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Massa e Luz no Universo - cienciamao.usp.br · discutindo as observações e teorias que indicam que a maior parte da massa no universo é ... maior que a massa de todos os bárions-

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    Massa e Luz no Universo

    Laerte Sodr Jr. (Departamento de Astronomia, IAG/USP)

    email: [email protected]

    OBS: texto originalmente publicado na Revista USP no.62 Introduo Vivemos um momento interessante na evoluo das teorias cosmolgicas. De fato, observaes astronmicas de vrias naturezas tm convergido para um modelo onde, em grandes escalas, o universo plano, isto , de curvatura nula, e dominado por energia escura (~70%) e matria escura (~30%). Aquela matria que conhecemos, constituida de prtons e neutrons, denominada matria barinica e acredita-se que sua abundncia seja quase 10 vezes menor que a de matria escura. No sabemos o que constitui nem a energia escura nem a matria escura. As primeiras indicaes da existncia de matria escura remontam aos anos 30 do sculo passado, quando estudos de movimentos de estrelas e galxias mostraram que a maior parte da massa no universo no estava na forma de estrelas. J as indicaes da energia escura so mais recentes, dos anos 90, quando observaes de supernovas (estrelas que explodem) distantes mostraram que elas estavam mais longe do que se esperaria pelo seu brilho, sugerindo que o universo estaria se acelerando. Naturalmente, a identificao da natureza tanto da matria escura quanto da energia escuras est entre os grandes desafios da cincia no sculo XXI. Aqui vou discutir apenas a matria escura; as evidncias e teorias sobre a energia escura so apresentadas em outras contribuies na Revista USP nmero 62. Aqui apresento, com um vis astronmico, uma viso geral sobre a matria escura, discutindo as observaes e teorias que indicam que a maior parte da massa no universo escura e de um tipo diverso do que constitui a matria que conhecemos. A matria escura detectvel por seus efeitos sobre a radiao e a matria barinica. Embora saibamos como, em grandes escalas, a luz emitida pelas galxias se distribui, com as galxias formando estruturas- pares, grupos, aglomerados- que constituem o tecido do universo nessas escalas enormes, a distribuio da matria escura muito mais elusiva. Ela se distribui como a luz ou no? Vou discutir como responder a esta questo contribui para esclarecer a natureza da matria escura. A seguir, mostro como a tcnica astrofsica de lentes gravitacionais em aglomerados de galxias pode ser til tanto para ajudar a determinar a natureza da matria escura como para estudar a estrutura e evoluo do universo em grandes escalas. Finalmente, apresento resultados de um estudo muito recente de aglomerados de galxias que mostram que, em grandes escalas, a luz segue a massa. Antes de prosseguir esclareo que h teorias sobre a matria escura muito diferentes das que vou considerar aqui, envolvendo, por exemplo, modificaes na fora gravitacional ou efeito de branas.

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    Pesando o universo Vou usar o parmetro de densidade, representado por , para quantificar alguns tipos de matria e energia no universo. Pela teoria da relatividade geral de Einstein, a forma do universo depende da quantidade total de matria e energia que ele contm. J sua evoluo depende tambm do tipo de matria e energia. Na teoria aparece uma certa quantidade, denominada densidade crtica. Se o universo tem uma densidade de matria mais energia igual densidade crtica ele tem curvatura nula; diz-se que ele plano. Se a densidade for maior que a crtica ele de curvatura positiva e se for menor de curvatura negativa. Uma forma conveniente de resumir isso tudo com o parmetro de densidade , que igual razo entre a densidade do universo e a densidade crtica. Assim, universos planos, de curvatura positiva e de curvatura negativa correspondem a igual a 1, maior que 1 e menor que 1, respectivamente. O parmetro de densidade corresponde soma das distintas formas de massa e energia que constituem o universo. Existe um desejo terico de que seja igual a 1, um universo plano, pois isto o que se espera se o universo tiver passado por uma fase de expanso muito forte logo aps o Big Bang. Esta fase, denominada inflao, invocada para explicar, por exemplo, porque em escalas muito grandes o universo to homogneo quanto se observa. As observaes recentes do cu na faixa de microondas pelo satlite WMAP (Bennett et al. 2003) indicam que = 1.02 0.02, que uma boa indicao de que o universo plano. Estas mesmas observaes indicam que a quantidade de energia escura v=0.73 0.04, a de matria escura m=0.27 0.04 e a de brions b = 0.044 0.004. A distribuio de galxias A imensa maioria da radiao visvel (isto , com frequncias dentro do estreito intervalo que o olho capaz de detectar) que existe no universo provm das estrelas. Aquelas que observamos no cu noturno, junto com centenas de bilhes de outras, formam uma imensa estrutura: a galxia que denominamos Via Lctea. Em escalas suficientemente grandes so sistemas estelares desse tipo- as galxias- que povoam o universo. As galxias tendem a se agrupar, devido natureza atrativa da gravitao. Assim, a Via Lctea possui vrias galxias satlites ans que a orbitam, como a Lua em torno da Terra. Nossa galxia, junto com seus satlites, forma um sistema binrio com a galxia de Andrmeda, com uma girando em torno da outra. Andrmeda um pouco maior que a Via Lctea e, como ela, possui seu sistema de satlites. Este conjunto com cerca de 30 galxias constitui nosso endereo no universo em grandes escalas e denominado Grupo Local. Uma grande parte das galxias luminosas se encontra em pares, como a Via Lctea e Andrmeda ; outras esto em grupos mais numerosos, com algumas dezenas de membros. Cerca de 10% esto em estruturas muito ricas, os aglomerados de galxias, com centenas a milhares de membros dentro de um volume parecido com o do Grupo Local. Grupos e aglomerados tambm se agrupam, formando estruturas muito maiores, at centenas de vezes maiores que o Grupo Local, denominados super-aglomerados de galxias. Por exemplo, o Grupo Local e mais algumas dezenas de outros formam parte da estrutura que

