1933, o astrofísico suíço Fritz Zwicky, que estudou aglomerados de galáxias enquanto trabalhava no Instituto de Tecnologia da Califórnia, fez uma inferência semelhante. Zwicky aplicou o teorema virial ao Coma Cluster e obteve evidências de massa invisível que chamou de dunkle Materie ('matéria escura'). Zwicky estimou sua massa com base nos movimentos das galáxias perto de sua borda e comparou com uma estimativa baseada em seu brilho e número de galáxias. Ele estimou que o aglomerado tinha cerca de 400 vezes mais massa do que era observável visualmente. O efeito da gravidade das galáxias visíveis era muito pequeno para órbitas tão rápidas, portanto a massa deve estar escondida da vista. Com base nessas conclusões, Zwicky inferiu que alguma matéria invisível forneceu a massa e a atração gravitacional associada para manter o aglomerado unido. As estimativas de Zwicky estavam erradas em mais de uma ordem de grandeza, principalmente devido a um valor obsoleto da constante de Hubble; o mesmo cálculo hoje mostra uma fração menor, usando valores maiores para massa luminosa. No entanto, Zwicky concluiu corretamente de seu cálculo que a maior parte da questão era obscura.

Outras indicações de anomalias na relação massa-luz vieram de medições de curvas de rotação de galáxias. Em 1939, Horace W. Babcock relatou a curva de rotação para a nebulosa de Andrômeda (conhecida agora como Galáxia de Andrômeda), que sugeria que a relação massa-luminosidade aumenta radialmente. Ele atribuiu isso à absorção de luz dentro da galáxia ou à dinâmica modificada nas porções externas da espiral e não à matéria que havia descoberto. Seguindo o relatório de Babcock de 1939 de rotação inesperadamente rápida nos arredores da galáxia de Andrômeda e uma relação massa-luz de 50; em 1940, Jan Oort descobriu e escreveu sobre o grande halo não visível de NGC 3115.

Década de 1960

As primeiras observações de radioastronomia, realizadas por Seth Shostak, mais tarde astrônomo sênior do Instituto SETI, mostraram meia dúzia de galáxias girando muito rápido em suas regiões externas - apontando para a existência de matéria escura como um meio de criar a atração gravitacional necessária para manter as estrelas em suas órbitas.

Década de 1970

O trabalho de Vera Rubin, Kent Ford e Ken Freeman nas décadas de 1960 e 1970 forneceu mais evidências fortes, também usando curvas de rotação de galáxias. Rubin e Ford trabalharam com um novo espectrógrafo para medir a curva de velocidade das galáxias espirais com maior precisão. Este resultado foi confirmado em 1978. Um artigo influente apresentou os resultados de Rubin e Ford em 1980. Eles mostraram que a maioria das galáxias deve conter cerca de seis vezes mais escuridão do que massa visível; assim, por volta de 1980, a aparente necessidade de matéria escura foi amplamente reconhecida como um grande problema não resolvido na astronomia.

Ao mesmo tempo em que Rubin e Ford exploravam as curvas de rotação óptica, os radioastrônomos usavam novos radiotelescópios para mapear a linha de 21 cm do hidrogênio atômico nas galáxias próximas. A distribuição radial do hidrogênio atômico interestelar (H-I) geralmente se estende a raios galácticos muito maiores do que aqueles acessíveis por estudos ópticos, estendendo a amostragem de curvas de rotação – e, portanto, da distribuição total de massa – para um novo regime dinâmico. O mapeamento inicial de Andrômeda com o telescópio de 300 pés em Green Bank e o prato de 250 pés em Jodrell Bank já mostrou que a curva de rotação H-I não traçou o declínio Kepleriano esperado. À medida que receptores mais sensíveis se tornaram disponíveis, Morton Roberts e Robert Whitehurst foram capazes de rastrear a velocidade de rotação de Andrômeda em 30 kpc, muito além das medições ópticas. Ilustrando a vantagem de traçar o disco de gás em grandes raios, a Figura 16 desse documento combina os dados ópticos (o agrupamento de pontos em raios de menos de 15 kpc com um único ponto mais distante) com os dados H-I entre 20–30 kpc, exibindo o achatamento da curva de rotação da galáxia externa; a curva sólida que atinge o centro é a densidade da superfície óptica, enquanto a outra curva mostra a massa cumulativa, ainda subindo linearmente na medição mais externa. Paralelamente, estava sendo desenvolvido o uso de arranjos interferométricos para espectroscopia H-I extragaláctica. Em 1972, David Rogstad e Seth Shostak publicaram curvas de rotação H-I de cinco espirais mapeadas com o interferômetro Owens Valley; as curvas de rotação de todos os cinco eram muito planas, sugerindo valores muito grandes de relação massa-luz nas partes externas de seus discos H-I estendidos.

1980

Um fluxo de observações na década de 1980 apoiou a presença de matéria escura, incluindo lentes gravitacionais de objetos de fundo por aglomerados de galáxias, a distribuição de temperatura de gás quente em galáxias e aglomerados e o padrão de anisotropias no fundo cósmico de micro-ondas. De acordo com o consenso entre os cosmólogos, a matéria escura é composta principalmente por um tipo de partícula subatômica ainda não caracterizada. A busca por essa partícula, por diversos meios, é um dos maiores esforços da física de partículas.

