Detecção da matéria escura

O problema da matéria escura surgiu quando os astrônomos começaram a estudar as galáxias, como a nossa Via Láctea. Se olharmos a estrutura da galáxia como apareceria do lado de fora, a maioria das 100 bilhões de estrelas ou mais da Via Láctea estaria situada no disco galáctico. A maioria das estrelas está concentrada próxima do centro do disco, ao redor do núcleo e do bojo galáctico. Acima e abaixo do plano do disco estão algumas centenas de aglomerados globulares espalhados e uma grande região redonda e pouco luminosa chamada de halo.

NASA/Foto cedida por Ned Wright Nossa galáxia, a Via Láctea

Ao estudarem a Via Láctea, os astrônomos queriam medir as massas e suas distribuições dentro da galáxia e dos agrupamentos de estrelas. Mas você simplesmente não consegue pesar algo do tamanho de uma galáxia - você precisa encontrar sua massa por outros métodos. Um deles é medir a intensidade da luz, ou a luminosidade. A luminosidade está relacionada à massa de uma estrela (quanto mais luminosa, mais massa - veja Como funcionam as estrelas). A partir das medidas da luminosidade, sabemos que há cerca de 15 bilhões de luminosidades solares (equivalentes em massas solares) entre a órbita do sol e o centro da Via Láctea.

Outro caminho para medir a massa galáctica é pela rotação do disco galáctico. Imagine que a galáxia está girando, como um CD ou um carrossel, e que você está olhando para ela da beirada. Dentro da galáxia, as estrelas estão a diferentes distâncias do centro. Algumas dessas estrelas estão se distanciando de nós, enquanto outras, aproximando-se. Podemos estimar a direção e a velocidade com que as estrelas estão se movendo, para isso medimos a luz que sai delas usando o efeito Doppler. Podemos colocar em um gráfico a velocidade das estrelas a diferentes distâncias do centro da galáxia para obter a curva de rotação galáctica.

Efeito Doppler Assim como o som alto de uma sirene de caminhão de bombeiros, que vai diminuindo à medida que o caminhão se distancia, o movimento das estrelas afeta os comprimentos de onda da luz que recebemos delas. Esse fenômeno é chamado de efeito Doppler. Podemos calcular o efeito Doppler medindo as linhas no espectro de uma estrela (veja Como funciona a luz e Como funcionam as estrelas) e as comparando ao espectro de uma lâmpada padrão. A quantidade do deslocamento Doppler nos diz a velocidade com que a estrela está se movendo em relação a nós. Além disso, a direção do deslocamento Doppler pode informar a direção do movimento da estrela. Se o espectro de uma estrela mudou para a extremidade azul, a estrela está se aproximando de nós; se mudou para a extremidade vermelha, então a estrela está se distanciando.

A curva da rotação mostra a distribuição da massa dentro da galáxia. Se a galáxia for como nosso Sistema Solar, em que a massa concentra-se no centro, a força da gravidade será maior próximo ao centro (a força da gravidade diminui com a distância). Por esse motivo, os objetos próximos ao centro orbitam com mais rapidez do que os que estão mais distantes, semelhante a um patinador de gelo, que gira mais rápido quando seus braços estão encolhidos ou próximos do seu centro. Dessa forma, esperaríamos que as estrelas próximas ao centro galáctico tivessem velocidades de rotação (velocidades angulares) maiores do que as mais distantes, e que a curva de rotação galáctica diminuísse exponencialmente como uma função da distância.

Mas como veremos na próxima página, os astrônomos descobriram que as coisas não eram exatamente como imaginavam.