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    denominamos Super-Aglomerado Local, que tem em seu centro o aglomerado de Virgo, com umas 200 galxias brilhantes. A regio central dos aglomerados de galxias so as regies mais densas do universo em grandes escalas. Nos aglomerados mais ricos, num volume equivalente ao do Grupo Local encontram-se no 30, mas at alguns milhares de galxias. Estes aglomerados frequentemente possuem uma galxia gigante no centro, com um nmero de estrelas mais de 100 vezes maior que o da Via Lctea. essa grande concentrao de massa que possibilita que os aglomerados atuem como lentes gravitacionais poderosas. Evidncias da matria escura Num sistema estelar em equilbrio a velocidade tpica das estrelas tal que impede que o sistema se contraia devido atrao gravitacional entre seus componentes. Medindo-se velocidades e posies das estrelas, possvel estimar-se a massa total do sistema. Supondo que as galxias dos aglomerados de Virgo (o aglomerado mais prximo de ns) e de Coma (o aglomerado mais povoado do universo local) constitussem um sistema gravitacional em equilbrio, Fritz Zwicky, em 1933, encontrou que a massa destes aglomerados era umas 400 vezes maior que a que se poderia atribuir s estrelas que eles continham. Quando observamos as galxias no visvel, vemos a luz que vem das estrelas e de nuvens de gs aquecidas por estrelas jovens. Examinando-as em outros intervalos de frequncia, verificamos que galxias como a nossa contm grande quantidade de gs, difuso ou na forma de nuvens, constitudo principalmente de hidrognio. Parte do material est tambm na forma de gros de poeira, que contribuem para a absoro da luz. Aglomerados de galxias tm proporcionalmente muito mais gs. De fato, a maior parte da massa barinica nessas estruturas parece estar no meio intergalctico, como um gs quente emitindo raios-X. Num aglomerado de galxias tpico, a massa deste gs muito maior que a massa de estrelas. Porm, a massa que se estima para os aglomerados quase 10 vezes maior que a massa de todos os brions- em estrelas e no gs- que eles contm. As medidas em aglomerados so consistentes com as obtidas pelo WMAP, m = 0.27 e b = 0.044, para toda a matria e s para a matria barinica, respectivamente. Essa massa excedente a matria escura. Assim, embora a maior parte dos brions em aglomerados seja escura, no sentido de que no emite radiao visvel, no so eles que constituem o grosso da matria escura. A matria escura no detectada apenas em aglomerados, mas tambm nas galxias. Na verdade, foi estudando o movimento de estrelas prximas que, em 1932, o astrnomo Jan Oort encontrou a primeira evidncia da matria escura. A Via Lctea uma galxia espiral e, como tal, possui um disco de estrelas. Esse disco fino (sua espessura bem menor que o dimetro da galxia) e sua espessura depende do movimento das estrelas na direo perpendicular ao disco que, por sua vez, depende da massa do disco. Com este tipo de anlise, Oort concluiu que as estrelas eram responsveis por apenas 10% da massa necessria para explicar a estrutura vertical do disco de nossa galxia. Embora haja disputa quanto quantidade de matria escura na vizinhana solar, a observao da rotao do disco das galxias espirais apresentou uma nova e forte evidncia