Definição técnica

Na cosmologia padrão, matéria é qualquer coisa cuja densidade de energia escala com o cubo inverso do fator de escala, ou seja, ρ ∝ a ⁻³. Isso está em contraste com a radiação, que escala como a quarta potência inversa do fator de escala ρ ∝ a⁻⁴, e uma constante cosmológica, que é independente de a. Os diferentes fatores de escala para matéria e radiação são uma consequência do desvio para o vermelho da radiação: por exemplo, depois de dobrar gradualmente o diâmetro do Universo observável via expansão cósmica na Relatividade Geral, a foi duplicado. A energia da radiação cósmica de fundo caiu pela metade (porque o comprimento de onda de cada fóton dobrou); a energia das partículas ultra-relativísticas, como os neutrinos do modelo padrão da era inicial, é igualmente reduzida pela metade. (No entanto, na era cósmica moderna, esse campo de neutrinos esfriou e passou a se comportar mais como matéria e menos como radiação.) A constante cosmológica, como propriedade intrínseca do espaço, tem uma densidade de energia constante, independentemente do volume considerado.

Em princípio, a "matéria escura" significa todos os componentes do universo que não são visíveis, mas ainda obedecem a ρ ∝ a⁻³. Na prática, o termo "matéria escura" é freqüentemente usado para significar apenas o componente não bariônico da matéria escura, ou seja, excluindo "bárions ausentes". O contexto geralmente indica qual significado é pretendido.

Evidências observacionais

Curvas de rotação da galáxia

Curva de rotação de uma galáxia espiral típica: previsto (A) e observado (B). A matéria escura pode explicar a aparência 'flat' da curva de velocidade para um grande raio.

Os braços das galáxias espirais giram em torno do centro galáctico. A densidade de massa luminosa de uma galáxia espiral diminui à medida que se vai do centro para a periferia. Se a massa luminosa fosse toda a matéria, então poderíamos modelar a galáxia como uma massa pontual no centro e testar massas orbitando em torno dela, semelhante ao Sistema Solar. A partir da Segunda Lei de Kepler, espera-se que as velocidades de rotação diminuam com a distância do centro, semelhante ao Sistema Solar. Isso não é observado. Em vez disso, a curva de rotação da galáxia permanece plana à medida que a distância do centro aumenta.

Se as leis de Kepler estiverem corretas, então a maneira óbvia de resolver essa discrepância é concluir que a distribuição de massa nas galáxias espirais não é semelhante à do Sistema Solar. Em particular, há muita matéria não luminosa (matéria escura) na periferia da galáxia.

Dispersões de velocidade

Estrelas em sistemas vinculados devem obedecer ao teorema do virial. O teorema, juntamente com a distribuição de velocidade medida, pode ser usado para medir a distribuição de massa em um sistema limitado, como galáxias elípticas ou aglomerados globulares. Com algumas exceções, as estimativas de dispersão de velocidade de galáxias elípticas não correspondem à dispersão de velocidade prevista da distribuição de massa observada, mesmo assumindo distribuições complicadas de órbitas estelares.

Assim como nas curvas de rotação das galáxias, a maneira óbvia de resolver a discrepância é postular a existência de matéria não luminosa.

Aglomerados de galáxias

Aglomerados de galáxias são particularmente importantes para estudos de matéria escura, pois suas massas podem ser estimadas de três maneiras independentes:

• Da dispersão em velocidades radiais das galáxias dentro de aglomerados
• De raios-X emitidos por gás quente nos aglomerados. Do espectro de energia e fluxo de raios X, a temperatura e a densidade do gás podem ser estimadas, dando assim a pressão; assumindo que o equilíbrio de pressão e gravidade determina o perfil de massa do cluster.
• Lente gravitacional (geralmente de galáxias mais distantes) pode medir massas de cluster sem depender de observações de dinâmica (por exemplo, velocidade).

Geralmente, esses três métodos concordam razoavelmente que a matéria escura supera a matéria visível em aproximadamente 5 para 1.

Lente gravitacional

Lentes gravitacionais fortes, como observado pelo Telescópio Espacial Hubble em Abell 1689, indicam a presença de matéria escura – ampliam a imagem para ver os arcos de lente.

Mapa de matéria escura para um patch de céu baseado na análise de lente gravitacional de uma pesquisa Kilo-Degree.

Uma das consequências da relatividade geral é que objetos massivos (como um aglomerado de galáxias) situados entre uma fonte mais distante (como um quasar) e um observador devem agir como uma lente para desviar a luz dessa fonte. Quanto mais massivo um objeto, mais lentes são observadas.

Lente forte é a distorção observada de galáxias de fundo em arcos quando sua luz passa por uma lente gravitacional. Foi observado em torno de muitos aglomerados distantes, incluindo Abell 1689. Medindo a geometria da distorção, a massa do aglomerado intermediário pode ser obtida. Nas dezenas de casos em que isso foi feito, as razões massa-luz obtidas correspondem às medidas dinâmicas de matéria escura dos aglomerados. A lente pode levar a várias cópias de uma imagem. Ao analisar a distribuição de múltiplas cópias de imagens, os cientistas conseguiram deduzir e mapear a distribuição da matéria escura ao redor do aglomerado de galáxias MACS J0416.1-2403.

As lentes gravitacionais fracas investigam distorções minúsculas de galáxias, usando análises estatísticas de vastos levantamentos de galáxias. Ao examinar a aparente deformação de cisalhamento das galáxias de fundo adjacentes, a distribuição média da matéria escura pode ser caracterizada. As proporções de massa para luz correspondem às densidades de matéria escura previstas por outras medições de estruturas em grande escala. A matéria escura não dobra a própria luz; massa (neste caso, a massa da matéria escura) dobra o espaço-tempo. A luz segue a curvatura do espaço-tempo, resultando no efeito de lente.

Em maio de 2021, um novo mapa detalhado da matéria escura foi revelado pela Dark Energy Survey Collaboration. Além disso, o mapa revelou estruturas filamentosas não descobertas anteriormente conectando galáxias, usando um método de aprendizado de máquina.

