Gaia revela matéria escura na Via Láctea e desafia gravidade modificada

Com base em milhões de medições precisas dos movimentos das estrelas obtidas pelo Gaia, um novo trabalho defende que a rotação da Via Láctea aponta agora para massa oculta, em vez de alterações à gravidade.

O novo mapa do Gaia inclina a balança

As curvas de rotação mostram a velocidade a que as estrelas orbitam a diferentes distâncias do centro galáctico. Durante anos, muitas galáxias apresentaram curvas «planas», com velocidades quase constantes nas regiões mais afastadas. Essa estabilidade sugere a existência de massa adicional para além da luz das estrelas e do gás. É habitual representar essa massa por um vasto halo esférico de matéria escura.

Observar a nossa própria galáxia a partir do seu interior torna a interpretação mais difícil. Mapas anteriores apontavam para um perfil quase plano, mas as recentes divulgações de dados do Gaia tornaram a imagem mais nítida. Várias equipas, incluindo a de uma análise de 2023 realizada por Jiao e colegas, relatam agora uma diminuição contínua da velocidade orbital para lá de cerca de 15 000 anos-luz do centro. A queda é de aproximadamente 3,5 quilómetros por segundo por cada 3 200 anos-luz adicionais e prolonga-se ao longo de mais de 30 000 anos-luz. Grupos independentes confirmam o efeito recorrendo a diferentes traçadores e métodos.

O Gaia revela uma queda clara e persistente da velocidade de rotação na Via Láctea exterior, substituindo a antiga ideia de uma curva estritamente plana.

Este padrão é importante porque permite testar claramente duas explicações concorrentes: um halo de matéria escura no quadro do modelo padrão ou leis da gravidade modificadas que procuram explicar os movimentos galácticos sem massa invisível.

A importância das curvas de rotação

Segundo a gravidade clássica, considerando apenas a matéria visível, as velocidades devem diminuir a grandes distâncias do centro. A observação de curvas planas em muitas galáxias obrigou a repensar essa previsão e deu origem a duas vias. Uma acrescenta massa sob a forma de um halo de partículas não luminosas. A outra, conhecida como MOND, ou dinâmica newtoniana modificada, altera a gravidade em condições de aceleração muito baixa, definidas por uma constante habitualmente designada a0. As curvas planas são frequentemente compatíveis com a MOND quando se usa um valor de a0 quase universal. Uma diminuição persistente é, contudo, mais difícil de explicar por esta abordagem.

O modelo padrão com massa oculta reproduz a queda

Even Coquery e Alain Blanchard reconstruíram um modelo detalhado da massa da Via Láctea. Incluíram um bojo central, um disco estelar e um disco de gás, todos com formas e massas bem determinadas. Nas regiões exteriores, porém, estes componentes não são suficientes. Os investigadores acrescentaram por isso um halo de matéria escura com parâmetros realistas, retirados do quadro cosmológico padrão.

Ao ajustar o perfil de densidade do halo dentro de limites aceites, o modelo reproduz a diminuição da rotação medida pelo Gaia, sobretudo para lá de 50 000 anos-luz. Para obter esse resultado, não são necessárias pressuposições exóticas sobre os componentes visíveis.

A massa total do melhor ajuste situa-se perto de 4,28×10^11 massas solares, confortavelmente dentro dos intervalos estimados a partir das órbitas de satélites, de correntes estelares e da cinemática das estrelas do halo. A concentração e a dimensão do halo não são extremas: este funciona como um reservatório plausível de massa adicional que vai moldando o campo de velocidades à medida que aumenta a distância ao centro.

Um ajuste com um halo convencional aponta para uma massa da Via Láctea de cerca de 428 mil milhões de sóis e produz naturalmente a diminuição de velocidade observada.

• No disco exterior, o gradiente medido é de cerca de −3,5 km/s por quiloparsec.
• O Sol encontra-se a aproximadamente 8,2 quiloparsecs do centro, no interior da zona de transição para a queda.
• Os contributos do bojo, do disco e do gás mantêm-se próximos das estimativas independentes obtidas a partir de contagens de estrelas e mapas de emissão.
• Os parâmetros do halo continuam a ser compatíveis com as simulações e com os limites estabelecidos a partir das galáxias satélites.

A gravidade modificada enfrenta dificuldades

A MOND há muito que atrai interesse por conseguir acompanhar curvas planas com uma única escala de baixa aceleração. A tendência observada pelo Gaia na Via Láctea coloca-lhe um desafio mais exigente. Usando valores padrão para o disco, o gás e o bojo, e aplicando formulações correntes da MOND, as velocidades previstas não diminuem como as observadas. A melhor tentativa com essas restrições exige um a0 muito superior aos valores que se ajustam a outras galáxias. A discrepância persiste mesmo quando se admitem incertezas generosas.