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    da matria escura. No sistema solar, quanto mais distante um planeta est do Sol, mais devagar ele o orbita: isso denominado movimento kepleriano. Algo parecido era esperado no movimento de rotao das estrelas do disco em relao ao centro das galxias espirais. Verificou-se, porm, que, ao invs da rotao decrescer com a distncia ao centro, ela permanecia aproximadamente constante. Este resultado foi interpretado por Freeman, em 1970, como evidncia de que as galxias continham uma massa no detectada, com uma distribuio diferente da das estrelas. Imagina-se que as galxias estejam imersas em um halo esferoidal de matria escura, muito extenso. Se a massa desse halo crescer linearmente com o raio, espera-se que as curvas de rotao fiquem planas, como se observa. Espera-se, tambm, que as velocidades dos satlites das galxias sejam parecidas com a parte constante da curva de rotao. O estudo do movimento dos satlites da Via Lctea indica que o movimento no-kepleriano parece se estender a distncias de centenas de milhares de anos-luz, pois em distncias mais de 10 vezes maiores que o disco de nossa galxia, a velocidade tpica das galxias satlites parecida com a do Sol em torno do centro da Via Lctea. Assim, aparentemente as galxias so imensos esferides de matria escura, com as estrelas e outras formas de matria barinica residindo na regio central. Brions e no-brions Mas porqu essa matria escura no pode ser barinica? H duas razes para essa suposio: uma observacional e a outra terica. Em primeiro lugar, muito difcil imaginar como poderamos deixar de detectar a maioria da matria se ela possuisse as mesmas propriedades da matria que conhecemos. Por exemplo, a matria barinica pode tanto emitir quanto absorver radiao. A matria escura parece nem emitir nem absorver a luz, sendo detectvel apenas por seus efeitos gravitacionais. O progresso na tecnologia de detectores, que permitem a observao dos corpos celestes em frequncias muito maiores ou muito menores que as do visvel, e o uso de telescpios espaciais, que permitem a deteco de radiaes em frequncias que so absorvidas pela atmosfera, embora tenham ampliado extraordinariamente a capacidade e a profundidade da observao astronmica, falharam at agora em identificar o que constitui a matria escura. A outra razo pela qual se imagina que a matria escura seja no-barinica tem a ver com o modelo do Big Bang. Este modelo, que est no corao da cosmologia contempornea, tem-se demonstrado extremamente bem sucedido na explicao de vrias observaes fundamentais, como a expanso do universo, a radiao csmica de fundo e a abundncia dos elementos leves. exatamente este ltimo ponto que relevante para nossa discusso. Segundo o modelo do Big Bang, em seus primeiros momentos de vida o universo era extremamente denso e quente. Conforme ele se expandia sua densidade diminuia, ele se resfriava e sua constituio se modificava. Quando ele tinha por volta de alguns minutos de vida, a radiao tornou-se suficientemente fria para permitir que colises entre protons e neutrons pudessem formar ncleos de deutrio e helio. Reaes nucleares semelhantes ocorrem no interior do Sol. Antes disso a radiao era muito quente e impedia que esses brions (protons e neutrons) formassem um ncleo atmico estvel. Depois de uns 20 minutos a temperatura j muito fria, e as reaes nucleares no mais ocorrem. Esse fenmeno denominado nucleosntese primordial e marca a formao dos primeiros

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    ncleos atmicos, ou nucldeos, do universo. Aps a nucleosntese primordial os brions do universo esto na forma de ncleos de hidrognio, helio e traos de ltio. Os demais elementos encontrados hoje no universo seriam sintetizados muito mais tarde, no interior das estrelas. O que d credibilidade a este cenrio a concordncia entre suas previses tericas e as observaes. Uma previso bastante robusta dos clculos que durante a nucleosntese primordial aproximadamente 25% da massa barinica convertida em ncleos de helio. A abundncia medida hoje deve ser maior que isso, pois as estrelas sintetizam helio em seu interior e, durante sua evoluo, parte deste helio volta ao meio interestelar, enriquecendo as geraes futuras de estrelas que se formaro a partir desse gs. O estudo da abundncia do helio em galxias permite estimar sua abundncia primordial, aps se descontar o efeito da evoluo estelar. Obtm-se resultados inteiramente de acordo com as previses tericas. A nucleosntese primordial leva a previses no apenas sobre a abundncia do helio (tanto para o helio 4, mais abundante, quanto para outras espcies isotpicas) mas tambm sobre os outros nucldeos leves formados neste processo, como o deutrio e o ltio. E mais: a abundncia desses nucldeos depende da densidade total de brions. Assim, estimando-se o valor de suas abundncias primordiais podemos saber quantos brions existem no universo. As abundncias primordiais concordam com as observaes para b = 0.040 0.006 (Steigman 2004). As observaes da radiao csmica de fundo tambm pem vnculos sobre a abundncia de brions no universo. Como vimos, o universo era inicialmente muito quente. Aps os primeiros minutos ele contm ncleos dos elementos leves mencionados acima, mas no tomos, pois a temperatura da radiao ainda muito elevada. Apenas aps algumas centenas de milhares de anos a energia mdia da radiao cai abaixo do potencial de ionizao do hidrognio e os tomos desse elemento, o mais abundante do universo, podem se formar. Este evento chamado de poca da recombinao. A radiao csmica de fundo, detectada em frequncias de microondas, o remanescente da radiao muito quente dos primrdios do universo que se resfriou at a temperatura atual de 2.725 0.002 K devido expanso. Um ponto interessante que observando esta radiao estamos, na verdade, obtendo uma fotografia do universo na poca da recombinao pois, antes dela, o universo era opaco radiao, enquanto que, depois, ele fica essencialmente transparente. Essa radiao notavelmente uniforme, mas apresenta pequenas flutuaes, da ordem de 1 parte em 100 mil. Ocorre que essas flutuaes dependem da densidade de brions, e a anlise do padro dessas flutuaes, medidas pelo satlite WMAP, resulta em b=0.044 0.004, em excelente concordncia com o valor obtido no estudo da nucleosntese primordial. A natureza da matria escura Mas se a matria escura no constituda de brions, ela feita do qu? Os brions foram formados no comeo do Big Bang. A maioria deles foi aniquilada por suas anti-partculas e desapareceu. Os brions do universo atual foram os que sobreviveram esta aniquilao, que ocorreu nos primeiros instantes aps o Big Bang. O