Fundo cósmico de micro-ondas

Embora tanto a matéria escura quanto a matéria comum sejam matéria, elas não se comportam da mesma maneira. Em particular, no início do universo, a matéria comum era ionizada e interagia fortemente com a radiação via espalhamento de Thomson. A matéria escura não interage diretamente com a radiação, mas afeta a radiação cósmica de fundo (CMB) por seu potencial gravitacional (principalmente em grandes escalas) e por seus efeitos na densidade e velocidade da matéria comum. Perturbações ordinárias e de matéria escura, portanto, evoluem de forma diferente com o tempo e deixam marcas diferentes na CMB.

A radiação cósmica de fundo está muito próxima de um corpo negro perfeito, mas contém anisotropias de temperatura muito pequenas de algumas partes em 100.000. Um mapa celeste de anisotropias pode ser decomposto em um espectro de potência angular, que contém uma série de picos acústicos com espaçamento quase igual, mas alturas diferentes. A série de picos pode ser prevista para qualquer conjunto assumido de parâmetros cosmológicos por códigos de computador modernos, como CMBFAST e CAMB, e a teoria correspondente aos dados, portanto, restringe os parâmetros cosmológicos. O primeiro pico mostra principalmente a densidade da matéria bariônica, enquanto o terceiro pico se relaciona principalmente com a densidade da matéria escura, medindo a densidade da matéria e a densidade dos átomos.

A anisotropia CMB foi descoberta pela primeira vez pelo COBE em 1992, embora tivesse uma resolução muito grosseira para detectar os picos acústicos. Após a descoberta do primeiro pico acústico pelo experimento BOOMERanG em balão em 2000, o espectro de potência foi observado com precisão pelo WMAP em 2003–2012 e ainda mais precisamente pela espaçonave Planck em 2013–2015. Os resultados suportam o modelo Lambda-CDM.

O espectro de potência angular CMB observado fornece evidências poderosas em apoio à matéria escura, pois sua estrutura precisa é bem ajustada pelo modelo Lambda-CDM, mas difícil de reproduzir com qualquer modelo concorrente, como a dinâmica newtoniana modificada (MOND).

Formação da estrutura

Mapa 3D da distribuição em grande escala da matéria escura, reconstruído a partir de medidas de lente gravitacional fraca com o Telescópio Espacial Hubble.

A formação da estrutura refere-se ao período após o Big Bang, quando as perturbações de densidade colapsaram para formar estrelas, galáxias e aglomerados. Antes da formação da estrutura, as soluções de Friedmann para a relatividade geral descrevem um universo homogêneo. Mais tarde, pequenas anisotropias gradualmente cresceram e condensaram o universo homogêneo em estrelas, galáxias e estruturas maiores. A matéria comum é afetada pela radiação, que é o elemento dominante do universo em tempos muito primitivos. Como resultado, suas perturbações de densidade são eliminadas e incapazes de se condensar na estrutura. Se houvesse apenas matéria comum no universo, não haveria tempo suficiente para as perturbações de densidade crescerem nas galáxias e aglomerados vistos atualmente.

A matéria escura fornece uma solução para este problema porque não é afetada pela radiação. Portanto, suas perturbações de densidade podem crescer primeiro. O potencial gravitacional resultante atua como um poço de potencial atraente para o colapso posterior da matéria comum, acelerando o processo de formação da estrutura.

Aglomerado de balas

Se a matéria escura não existe, então a próxima explicação mais provável deve ser que a relatividade geral – a teoria predominante da gravidade – está incorreta e deve ser modificada. O Bullet Cluster, resultado de uma recente colisão de dois aglomerados de galáxias, representa um desafio para as teorias da gravidade modificada porque seu centro de massa aparente está muito deslocado do centro de massa bariônico. Os modelos padrão de matéria escura podem facilmente explicar essa observação, mas a gravidade modificada tem muito mais dificuldade, especialmente porque a evidência observacional é independente do modelo.

Medições de distância de supernova tipo Ia

As supernovas do tipo Ia podem ser usadas como velas padrão para medir distâncias extragalácticas, que por sua vez podem ser usadas para medir a rapidez com que o universo se expandiu no passado. Os dados indicam que o universo está se expandindo a uma taxa acelerada, cuja causa é geralmente atribuída à energia escura. Como as observações indicam que o universo é quase plano, espera-se que a densidade total de energia de tudo no universo seja igual a 1 (Ω_tot ≈ 1). A densidade de energia escura medida é Ω_Λ ≈ 0,690; a densidade de energia da matéria comum (bariônica) observada é Ω_b ≈ 0,0482 e a densidade de energia da radiação é desprezível. Isso deixa um Ω_dm ≈ 0,258 ausente que, no entanto, se comporta como matéria (consulte a seção de definição técnica acima) - matéria escura.

Levantamentos do céu e oscilações acústicas bariônicas

As oscilações acústicas bariônicas (BAO) são flutuações na densidade da matéria bariônica visível (matéria normal) do universo em grandes escalas. Prevê-se que estes surjam no modelo Lambda-CDM devido a oscilações acústicas no fluido fóton-bárion do universo primitivo e podem ser observados no espectro de potência angular de fundo de micro-ondas cósmicas. Os BAOs estabelecem uma escala de comprimento preferida para bárions. Como a matéria escura e os bárions se agruparam após a recombinação, o efeito é muito mais fraco na distribuição de galáxias no universo próximo, mas é detectável como uma preferência sutil (≈1 por cento) por pares de galáxias separados por 147 Mpc, em comparação com aqueles separados por 130–160 Mpc. Esse recurso foi previsto teoricamente na década de 1990 e depois descoberto em 2005, em duas grandes pesquisas de redshift de galáxias, o Sloan Digital Sky Survey e o 2dF Galaxy Redshift Survey. A combinação das observações CMB com medições BAO de levantamentos de redshift de galáxias fornece uma estimativa precisa da constante de Hubble e da densidade média de matéria no Universo. Os resultados suportam o modelo Lambda-CDM.

