95 % do universo escapa à observação direta. O que chamamos de "escuro" é, na verdade, apenas matéria desconhecida — e talvez a maior pergunta em aberto da física moderna.
Duas forças que não podemos ver — apenas seu efeito.
A missão Planck (ESA, 2009–2013, análise final em 2018) reconstruiu a composição do universo com uma precisão até então inédita, a partir das minúsculas flutuações de temperatura da radiação cósmica de fundo em micro-ondas. O resultado é desconcertante para nossa autoimagem: tudo o que é feito de átomos — estrelas, planetas, gás, nós mesmos — representa apenas cerca de 5 % da densidade de energia do universo.
O restante se divide em dois componentes que conhecemos apenas indiretamente, por meio de seus efeitos gravitacionais e cosmológicos: a matéria escura, que atua gravitacionalmente como a matéria comum, mas não emite, absorve ou reflete luz — e a energia escura, que confere ao universo um efeito repulsivo fraco e acelera sua expansão. Nenhum dos dois fenômenos foi previsto teoricamente; ambos foram deduzidos a partir de observações que contradiziam o quadro estabelecido: a matéria escura nas décadas de 1930/1970, a partir de movimentos galácticos rápidos demais; a energia escura somente em 1998, a partir de supernovas distantes e fracas demais. Os capítulos a seguir mostram como ambos os vestígios foram descobertos — e quão pouco ainda sabemos hoje sobre sua verdadeira natureza.
Em 1933, o astrônomo Fritz Zwicky notou que as galáxias do aglomerado de Coma se moviam muito mais rápido do que a massa visível do aglomerado deveria permitir — ele chamou a massa ausente de "matéria escura", embora a comunidade científica não tenha dado grande importância à observação de início. A prova decisiva e amplamente aceita só viria com Vera Rubin e Kent Ford, nas décadas de 1970: eles mediram a velocidade de rotação de estrelas e gás em galáxias espirais, como a galáxia de Andrômeda, em função da distância ao centro galáctico.
Representação esquemática segundo Vera Rubin & Kent Ford, década de 1970 — ordens de grandeza típicas de uma galáxia espiral.
Segundo as leis da gravitação newtoniana e a distribuição de massa visível, a velocidade de rotação deveria diminuir com o aumento da distância fora da região central densa — do mesmo modo que a velocidade orbital dos planetas mais externos diminui ao redor do Sol. Em vez disso, as velocidades medidas permaneceram quase constantes, mesmo bem além do disco luminoso. A única explicação dentro da física conhecida: as galáxias estão envoltas por um halo extenso e invisível de matéria, cuja gravidade mantém as estrelas externas em sua órbita.
Zwicky já tinha em mãos a pista decisiva em 1933: chamou a massa ausente no aglomerado de Coma de "matéria escura" (no original: dunkle Materie) — um termo que ele mesmo cunhou, como astrônomo suíço de língua alemã no California Institute of Technology. Seu método de medição (o teorema do virial aplicado às velocidades do aglomerado) era metodologicamente questionável, seus números, imprecisos — e sua ideia foi descartada como curiosidade por décadas. Só as curvas de rotação precisas e dificilmente refutáveis de Rubin transformaram a nota de rodapé de um cientista solitário em um dos pilares centrais da cosmologia moderna.
As curvas de rotação foram apenas o começo. Desde então, evidências independentes vindas de métodos de observação muito diferentes se acumularam — cada uma, por si só, reforça o quadro de um componente invisível, mas gravitacionalmente ativo.
Em quase nenhum outro sistema a matéria escura pode ser demonstrada de forma tão clara quanto no Bullet Cluster (1E 0657-56): imagens de raios X do telescópio Chandra mostram onde está a massa de gás quente e luminoso — a maior parte da matéria comum. Mapas de lentes gravitacionais fracas mostram, independentemente, onde está a massa total real. As duas distribuições estão claramente deslocadas uma em relação à outra.
Essa separação espacial dificilmente pode ser explicada apenas por gravidade modificada e, desde sua publicação em 2006, é considerada um dos indícios mais diretos de uma forma de matéria própria, que interage muito pouco.
Que a matéria escura existe é considerado bem estabelecido entre os astrofísicos. O que ela é permanece em aberto. A busca se concentra em três classes de candidatos muito diferentes:
Os experimentos mais elaborados buscam uma detecção direta: detectores como o XENONnT (Gran Sasso, Itália) e o LUX-ZEPLIN (Dakota do Sul, EUA) observam toneladas de xenônio líquido ultrapuro em laboratórios profundamente subterrâneos, à espera do raro sinal de uma partícula WIMP colidindo com um núcleo de xenônio. Até agora, nenhum sinal convincente foi encontrado. Cada nova medição nula exclui mais regiões do espaço de parâmetros possível, sem responder à pergunta — é honesto admitir que ainda não há uma resposta definitiva aqui: a natureza da matéria escura é um dos campos de pesquisa mais ativos e menos resolvidos da física.