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    mesmo ocorreu com outras partculas, e a matria escura pode, ento ser um remanescente extico dos momentos iniciais do universo. A observao da estrutura em grandes escalas pe vnculos sobre a natureza da matria escura. Em primeiro lugar, ela parece ser no-dissipativa, isto , no perde energia por emisso de radiao (ao menos significativamente): ela realmente escura. Uma razo para esta hiptese que a matria escura parece estar distribuda como um esferide e no como um disco. As galxias espirais possuem um disco porque as nuvens de gs a partir das quais elas se formaram, mesmo que tivessem originalmente uma distribuio esferoidal, colidiram entre si dissipando energia e, como o sistema todo girava, encontraram no disco uma configurao de equilbrio. Isso acontece porque estruturas barinicas so dissipativas, perdendo energia por radiao durante colises. A literatura tcnica apresenta muitos candidatos, frequentemente separados como matria escura quente ou fria, dependendo se as partculas se movem com velocidades prximas da luz ou muito menores. O neutrino uma partcula conhecida que, se possuir massa, teria as propriedades de matria escura quente. Partculas hipotticas, sugeridas pela fsica de partculas, so os candidatos mais discutidos para a matria escura fria. Exemplos: os neutralinos e os xions. Os primeiros teriam massa entre 50 e 500 vezes a do proton, enquanto a massa dos xions seria muitissimo menor. A evoluo da estrutura em grande escala depende tanto da quantidade como do tipo de matria escura. Simulaes em super-computadores permitem estudar, por exemplo, como o nmero e a riqueza dos aglomerados de galxias evolui com o tempo. Verifica-se que, dependendo do tipo de matria escura, o cenrio completamente diferente. Se a matria escura for quente (como seria o caso com neutrinos massivos) grupos e aglomerados se formam por fragmentao de super-aglomerados; galxias se formam por fragmentao dos grupos e aglomerados e assim por diante. No caso de matria escura fria o cenrio o oposto: as primeiras estruturas que se formaram tinham massas sub-galcticas e as estruturas- galxias, grupos e aglomerados- crescem por captura e fuso de estruturas menores. Este cenrio denominado hierrquico e o favorecido pelas observaes atuais. Por exemplo, um dos satlites da Via Lctea, a galxia an Sagitarius, est sendo destruida pelas foras de mar produzidas por nossa galxia e suas estrelas (e matria escura) sero incorporadas nossa galxia. As galxias gigantes que so encontradas no centro de aglomerados tambm crescem por canibalismo galctico. As simulaes numricas mostram um padro para a distribuio da matria escura em grandes escalas muito semelhante quele das galxias, com grupos, aglomerados e super-aglomerados achatados ou filamentares.

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    Figura 1. Resultados de simulaes numricas realizadas pelo consrcio Virgo (Jenkins et al., 1998) ilustrando a evoluo das grandes estruturas em 4 cosmologias diferentes. A observao da

    abundncia de aglomerados de galxias em funo do tempo (ou do redshift, z) permite testar os diferentes modelos cosmolgicos.