Distorções do espaço para o vermelho

Pesquisas de desvio para o vermelho de grandes galáxias podem ser usadas para fazer um mapa tridimensional da distribuição da galáxia. Esses mapas estão levemente distorcidos porque as distâncias são estimadas a partir dos desvios para o vermelho observados; o redshift contém uma contribuição da chamada velocidade peculiar da galáxia, além do termo de expansão dominante do Hubble. Em média, os superaglomerados estão se expandindo mais lentamente do que a média cósmica devido à sua gravidade, enquanto os vazios estão se expandindo mais rápido que a média. Em um mapa de desvio para o vermelho, as galáxias na frente de um superaglomerado têm velocidades radiais em excesso em relação a ele e têm desvios para o vermelho ligeiramente maiores do que sua distância implicaria, enquanto as galáxias atrás do superaglomerado têm desvios para o vermelho ligeiramente baixos para sua distância. Esse efeito faz com que os superaglomerados pareçam esmagados na direção radial e, da mesma forma, os vazios são esticados. Suas posições angulares não são afetadas. Este efeito não é detectável para nenhuma estrutura, uma vez que a forma verdadeira não é conhecida, mas pode ser medido pela média de muitas estruturas. Foi previsto quantitativamente por Nick Kaiser em 1987 e medido pela primeira vez em 2001 pelo 2dF Galaxy Redshift Survey. Os resultados estão de acordo com o modelo Lambda-CDM.

Floresta Lyman-alpha

Na espectroscopia astronômica, a floresta Lyman-alpha é a soma das linhas de absorção decorrentes da transição Lyman-alpha do hidrogênio neutro nos espectros de galáxias distantes e quasares. As observações da floresta Lyman-alpha também podem restringir os modelos cosmológicos. Essas restrições concordam com as obtidas dos dados WMAP.

Classificações teóricas

Composição

Existem várias hipóteses sobre o que a matéria escura poderia consistir, conforme estabelecido na tabela abaixo.

Matéria escura pode se referir a qualquer substância que interage predominantemente via gravidade com matéria visível (por exemplo, estrelas e planetas). Portanto, em princípio, não precisa ser composto de um novo tipo de partícula fundamental, mas pode, pelo menos em parte, ser composto de matéria bariônica padrão, como prótons ou nêutrons.

Matéria bariônica

A maior parte da matéria comum familiar aos astrônomos, incluindo planetas, anãs marrons, anãs vermelhas, estrelas visíveis, anãs brancas, estrelas de nêutrons e buracos negros, é chamada de matéria bariônica (referindo-se aos bárions que dominam a massa da matéria mais comum). Buracos negros solitários, estrelas de nêutrons, anões queimados e outros objetos massivos que são difíceis de detectar são conhecidos coletivamente como MACHOs; alguns cientistas inicialmente esperavam que os MACHOs bariônicos pudessem explicar e explicar toda a matéria escura.

No entanto, várias linhas de evidência sugerem que a maior parte da matéria escura não é bariônica:

• Suficiente gás ou poeira difuso, bariônico seria visível quando retroiluminado por estrelas.
• A teoria da nucleossíntese do Big Bang prevê a abundância observada dos elementos químicos. Se houver mais baryons, então também deve haver mais hélio, lítio e elementos mais pesados sintetizados durante o Big Bang. O acordo com abundâncias observadas exige que a matéria bariônica componha entre 4 a 5% da densidade crítica do universo. Em contraste, a estrutura em larga escala e outras observações indicam que a densidade total da matéria é de cerca de 30% da densidade crítica.
• Pesquisas astronômicas para microlente gravitacional na Via Láctea encontradas no máximo apenas uma pequena fração da matéria escura pode estar em objetos escuros, compactos, convencionais (MACHOs, etc.); a faixa excluída de massas de objetos é da metade da massa da Terra até 30 massas solares, que cobre quase todos os candidatos plausíveis.
• Análise detalhada das pequenas irregularidades (anisotropias) no fundo cósmico do micro-ondas. Observações por WMAP e Planck indicam que cerca de cinco sextos da matéria total está em uma forma que interage significativamente com a matéria ordinária ou fótons apenas através de efeitos gravitacionais.

Matéria não bariônica

Os candidatos a matéria escura não bariônica são partículas hipotéticas, como axions, neutrinos estéreis, partículas massivas de interação fraca (WIMPs), partículas supersimétricas ou geons. Os três tipos de neutrinos já observados são de fato abundantes, escuros e matéria, mas como suas massas individuais – por mais incertas que sejam – são quase certamente muito pequenas, eles podem fornecer apenas uma pequena fração de matéria escura, devido aos limites derivados de estrutura em larga escala e galáxias com alto desvio para o vermelho.

Ao contrário da matéria bariônica, a matéria não bariônica não contribuiu para a formação dos elementos no início do universo (nucleossíntese do Big Bang) e, portanto, sua presença é revelada apenas por meio de seus efeitos gravitacionais ou lentes fracas. Além disso, se as partículas que o compõem forem supersimétricas, elas podem sofrer interações de aniquilação com elas mesmas, possivelmente resultando em subprodutos observáveis como raios gama e neutrinos (detecção indireta).