Mesmo com flexibilidade, os compromissos são severos

Os autores avançaram depois para uma pesquisa totalmente flexível através do método de Monte Carlo por cadeias de Markov. Permitiram grandes variações nas massas das estrelas e do gás, alargaram os limites para o tamanho e a espessura do disco e deixaram variar a0. O objetivo era encontrar qualquer combinação realista capaz de acompanhar a queda observada pelo Gaia.

A pesquisa encontra uma solução matemática, mas com um preço. O disco estelar teria de ser cerca de três vezes mais massivo do que indicam as estimativas padrão, ultrapassando 100 mil milhões de massas solares. Isso entraria em conflito com as contagens de estrelas, os modelos de populações estelares e as medições dinâmicas independentes. Ao mesmo tempo, o valor de a0 que aproxima a MOND dos dados desce para níveis extremamente baixos, próximos de zero em algumas cadeias. Desaparece assim a própria modificação que define a teoria.

Em termos simples, a MOND só se aproxima da tendência do Gaia se distorcer propriedades fundamentais da Via Láctea muito para além dos intervalos credíveis ou se levar o seu parâmetro central para regimes que comprometem o propósito da teoria.

O que ainda pode induzir em erro

As curvas de rotação podem ser enviesadas por movimentos que não sejam perfeitamente circulares. A barra central provoca movimentos de fluxo, enquanto os braços espirais agitam o gás e as estrelas. A grandes distâncias do centro, o disco está deformado e alarga-se em espessura. A deriva assimétrica afeta os traçadores estelares em relação ao gás. A distância exata do Sol ao centro e a sua velocidade em relação a este também entram na calibração.

Os estudos recentes tiveram em conta estes efeitos sistemáticos. Diferentes equipas recorreram a vários traçadores e correções, mas a tendência decrescente mantém-se entre métodos, reforçando a confiança no resultado. Ainda assim, um controlo mais rigoroso dos movimentos não circulares e dos efeitos de seleção permitirá reduzir as margens de erro nas próximas divulgações de dados.

Porque importa para além das designações teóricas

Os halos de matéria escura não são apenas um artifício contabilístico. As suas formas determinam a forma como as galáxias satélites caem na galáxia e são desfeitas. Definem também o que se espera das subestruturas que podem atuar como lentes gravitacionais sobre estrelas e galáxias de fundo. Além disso, ajudam a calibrar os alvos locais das experiências de deteção direta na Terra, que dependem da densidade e da distribuição de velocidades das partículas perto do Sol.

Uma curva de rotação decrescente dá pistas sobre a forma como a densidade do halo varia com a distância ao centro. Isso permite aperfeiçoar as estimativas da densidade local de matéria escura, um dado essencial para os detetores. Afeta também as previsões das trajetórias de correntes estelares longas e estreitas, como GD-1 e Palomar 5. Por sua vez, estas correntes podem testar o grau de aglomeração do halo e a sua história de crescimento.

O que acompanhar a seguir

• A próxima divulgação de dados do Gaia incluirá intervalos de observação mais longos, melhorando a precisão das velocidades das estrelas ténues e distantes.
• Novos levantamentos de 21 cm permitirão mapear com maior clareza o gás exterior, ajudando a distinguir o movimento circular dos movimentos de fluxo.
• Medições de masers por interferometria de muito longa base fornecerão referências para as distâncias e velocidades nas regiões interiores.
• Futuros levantamentos de grande área permitirão acompanhar mais correntes estelares, tornando mais rigorosos os limites para a forma e a massa do halo.

Contexto e definições úteis

a0 é a escala de aceleração a partir da qual a MOND se afasta da gravidade clássica. O valor habitualmente usado resulta de ajustes a muitas galáxias espirais. Se um único valor de a0 funcionar em toda a parte, isso apoia uma alteração universal da lei. Se diferentes sistemas exigirem valores diferentes de a0, a ideia perde capacidade de previsão.

As estimativas da massa do halo variam consoante os traçadores usados para a calcular e a distância até onde se observa. O valor de 4,28×10^11 massas solares apresentado aqui refere-se à massa dentro da região estudada pelos dados de rotação do Gaia e aos pressupostos do modelo. As medições que incluem satélites muito distantes podem apresentar totais mais elevados, pois abrangem uma parte maior do halo.

Uma imagem mental para experimentar

Imagine o disco visível da Via Láctea como a ponta de um icebergue. Perto do centro, a matéria luminosa suporta grande parte do peso; mais longe, esse contributo diminui. Se a rotação se mantiver plana, tem de haver massa adicional a suportar a diferença. Se a rotação diminuir suavemente, a massa adicional continua presente, mas está distribuída de modo a permitir a queda das velocidades. O Gaia sugere que esta última imagem se ajusta à nossa galáxia.

Para estudantes e entusiastas, há um exercício simples: escolher uma curva de rotação publicada, subtrair o contributo calculado das estrelas e do gás e examinar o perfil de densidade do halo necessário para explicar o restante. Ao variar a massa do disco dentro dos limites observacionais, torna-se possível ver até que ponto a curva exterior continua a exigir massa invisível.