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    O confronto entre a teoria de formao de estruturas num universo dominado por matria escura e as observaes do universo em grandes escalas parece favorecer um cenrio de matria escura fria. Mas no sabemos muito mais do que isso. H, grosso modo, dois enfoques complementares para se procurar a resposta: a observao astronmica e a busca de deteco em laboratrio. De fato, h diversos experimentos em realizao ou em planejamento visando detectar as partculas da matria escura, e remeto o leitor interessado ao relatrio coordenado por Turner (2003). Aqui vou discutir como a abordagem astronmica pode ajudar na soluo deste problema. Como vimos, a matria escura fria tem sido muito bem sucedida para explicar as estruturas em grandes escalas, como as observadas na radiao csmica de fundo (milhares de milhes de anos-luz) e na distribuio espacial das galxias brilhantes (dezenas a centenas de milhes de anos-luz). Mas em escalas menores que alguns milhes de anos-luz este modelo enfrenta dificuldades. Por exemplo, a teoria prev que as galxias brilhantes deveriam ter um nmero de galxias satlite muito maior que o que se observa. Outro exemplo: as simulaes numricas mostram que a massa, tanto em galxias individuais como em aglomerados como um todo, deveria ser mais centralmente concentrada do que se observa. Mas estas simulaes consideram um modelo muito simples para as partculas da matria escura fria: elas s interagem entre si gravitacionalmente, pois supe-se que as outras interaes entre elas sejam muito fracas. Mas isso no precisa necessariamente ser assim, e, ento, pode-se atribuir outras propriedades s partculas de matria escura e verificar se com isso se resolve as dificuldades apontadas acima (e.g., Ostriker & Steinhardt 2003). Por exemplo, se a matria escura for repulsiva, pode-se evitar a formao de regies nucleares muito concentradas. Isso tambm ocorreria se a matria escura fosse auto-aniquilante e, em regies densas, colidisse e se aniquilasse emitindo radiao. Nesse caso, essa radiao poderia, eventualmente, ser detectada. Vrias outras caractersticas da matria escura podem ser consideradas e suas consequncias observacionais examinadas. Tal linha de pesquisa permitir por vnculos importantes sobre as propriedades da matria escura, mas seu sucesso vai depender de observaes com a qualidade necessria para permitir discriminar entre vrios modelos. A realizao desse programa requer determinaes precisas da distribuio de massa em vrias escalas. Mas isso no fcil. No caso dos aglomerados de galxias, durante muito tempo a nica tcnica disponvel aos astrnomos para determinar a massa dessas estruturas era o teorema do virial, a mesma utilizada por Zwicky. Supondo que as galxias esto em equilbrio gravitacional dentro do aglomerado, medidas de posies e velocidades permitem estimar a massa total do sistema. Contudo, se os aglomerados evoluem hierarquicamente, eles crescem capturando galxias e grupos de galxias e se fundindo com outros aglomerados. Isso de fato observado, e muitos aglomerados apresentam sub-estruturas que so provavelmente grupos recm-chegados. Assim, a hiptese de equilbrio no apropriada para muitos aglomerados, e as massas estimadas com a aplicao do teorema do virial podem estar super-estimadas. Vimos que, nos aglomerados, a maior parte da massa barinica no est em galxias, mas na forma de um gs quente e de baixa densidade que ocupa o espao entre as galxias. Devido sua temperatura este gs emite copiosamente em raios-X e, a partir dos anos 80, com o advento de telescpios espaciais com detectores sensveis a esta regio espectral, foi possivel mapear sua distribuio e suas propriedades em muitos aglomerados.

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    Ao contrrio das galxias, o gs sente mais rapidamente as variaes do potencial gravitacional e se acomoda a ele. Assim, a distribuio da matria escura pode ser determinada analisando-se a emisso de raios-X de um aglomerado. Embora este mtodo geralmente produza estimativas mais confiveis que as obtidas com o teorema do virial, em muitos casos se verifica que o gs est fora de equilbrio, apresentando, por exemplo, frentes de choque produzidas por grupos de galxias caindo sobre o aglomerado. Na verdade, um bom diagnstico sobre o estado de equilbrio de um aglomerado vem da comparao dos resultados obtidos com estes dois mtodos: se o aglomerado est em equilbrio, as massas calculadas concordam entre si. A grande vantagem da tcnica de lentes gravitacionais sobre as precedentes que ela permite a obteno de mapas de massa sem necessidade de assumir hipteses de equilbrio. Por essa razo, ela tem todas as condies de ter um papel especial nos estudos sobre a distribuio espacial da matria escura. Lentes gravitacionais Em 1916 Einstein publicou sua Teoria Geral da Relatividade, onde propunha tres testes para a teoria: o redshift gravitacional das linhas espectrais, a deflexo da luz das estrelas pelo Sol, e a precesso do perilio de Mercrio. A base das lentes gravitacionais o fenmeno da deflexo da luz. Um aspecto interessante desse fenmeno, para ns brasileiros, que sua primeira verificao ocorreu a partir da observao de um eclipse total do Sol em Sobral, no Cear, por uma equipe de astrnomos ingleses. Pela relatividade geral, uma concentrao de matria e energia, como o Sol, distorce o espao e o tempo em sua vizinhana. Uma consequncia disso que um raio de luz que passe perto do Sol vai sofrer uma deflexo em sua trajetria. Isso pode ser entendido com a mecnica newtoniana supondo que a luz seja constituda de partculas com massa que so defletidas porque sentem a atrao gravitacional do Sol. Mas o valor previsto para essa deflexo pela relatividade geral o dobro do esperado classicamente. Assim, em 1919, a Royal Astronomical Society organizou duas expedies, sob a coordenao de Arthur Eddington, para observar o eclipse e testar a relatividade geral. Uma das expedies, com o prprio Eddington, foi para a Ilha do Pncipe, no Atlntico, na altura da Guin Equatorial, enquanto que a outra veio para Sobral. Parece que o tempo estava bem melhor em Sobral que em Prncipe e foram as fotografias do eclipse obtidas no Cear que foram as determinantes para o veredicto. O anncio dos resultados em novembro de 1919, favorvel relatividade geral, deu a Einstein uma fama junto ao grande pblico que ele jamais tivera e que manteria pelo resto de sua vida. Mais tarde, em 1925, durante sua visita a nosso pas, ele escreveria: A questo que minha mente formulou foi respondida pelo radiante cu do Brasil (Tiomno Tolmasquim, 2003). Embora Einstein tivesse discutido a possibilidade das lentes gravitacionais, ele certamente no imaginou que elas se tornariam uma das ferramentas mais importantes para se sondar a constituio do universo. Zwicky, um dos descobridores da matria escura, foi tambm o primeiro a considerar a possibilidade de os objetos extragalcticos atuarem como lentes gravitacionais. Einstein e Eddington tinham verificado a possibilidade de ocorrncia de imagens mltiplas se duas estrelas estivessem muito alinhadas, mas foi Zwicky, em 1937, que mostrou que o efeito de lentes por galxias seria mais comum e que tambm