Agregação de matéria escura e objetos densos de matéria escura

Se a matéria escura é composta de partículas de interação fraca, então uma questão óbvia é se ela pode formar objetos equivalentes a planetas, estrelas ou buracos negros. Historicamente, a resposta tem sido não, por causa de dois fatores:

Falta um meio eficiente para perder energia

A matéria comum forma objetos densos porque tem inúmeras maneiras de perder energia. Perder energia seria essencial para a formação de objetos, porque uma partícula que ganha energia durante a compactação ou caindo "internamente" sob gravidade, e não pode perdê-la de outra forma, irá aquecer e aumentar a velocidade e o impulso. A matéria escura parece não ter meios para perder energia, simplesmente porque não é capaz de interagir fortemente de outras formas, exceto através da gravidade. O teorema virial sugere que tal partícula não permaneceria ligada ao objeto formando gradualmente – como o objeto começou a formar e compactar, as partículas de matéria escura dentro dele acelerariam e tendem a escapar.

Falta uma gama de interações necessárias para formar estruturas

A matéria ordinária interage de muitas maneiras diferentes, o que permite que a matéria forme estruturas mais complexas. Por exemplo, as estrelas formam através da gravidade, mas as partículas dentro delas interagem e podem emitir energia na forma de neutrinos e radiação eletromagnética através da fusão quando se tornam energéticas o suficiente. Os prótons e os neutrões podem se ligar através da interação forte e, em seguida, formar átomos com elétrons em grande parte através da interação eletromagnética. Não há evidências de que a matéria escura é capaz de uma grande variedade de interações, uma vez que parece apenas interagir através da gravidade (e possivelmente através de alguns meios não mais fortes do que a interação fraca, embora até que a matéria escura seja melhor compreendida, isso é apenas especulação).

Em 2015-2017, a ideia de que a matéria escura densa era composta de buracos negros primordiais voltou à tona após resultados de medições de ondas gravitacionais que detectaram a fusão de buracos negros de massa intermediária. Não se prevê que buracos negros com cerca de 30 massas solares se formem por colapso estelar (normalmente menos de 15 massas solares) ou pela fusão de buracos negros em centros galácticos (milhões ou bilhões de massas solares). Foi proposto que os buracos negros de massa intermediária que causaram a fusão detectada se formaram na fase inicial quente e densa do universo devido ao colapso de regiões mais densas. Uma pesquisa posterior de cerca de mil supernovas não detectou nenhum evento de lente gravitacional, quando cerca de oito seriam esperados se os buracos negros primordiais de massa intermediária acima de uma certa faixa de massa representassem a maioria da matéria escura.

A possibilidade de que os buracos negros primordiais do tamanho de átomos representem uma fração significativa da matéria escura foi descartada por medições de fluxos de pósitrons e elétrons fora da heliosfera do Sol pela espaçonave Voyager 1. Minúsculos buracos negros são teorizados para emitir radiação Hawking. No entanto, os fluxos detectados eram muito baixos e não tinham o espectro de energia esperado, sugerindo que os minúsculos buracos negros primordiais não são suficientemente difundidos para explicar a matéria escura. No entanto, pesquisas e teorias propondo contas de matéria escura densa para a matéria escura continuam a partir de 2018, incluindo abordagens para o resfriamento da matéria escura, e a questão permanece incerta. Em 2019, a falta de efeitos de microlente na observação de Andrômeda sugere que não existem pequenos buracos negros.

No entanto, ainda existe uma faixa de massa amplamente irrestrita menor do que aquela que pode ser limitada por observações de microlentes ópticas, onde os buracos negros primordiais podem ser responsáveis por toda a matéria escura.

Duração da transmissão gratuita

A matéria escura pode ser dividida em categorias fria, quente e quente. Essas categorias referem-se à velocidade, e não à temperatura real, indicando a que distância os objetos correspondentes se moveram devido a movimentos aleatórios no início do universo, antes de desacelerar devido à expansão cósmica - essa é uma distância importante chamada comprimento de fluxo livre (FSL). Flutuações primordiais de densidade menores que esse comprimento são eliminadas à medida que as partículas se espalham de regiões superdensas para regiões subdensas, enquanto flutuações maiores não são afetadas; portanto, este comprimento estabelece uma escala mínima para posterior formação da estrutura.

As categorias são definidas com relação ao tamanho de uma protogaláxia (um objeto que mais tarde evolui para uma galáxia anã): Partículas de matéria escura são classificadas como frias, quentes ou quentes de acordo com seu FSL; muito menor (frio), semelhante a (quente) ou muito maior (quente) que uma protogaláxia. Misturas dos itens acima também são possíveis: uma teoria de matéria escura mista era popular em meados da década de 1990, mas foi rejeitada após a descoberta da energia escura.

A matéria escura fria leva a uma formação de estrutura de baixo para cima com galáxias formando primeiro e aglomerados de galáxias em um estágio posterior, enquanto a matéria escura quente resultaria em um cenário de formação de cima para baixo com grandes agregações de matéria se formando no início, fragmentando-se posteriormente em galáxias separadas; o último é excluído por observações de galáxias com alto desvio para o vermelho.

Efeitos do espectro de flutuação

Essas categorias também correspondem aos efeitos do espectro de flutuação e ao intervalo após o Big Bang no qual cada tipo se tornou não relativístico. Davis et al. escreveu em 1985:

As partículas candidatas podem ser agrupadas em três categorias com base no seu efeito no espectro de flutuação (Bond et al. 1983). Se a matéria escura é composta de partículas de luz abundantes que permanecem relativistas até pouco antes da recombinação, então pode ser chamado de "quente". O melhor candidato para a matéria escura quente é um neutrino... Uma segunda possibilidade é que as partículas de matéria escura interajam mais fracamente do que os neutrinos, sejam menos abundantes, e tenham uma massa de ordem 1 keV. Tais partículas são denominadas "matéria escura quente", porque têm velocidades térmicas mais baixas do que neutrinos maciços... existem actualmente poucas partículas candidatas que se encaixam nesta descrição. Gravitinos e fotinos foram sugeridos (Pagels e Primack 1982; Bond, Szalay e Turner 1982)... Qualquer partícula que se tornou não-relativista muito cedo, e assim foram capazes de difundir uma distância negligível, são chamados de matéria escura "fria" (CDM). Há muitos candidatos para CDM incluindo partículas superssimétricas.