"Matéria escura" não é uma pista sobre o que essa substância é — o nome descreve apenas o que ela não faz: não emite luz, não absorve e não reflete. Poderia muito bem se chamar "matéria invisível" ou simplesmente "substância X". O mesmo vale para "energia escura": um nome provisório para um efeito medido — a expansão acelerada —, cuja causa física é desconhecida. Ambos os termos são declarações de uma lacuna no conhecimento, não explicações.
Em 1998, duas equipes independentes — o Supernova Cosmology Project, liderado por Saul Perlmutter, e o High-Z Supernova Search Team, liderado por Brian Schmidt e Adam Riess — publicaram uma observação que ninguém esperava. Elas usaram supernovas do tipo Ia como "velas padrão": essas explosões de anãs brancas atingem um brilho máximo conhecido e quase uniforme, o que permite determinar a distância com precisão a partir do brilho aparente. No entanto, supernovas distantes — e, portanto, temporalmente antigas — apareceram sistematicamente mais fracas do que se esperaria em um universo desacelerado por matéria e gravidade. A única explicação consistente: a expansão do universo não está desacelerando, mas acelerando. Por essa descoberta, Perlmutter, Schmidt e Riess receberam o Prêmio Nobel de Física em 2011.
Em 1917, Einstein acrescentou às suas equações de campo um termo adicional, a constante cosmológica Λ, para permitir um universo estático — e a descartou depois da descoberta da expansão por Hubble, chamando-a de seu "maior erro". Depois de 1998, Λ voltou, dessa vez como a explicação mais simples para a energia escura: uma densidade de energia do vácuo constante.
O problema: a teoria quântica de campos prevê uma densidade de energia do vácuo cerca de 120 ordens de grandeza acima do valor observado — frequentemente chamada de a pior previsão quantitativa da história da física. De onde vem o valor observado, minúsculo, mas diferente de zero, é algo desconhecido.
Se a energia escura corresponder de fato a uma verdadeira constante cosmológica, o futuro do universo já está amplamente traçado: uma expansão eterna e cada vez mais acelerada. O cenário favorito tem um nome pouco espetacular — Big Freeze, também chamado de morte térmica. As estrelas consomem seu combustível, as galáxias se perdem além do horizonte observável de cada uma, a matéria se decompõe ao longo de períodos inconcebíveis de tempo, até que o universo atinja um equilíbrio frio e extremamente diluído.
Evolução esquemática do fator de escala — expansão retardada no domínio da matéria, transição em torno de ~5 bilhões de anos, aceleração desde então.
Cenários alternativos — um novo colapso (Big Crunch, com matéria e gravidade suficientes) ou uma ruptura do próprio espaço-tempo (Big Rip, com energia escura em crescimento constante) — são considerados, pelas medições atuais, muito menos prováveis. O que a expansão contínua significa para a borda do observável e para questões além do nosso alcance físico é aprofundado na visão geral separada sobre os limites cosmológicos.
O caminho até o Big Freeze não é uma questão de milhões de anos, mas de ordens de grandeza que fazem até os períodos cosmológicos parecerem pequenos. Na era estelífera, em que nos encontramos, as estrelas ainda queimam (até ~10¹⁴ anos). Depois começa a era degenerada, na qual restam apenas anãs brancas e anãs marrons, seguida pela era dos buracos negros, na qual até os buracos negros evaporam por radiação Hawking (~10¹⁰⁰ anos). O que resta depois disso é assunto dos limites cosmológicos — aqui basta a breve perspectiva de que o fim do universo, caso Λ permaneça constante, não será um estrondo, mas um desvanecer.
Apesar de todo o progresso, ao menos uma contradição concreta permanece: dois métodos independentes e de alta precisão para medir a taxa de expansão atual do universo (constante de Hubble H₀) fornecem valores que não se sobrepõem estatisticamente.
Medições locais feitas pela escada de distâncias cósmicas resultam em cerca de 73,0 km/s/Mpc. O retrocálculo a partir da radiação cósmica de fundo, sob a hipótese do modelo padrão ΛCDM, resulta em cerca de 67,4 km/s/Mpc — uma diferença de cerca de 8–9 %, que não é ruído de medição. Se a solução está em erros sistemáticos ainda não descobertos, em nova física da energia escura ou em partículas até agora desconhecidas é uma das questões em aberto mais ativas da cosmologia.
A tensão de Hubble não é um problema marginal, mas afeta a grandeza fundamental com a qual toda distância no universo é calibrada. Se ela se revelar um erro de medição, o ΛCDM permanece intacto. Se continuar se confirmando, pode ser o primeiro indício concreto de que a energia escura — ou a matéria escura — é mais complexa do que a simples constante cosmológica supõe. Ambas as possibilidades fazem da tensão de Hubble um dos finais em aberto mais fascinantes deste capítulo da física.