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    permitiria a observao de galxias muito distantes. Uma reviso geral do fenmeno de lentes gravitacionais apresentada em Mellier (1999). Considere um raio de luz vindo de uma estrela e uma outra na frente, quase exatamente alinhada com o observador ao longo da linha de visada. A luz vinda da estrela mais distante defletida e pode chegar ao observador por duas trajetrias diferentes, formando ento uma imagem dupla da fonte. Neste exemplo a lente uma estrela que, na prtica, possui uma imagem puntual. Se a lente for uma distribuio de massa extensa, como uma galxia ou aglomerado, mais de duas imagens podem ser detectadas. Apenas em 1979, com a descoberta da imagem de um quasar duplo, estas previses foram confirmadas. Se o alinhamento da fonte e da lente com o observador for perfeito, a imagem da fonte ser um anel. Os primeiros anis de Einstein, como so chamados, foram descobertos durante os anos 90. Alm da deflexo, as lentes tambm podem aumentar o brilho superficial das fontes, um efeito denominado magnificao. Como consequncia, uma estrela passando na frente de outra pode magnificar o brilho da que est atrs. Se eventualmente estas estrelas estiverem sendo monitoradas, pode-se detectar um aumento no brilho que independe da frequncia da observao. Este fenmeno denominado micro-lente e muito raro, mas pode ser detectado monitorando-se milhes de estrelas tanto no halo de nossa galxia quanto na direo das Nuvens de Magalhes, nossos satlites mais luminosos. Os aglomerados de galxias, por serem enormes concentraes de massa, podem tambm ser lentes gravitacionais poderosas, afetando a imagem de galxias que esto atrs deles (denominadas galxias de fundo). O tipo de efeito vai depender da posio relativa do centro do aglomerado e da galxia de fundo em relao ao observador. Se a galxia de fundo estiver longe do centro do aglomerado, o efeito de lente pode no ser forte mas detectvel. A razo que as galxias so objetos extensos e a luz proveniente de cada parte da galxia sofre uma deflexo ligeiramente diferente. Como consequncia, a imagem da galxia fica ligeiramente distorcida. Por exemplo, se uma galxia fosse intrinsecamente esfrica, a imagem que detectaramos no seria circular mas sim elptica, com o eixo maior seguindo as linhas de mesmo potencial gravitacional. No caso de um aglomerado com uma distribuio de massa com simetria esfrica, isso corresponde a distores mais importantes na direo perpendicular direo do centro do aglomerado. Uma consequncia observacional disso um alinhamento das imagens das galxias de fundo. Quanto mais prxima do centro do aglomerado a galxia de fundo est, maior a distoro e o alinhamento. Este efeito foi detectado pela primeira vez nos finais dos anos 80 e denominado lentes fracas: a distoro da imagem pequena porque a intensidade do campo gravitacional (ou a distoro do espao-tempo) pequena. As lentes fracas so uma das principais ferramentas para estudar-se a distribuio de massa em aglomerados, fora das regies centrais. Como consequncia desse efeito, um aglomerado distorce as imagens de todas as galxias que esto atrs dele, e o mapeamento deste padro de distores permite determinar a forma da distribuio de massa total (barinica e no-barinica), bem como sua quantidade total (pela intensidade da distoro e pela magnificao das galxias). Nas regies centrais dos aglomerados o campo gravitacional muito mais forte, e os efeitos de lentes mais dramticos: o regime de lentes fortes. De fato, a distoro pode ser to intensa que a imagem da galxia adquire a forma de um arco gigante; os primeiros foram descobertos em 1987. Como a distribuio de matria na regio central pode ser bem

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    irregular, podem-se produzir imagens mltiplas das galxias de fundo, algumas delas espetaculares. Vale a pena destacar aqui a enorme contribuio trazida para o estudo das lentes gravitacionais pelo Telescpio Espacial Hubble (HST). Embora muitas das imagens mltiplas sejam detectveis com telescpios no solo, na maioria dos casos no tm detalhes que permitam verficar se de fato so imagens diferentes de um mesmo objeto. O estudo das imagens mltiplas permite mapear a massa nas regies mais centrais dos aglomerados e, assim, complementa o mapeamento que se pode fazer com lentes fracas nas regies mais externas.