— Davis, Efstathiou, Frenk, & White (1985)

Definições alternativas

Outra linha divisória aproximada é a matéria escura quente que se tornou não relativística quando o universo tinha aproximadamente 1 ano e 1 milionésimo de seu tamanho atual e na era dominada pela radiação (fótons e neutrinos), com uma temperatura de fótons de 2,7 milhões Kelvins. A cosmologia física padrão dá o tamanho do horizonte de partículas como 2 c t (velocidade da luz multiplicada pelo tempo) na era dominada pela radiação, portanto, 2 anos-luz. Uma região desse tamanho se expandiria para 2 milhões de anos-luz hoje (ausência de formação de estrutura). O FSL real é aproximadamente 5 vezes o comprimento acima, uma vez que continua a crescer lentamente à medida que as velocidades das partículas diminuem inversamente com o fator de escala depois que elas se tornam não relativísticas. Neste exemplo, o FSL corresponderia a 10 milhões de anos-luz, ou 3 megaparsecs, hoje, em torno do tamanho que contém uma galáxia grande média.

A temperatura do fóton de 2,7 milhões K fornece uma energia típica do fóton de 250 elétron-volts, estabelecendo assim uma escala de massa típica para a matéria escura quente: partículas muito mais massivas do que isso, como WIMPs de massa GeV-TeV, se tornariam muito não relativísticas antes de um ano após o Big Bang e, portanto, têm FSLs muito menores que uma protogaláxia, tornando-os frios. Por outro lado, partículas muito mais leves, como neutrinos com massas de apenas alguns eV, têm FSLs muito maiores que uma protogaláxia, qualificando-as como quentes.

Matéria escura fria

A matéria escura fria oferece a explicação mais simples para a maioria das observações cosmológicas. É matéria escura composta por constituintes com um FSL muito menor do que uma protogaláxia. Este é o foco da pesquisa de matéria escura, já que a matéria escura quente não parece capaz de suportar a formação de galáxias ou aglomerados de galáxias, e a maioria dos candidatos a partículas desacelerou cedo.

Os constituintes da matéria escura fria são desconhecidos. As possibilidades variam de objetos grandes como MACHOs (como buracos negros e estrelas Preon) ou RAMBOs (como aglomerados de anãs marrons) a novas partículas como WIMPs e axions.

Estudos da nucleossíntese do Big Bang e lentes gravitacionais convenceram a maioria dos cosmólogos de que os MACHOs não podem constituir mais do que uma pequena fração da matéria escura. De acordo com A. Peter: "... os únicos candidatos à matéria escura realmente plausíveis são novas partículas."

O experimento DAMA/NaI de 1997 e seu sucessor DAMA/LIBRA em 2013 afirmaram detectar diretamente partículas de matéria escura passando pela Terra, mas muitos pesquisadores permanecem céticos, pois resultados negativos de experimentos semelhantes parecem incompatíveis com os resultados do DAMA.

Muitos modelos supersimétricos oferecem candidatos à matéria escura na forma da partícula supersimétrica mais leve (LSP) WIMPy. Separadamente, existem neutrinos estéreis pesados em extensões não supersimétricas do modelo padrão que explicam a pequena massa de neutrinos através do mecanismo de gangorra.

Matéria escura quente

A matéria escura quente compreende partículas com um FSL comparável ao tamanho de uma protogaláxia. As previsões baseadas na matéria escura quente são semelhantes às da matéria escura fria em grandes escalas, mas com menos perturbações de densidade em pequena escala. Isso reduz a abundância prevista de galáxias anãs e pode levar a uma menor densidade de matéria escura nas partes centrais de grandes galáxias. Alguns pesquisadores consideram isso um ajuste melhor para as observações. Um desafio para este modelo é a falta de candidatos a partículas com a massa necessária ≈ 300 eV a 3000 eV.

Nenhuma partícula conhecida pode ser categorizada como matéria escura quente. Um candidato postulado é o neutrino estéril: uma forma mais pesada e lenta de neutrino que não interage através da força fraca, ao contrário de outros neutrinos. Algumas teorias de gravidade modificadas, como a gravidade escalar-tensor-vetora, requerem um controle "quente" matéria escura para fazer suas equações funcionarem.

Matéria escura quente

A matéria escura quente consiste em partículas cujo FSL é muito maior que o tamanho de uma protogaláxia. O neutrino se qualifica como tal partícula. Eles foram descobertos independentemente, muito antes da caçada à matéria escura: foram postulados em 1930 e detectados em 1956. Neutrinos' a massa é menor que 10⁻⁶ a de um elétron. Os neutrinos interagem com a matéria normal apenas por meio da gravidade e da força fraca, tornando-os difíceis de detectar (a força fraca funciona apenas em uma pequena distância, portanto, um neutrino aciona um evento de força fraca apenas se atingir um núcleo de frente). Isso os torna "partículas delgadas de interação fraca" (WISPs), em oposição aos WIMPs.

Os três tipos conhecidos de neutrinos são elétron, muon e tau. Suas massas são ligeiramente diferentes. Os neutrinos oscilam entre os sabores à medida que se movem. É difícil determinar um limite superior exato na massa média coletiva dos três neutrinos (ou para qualquer um dos três individualmente). Por exemplo, se a massa média do neutrino fosse superior a 50 eV/c² (menos de 10⁻⁵ da massa de um elétron), o universo entraria em colapso. Os dados CMB e outros métodos indicam que sua massa média provavelmente não excede 0,3 eV/c². Assim, os neutrinos observados não podem explicar a matéria escura.

Como as flutuações de densidade do tamanho da galáxia são eliminadas pelo fluxo livre, a matéria escura quente implica que os primeiros objetos que podem se formar são enormes panquecas do tamanho de superaglomerados, que então se fragmentam em galáxias. Observações de campo profundo mostram, em vez disso, que as galáxias se formaram primeiro, seguidas por aglomerados e superaglomerados à medida que as galáxias se aglomeram.

Detecção de partículas de matéria escura

Se a matéria escura é composta de partículas subatômicas, então milhões, possivelmente bilhões, dessas partículas devem passar por cada centímetro quadrado da Terra a cada segundo. Muitos experimentos visam testar essa hipótese. Embora os WIMPs tenham sido os principais candidatos à pesquisa, os axions chamaram atenção renovada, com o Axion Dark Matter Experiment (ADMX) procurando por axions e muitos outros planejados no futuro. Outro candidato são as partículas pesadas do setor oculto, que só interagem com a matéria comum por meio da gravidade.

Esses experimentos podem ser divididos em duas classes: experimentos de detecção direta, que buscam o espalhamento de partículas de matéria escura de núcleos atômicos dentro de um detector; e detecção indireta, que procura os produtos de aniquilações ou decaimentos de partículas de matéria escura.

Detecção direta

Os experimentos de detecção direta visam observar recuos de baixa energia (normalmente alguns keVs) de núcleos induzidos por interações com partículas de matéria escura, que (em teoria) estão passando pela Terra. Após tal recuo, o núcleo emitirá energia na forma de luz cintilante ou fônons, ao passar por aparelhos de detecção sensíveis. Para fazer isso de forma eficaz, é crucial manter um fundo extremamente baixo, razão pela qual esses experimentos normalmente operam no subsolo, onde a interferência dos raios cósmicos é minimizada. Exemplos de laboratórios subterrâneos com experimentos de detecção direta incluem a mina Stawell, a mina Soudan, o laboratório subterrâneo SNOLAB em Sudbury, o Laboratório Nacional Gran Sasso, o Laboratório Subterrâneo de Canfranc, o Laboratório Subterrâneo de Boulby, o Laboratório Subterrâneo Profundo de Ciência e Engenharia e o Laboratório de Engenharia da China. Laboratório Subterrâneo de Jinping.

Esses experimentos usam principalmente tecnologias criogênicas ou de detecção de líquidos nobres. Os detectores criogênicos operando em temperaturas abaixo de 100 mK detectam o calor produzido quando uma partícula atinge um átomo em um absorvedor de cristal, como o germânio. Os detectores de líquidos nobres detectam a cintilação produzida por uma colisão de partículas em xenônio líquido ou argônio. Os experimentos com detectores criogênicos incluem: CDMS, CRESST, EDELWEISS, EURECA. Os experimentos com líquidos nobres incluem LZ, XENON, DEAP, ArDM, WARP, DarkSide, PandaX e LUX, o experimento Large Underground Xenon. Ambas as técnicas se concentram fortemente em sua capacidade de distinguir partículas de fundo (que predominantemente dispersam elétrons) de partículas de matéria escura (que dispersam núcleos). Outros experimentos incluem SIMPLE e PICASSO.

Atualmente, não há nenhuma reivindicação bem estabelecida de detecção de matéria escura a partir de um experimento de detecção direta, levando, em vez disso, a fortes limites superiores na seção transversal de massa e interação com núcleos de tais partículas de matéria escura. As colaborações experimentais DAMA/NaI e DAMA/LIBRA mais recentes detectaram uma modulação anual na taxa de eventos em seus detectores, que eles afirmam ser devido à matéria escura. Isso resulta da expectativa de que, à medida que a Terra orbita o Sol, a velocidade do detector em relação ao halo da matéria escura varia em uma pequena quantidade. Esta afirmação ainda não foi confirmada e está em contradição com os resultados negativos de outros experimentos, como LUX, SuperCDMS e XENON100.

Um caso especial de experimentos de detecção direta abrange aqueles com sensibilidade direcional. Esta é uma estratégia de busca baseada no movimento do Sistema Solar em torno do Centro Galáctico. Uma câmara de projeção de tempo de baixa pressão permite acessar informações sobre trilhas de recuo e restringir a cinemática do núcleo WIMP. Os WIMPs vindos da direção em que o Sol viaja (aproximadamente em direção a Cygnus) podem então ser separados do fundo, que deve ser isotrópico. Experimentos direcionais de matéria escura incluem DMTPC, DRIFT, Newage e MIMAC.

Detecção indireta

Colagem de seis colisões de cluster com mapas de matéria escura. Os clusters foram observados em um estudo de como a matéria escura em clusters de galáxias se comporta quando os clusters colidem.

Experimentos de detecção indireta procuram os produtos da auto-aniquilação ou decaimento de partículas de matéria escura no espaço sideral. Por exemplo, em regiões de alta densidade de matéria escura (por exemplo, o centro de nossa galáxia), duas partículas de matéria escura podem se aniquilar para produzir raios gama ou pares partícula-antipartícula do Modelo Padrão. Alternativamente, se uma partícula de matéria escura for instável, ela pode decair em partículas do Modelo Padrão (ou outras). Esses processos poderiam ser detectados indiretamente através de um excesso de raios gama, antiprótons ou pósitrons emanados de regiões de alta densidade em nossa galáxia ou outras. Uma grande dificuldade inerente a essas pesquisas é que várias fontes astrofísicas podem imitar o sinal esperado da matéria escura e, portanto, vários sinais provavelmente são necessários para uma descoberta conclusiva.