    H um outro aspecto das lentes fortes que merece ser destacado: elas permitem usar um aglomerado de galxias como um telescpio gravitacional. A magnificao produzida pela lente permite observar galxias to distantes e to fracas que, se no fosse pelo efeito da amplificao gravitacional do aglomerado, no poderiam ser detectadas. Em alguns casos, detalhes estruturais de galxias distantes podem ser observados e estudados. Alm disso, as galxias mais distantes conhecidas no momento foram descobertas utilizando-se esta tcnica. Medindo-se as imagens mltiplas faz-se um mapa de massa da regio central do aglomerado e identificam-se as regies onde se espera que a magnificao ser mxima; faz-se ali um imageamento profundo, no infravermelho prximo e, examinam-se as propriedades das fontes detectadas, estima-se a distncia (o redshift). Este tipo de tcnica vai ser fundamental para se estudar a evoluo inicial das galxias. Finalmente, gostaria de mencionar mais uma aplicao das lentes gravitacionais que deve trazer resultados relevantes dentro de pouco tempo: a tomografia gravitacional de grandes estruturas. Embora quando passe por um aglomerado de galxias a deflexo que a luz de uma galxia distante sofre seja grande, em seu caminho at a Terra a deflexo total

    Figura 2. Imagem obtida com o HST da regio central do aglomerado de galxias CL 0024+1654. As imagens azuis so do mesmo objeto!

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    depende da distribuio de massa ao longo de toda sua trajetria. Assim, a medida dos padres de distoro e alinhamento de imagens em reas prximas do cu pode permitir estimar, estatisticamente, tanto a quantidade total de matria quanto estudar a forma e a evoluo de sua distribuio espacial em grandes escalas. Massa e luz em aglomerados de galxias prximos Esta discusso demonstra claramente o potencial das lentes gravitacionais para o estudo da matria escura e das grandes estruturas. Mas sua implementao exige um grande nmero de procedimentos e anlises, telescpios espaciais e no solo, imagens de alta qualidade, etc. Por exemplo, possvel se detectar arcos gravitacionais do solo, desde que se faam imagens profundas (porque o brilho superficial pequeno) em boas condies atmosfricas, mas a identificao de imagens mltiplas difcil porque as imagens obtidas no solo so borradas pelo espalhamento da luz na atmosfera e, por isso, nessa rea o HST tem se mantido imbatvel. J a deteco e anlise do efeito de lentes fracas possvel do solo. Vou ilustrar isso comentando os primeiros resultados de um mapeamento via lentes fracas da distribuio de massa e luz que estamos conduzindo em uma amostra de 24 aglomerados de galxias prximos (Cypriano et al. 2004). Esta amostra constitui a primeira parde do Low-z Lensing Survey (LZLS). Este projeto foi parte da tese de doutoramento de Eduardo Cypriano, atualmente no telescpio SOAR, no Chile, e uma colaborao internacional que envolve tambm Jean-Paul Kneib, do Observatoire Midi-Pyrnes (e atualmente no Caltech) e Luis Campusano, da Universidad de Chile. Os aglomerados selecionados tinham mapas de raios-X previamente determinados, o que nos d informaes sobre a distribuio do gs. Em alguns casos temos tambm medidas de massas usando o teorema do virial. Uma caracterstica importante desta amostra que ela constituda de aglomerados de galxias relativamente prximos para permitir produzir mapas com maior resoluo, isto , com mais detalhe espacial. As observaes pticas foram feitas em 3 bandas espectrais diferentes com o telescpio de 8 metros Antu, do VLT, em condies atmosfricas muito boas. Nas imagens de cada aglomerado h muitas galxias que pertencem ao aglomerado e outras que esto tanto na frente como atrs desta estrutura. Para fazer mapas de luz e de massa precisamos saber quais galxias pertencem ao aglomerado e quais no. Para isso geralmente se mede o redshift de cada galxia em seu espectro (isto , sua distribuio de energia) e se determina sua distncia com a lei de Hubble: devido expanso do universo, os espectros das galxias se deslocam para o lado vermelho e medindo-se este deslocamento determina-se a distncia. Infelizmente s temos esta informao para poucas galxias (observacionalmente obter espectros muito mais custoso que obter imagens). Uma alternativa interessante utilizar os chamados redshifts fotomtricos: faz-se imagens em diversas bandas fotomtricas e, com essa informao, tenta-se inferir a forma da distribuio de energia em funo da frequncia (o espectro) das galxias e, da, estima-se simultaneamente seus redshifts e seus tipos. Neste estgio do projeto estamos recorrendo a procedimentos estatsticos- baseado nas cores das galxias- para fazer os mapas. Galxias de tipos diferentes tm cores e espectros diferentes e habitam ambientes diferentes. As galxias azuis, por exemplo, tm essa cor por apresentarem muita formao estelar . Elas so normalmente galxias espirais ou irregulares e so encontradas em sua maioria em