Algumas das partículas de matéria escura que passam pelo Sol ou pela Terra podem dispersar os átomos e perder energia. Assim, a matéria escura pode se acumular no centro desses corpos, aumentando a chance de colisão/aniquilação. Isso poderia produzir um sinal distinto na forma de neutrinos de alta energia. Tal sinal seria uma forte prova indireta da matéria escura WIMP. Telescópios de neutrinos de alta energia como AMANDA, IceCube e ANTARES estão procurando por esse sinal. A detecção de ondas gravitacionais pelo LIGO em setembro de 2015 abre a possibilidade de observar a matéria escura de uma nova maneira, principalmente se ela estiver na forma de buracos negros primordiais.

Muitas pesquisas experimentais foram realizadas para procurar tal emissão da aniquilação ou decaimento da matéria escura, exemplos dos quais se seguem. O Energetic Gamma Ray Experiment Telescope observou mais raios gama em 2008 do que o esperado da Via Láctea, mas os cientistas concluíram que isso provavelmente se devia a uma estimativa incorreta da sensibilidade do telescópio.

O Telescópio Espacial de Raios Gama Fermi está procurando por raios gama semelhantes. Em abril de 2012, uma análise dos dados anteriormente disponíveis de seu instrumento Large Area Telescope produziu evidências estatísticas de um sinal de 130 GeV na radiação gama proveniente do centro da Via Láctea. A aniquilação do WIMP foi vista como a explicação mais provável.

Em energias mais altas, os telescópios terrestres de raios gama estabeleceram limites para a aniquilação de matéria escura em galáxias anãs esferoidais e em aglomerados de galáxias.

O experimento PAMELA (lançado em 2006) detectou excesso de pósitrons. Eles podem ser da aniquilação da matéria escura ou dos pulsares. Não foram observados antiprótons em excesso.

Em 2013, os resultados do Espectrômetro Magnético Alpha na Estação Espacial Internacional indicaram excesso de raios cósmicos de alta energia que podem ser devidos à aniquilação da matéria escura.

Collider procura matéria escura

Uma abordagem alternativa para a detecção de partículas de matéria escura na natureza é produzi-las em laboratório. Experimentos com o Grande Colisor de Hádrons (LHC) podem ser capazes de detectar partículas de matéria escura produzidas em colisões dos feixes de prótons do LHC. Como uma partícula de matéria escura deve ter interações insignificantes com a matéria visível normal, ela pode ser detectada indiretamente como (grandes quantidades de) falta de energia e momento que escapam dos detectores, desde que outros produtos de colisão (não desprezíveis) sejam detectados. Restrições na matéria escura também existem no experimento LEP usando um princípio semelhante, mas sondando a interação de partículas de matéria escura com elétrons em vez de quarks. Qualquer descoberta de pesquisas de colisores deve ser corroborada por descobertas nos setores de detecção indireta ou direta para provar que a partícula descoberta é, de fato, matéria escura.

Hipóteses alternativas

Como a matéria escura ainda não foi identificada, muitas outras hipóteses surgiram com o objetivo de explicar os mesmos fenômenos observacionais sem introduzir um novo tipo desconhecido de matéria. O método mais comum é modificar a relatividade geral. A relatividade geral é bem testada em escalas do sistema solar, mas sua validade em escalas galácticas ou cosmológicas não foi bem comprovada. Uma modificação adequada na relatividade geral pode, em princípio, eliminar a necessidade de matéria escura. As teorias mais conhecidas desta classe são MOND e sua generalização relativística gravidade tensor-vetor-escalar (TeVeS), gravidade f(R), massa negativa, fluido escuro e gravidade entrópica. Teorias alternativas abundam.

Um problema com hipóteses alternativas é que a evidência observacional para a matéria escura vem de tantas abordagens independentes (veja a seção "evidência observacional" acima). Explicar qualquer observação individual é possível, mas explicar todas elas na ausência de matéria escura é muito difícil. No entanto, houve alguns sucessos dispersos para hipóteses alternativas, como um teste de lente gravitacional em gravidade entrópica em 2016 e uma medição em 2020 de um efeito MOND único.

A opinião predominante entre a maioria dos astrofísicos é que, embora as modificações na relatividade geral possam explicar parte da evidência observacional, provavelmente há dados suficientes para concluir que deve haver alguma forma de matéria escura presente no Universo.

Na cultura popular

A matéria escura aparece regularmente como um tópico em periódicos híbridos que cobrem tópicos científicos factuais e ficção científica, e a própria matéria escura tem sido referida como "o material da ficção científica". A menção da matéria escura é feita em obras de ficção. Nesses casos, geralmente são atribuídas propriedades físicas ou mágicas extraordinárias, tornando-se inconsistentes com as propriedades hipotéticas da matéria escura na física e na cosmologia. Por exemplo, a matéria escura serve como um dispositivo de enredo no episódio "Soft Light" de Arquivo X, de uma maneira que um crítico considerou dependente da ignorância do público. Uma substância inspirada na matéria escura conhecida como "Poeira" aparece com destaque na trilogia His Dark Materials de Philip Pullman, e seres feitos de matéria escura são antagonistas na sequência Xeelee de Stephen Baxter.

Mais amplamente, a frase "matéria escura" é usado metaforicamente para evocar o invisível ou invisível.

Galeria