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    regies de baixas densidades de galxias. Nas galxias vermelhas, ao contrrio, a luz provm das estrelas velhas. Elas so geralmente elpticas ou lenticulares, e dominam a regio central dos aglomerados. Estas galxias obedecem a uma relao entre sua cor e seu brilho bem definida, que utilizada para identificar as galxias do aglomerado. Para fazer um mapa de massa com a tcnica de lentes fracas precisamos inicialmente identificar as galxias que esto atrs do aglomerado e que sofrem a ao da lente. Na ausncia de informaes sobre as distncias, selecionamos galxias azuis fracas. Estatisticamente, espera-se que a maior parte delas esteja atrs do aglomerado. Esta amostra est certamente contaminada por galxias azuis do aglomerado e mesmo na frente dele, cujo efeito diluir o sinal de lente. A anlise requer a medida cuidadosa da forma das galxias. Neste trabalho elas so representadas por elipses. Para se determinar essa elipse, tem-se que levar em conta que as imagens obtidas com telescpios no solo so borradas e, ademais, a intensidade do borro pode variar sobre a imagem. Alm disso, deve-se levar em conta que as galxias tm intrinsecamente uma elipticidade, sobre a qual vai ocorrer a distoro da lente. As tcnicas que adotamos para ajustar elipses s galxias incorporam correes para todos esses efeitos. Obtidas essas medidas de forma, determinam-se valores locais da orientao mdia das galxias e, da, o mapa de massa. O mapa de luz, por sua vez, confeccionado usando-se a luminosidade e a posio das galxias vermelhas. Estes mapas tm uma resoluo mdia de um milho de anos-luz. Assim, s estruturas maiores que essas podem ser discernveis nos mapas. Como se compara a distribuio de massa e luz nessa amostra? Verificamos que, para a maioria dos aglomerados, o centro da distribuio de massa coincide com o da de luz. Alm disso, muitos deles apresentam sub-estruturas significativas, detectveis tanto em massa quanto em luz. Verificamos tambm que, na maioria dos casos, a galxia central do aglomerado est alinhada com a distribuio de massa. Todos esses resultados tendem a confirmar que, em escalas acima de um milho de anos-luz, a distribuio de luz tende a seguir a de massa. Em apenas um caso encontramos uma sub-estrutura escura, sem contrapartida bvia na distribuio de galxias. Mas, como o efeito de lente cumulativo ao longo da linha de visada, este objeto pode estar associado a algum aglomerado distante. Isto vai ser investigado. Outro resultado interessante deste trabalho que, pela comparao entre as distribuies de massa, luz e gs, podemos saber se um dado aglomerado est em equilbrio ou se est numa fase ativa, capturando grupos prximos. Verificamos que todos os aglomerados muito massivos de nossa amostra so ativos. Isto , incidentalmente, o que se espera no cenrio hierrquico de formao de estruturas.

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    Vale a pena, para concluir, ressaltar a grande contribuio que o telescpio SOAR pode trazer para as pesquisas em lentes gravitacionais, graas sua ptica e aos recursos de ptica ativa que ele possui e que dever, no mdio prazo, levar produo rotineira de imagens de alta resoluo espacial. Pretendemos, ento, estudar aglomerados em vrios redshifts para determinar como as distribuies de massa e de luz evoluiram com o tempo e os vnculos que isso coloca sobre a natureza da matria escura. Agradecimentos Este tabalho tem sido conduzido por uma colaborao internacional coordenada por Eduardo Cypriano (LNA/SOAR) e que inclui Jean-Paul Kneib e Luis Campusano, alm de mim mesmo. Este trabalho seria impossvel sem o apoio que recebo da FAPESP e do CNPq. Referncias Bennett, C.L., et al., 2003, First-Year Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) Observations: Preliminary Maps and Basic Results, Astrophysical Journal Supplement Series, vol. 148, pag. 1. Cypriano, E, S., Sodr, L., Kneib, J.P., Campusano, L.E., 2004, Weak Lensing Mass Distributions for 24 X-Ray Abell Clusters, Astronomical Journal, no prelo.

    Figura 3. Imagem do aglomerado de galaxias distante VMF097 (z=0.48). O aglomerado corresponde concentrao logo abaixo do centro da imagem. A imagem da esquerda contm um mapa de contornos da distribuio de luz, e a da esquerda o mapa da distribuio de massa. Note que ambos os mapas indicam a

    presena de um outro aglomerado, provavelmente ainda mais distante, no canto inferior esquerdo das imagens.

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    Jenkins, A., et al., 1998, Evolution of Structure in Cold Dark Matter Universes, Astrophysical Journal, vol. 499, pag. 20. Mellier, Y., 1999, Probing the Universe with Weak Lensing, Annual Review of Astronomy and Astrophysics, vol. 37, pag. 127. Ostriker, J.P. e Steinhardt, P., 2003, New Light on Dark Matter, Science, vol. 300., pag. 1909. Steigman, G., 2004, Primordial Alchemy: From the Big Bang to the Present Universe, em Cosmochemistry: the Melting Pot of the Elements, XIII Canary Islands Winter School of Astrophysics, editado por C. Esteban, R.J. Garc Lpez, A. Herrero e F. Sanchez, Cambridge University Press. Tiomno Tolmasquim, A., 2003, Einstein O Viajante da Relatividade na Amrica do Sul, Vieira & Lent. Turner, M.S. (coordenador), 2003, Connecting Quarks with the Cosmos: Eleven Science Questions for the New Century, The National Academies Press (disponvel em www.nap.edu)