Na cosmologia, as oscilações acústicas de bárions (OAB ou BAO, do inglês baryon acoustic oscillations) são flutuações na densidade da matéria bariônica visível (matéria comum) do universo, provocadas por ondas de densidade acústicas no plasma primordial do universo primitivo. Da mesma maneira que as supernovas fornecem uma vela padrão para observações astronômicas, o agrupamento de matéria por BAO fornece uma régua padrão para escalas de comprimento em cosmologia. O comprimento dessa régua padrão é dado pela distância máxima que as ondas acústicas puderam percorrer no plasma primordial antes que este esfriasse a ponto de se converter em átomos neutros (a época da recombinação), o que interrompeu a propagação das ondas de densidade do plasma, congelando-as no espaço. O comprimento dessa régua padrão (≈490 milhões de anos-luz no universo contemporâneo) pode ser mensurado por meio da análise da estrutura em grande escala da matéria utilizando levantamentos astronômicos. As medições de BAO auxiliam os cosmólogos a aprofundar a compreensão sobre a natureza da energia escura (que impulsiona a expansão acelerada do universo) ao restringir parâmetros cosmológicos.
Universo primitivo O universo primitivo consistia em um plasma quente e denso formado por elétrons e bárions (que abrangem prótons e nêutrons). Os fótons (partículas de luz) que se propagavam nesse cosmos estavam essencialmente aprisionados, incapazes de percorrer qualquer distância significativa antes de interagir com o plasma por meio do espalhamento Thomson. A distância média que um fóton conseguia percorrer antes de colidir com o plasma é denominada livre percurso médio do fóton. À medida que o universo se expandia, o plasma resfriou abaixo de 3.000 K — um nível de energia suficientemente baixo para permitir que os elétrons e prótons do plasma se combinassem e formassem átomos neutros de hidrogênio. Essa recombinação ocorreu quando o universo contava com cerca de 379.000 anos, ou sob um desvio para o vermelho de . Nessa época, o raio das bolhas de BAO era de 450.000 anos-luz (0,14 Mpc) (correspondendo a 490 milhões de anos-luz na atualidade divididos por ). Os fótons interagem em grau substancialmente menor com a matéria eletricamente neutra; logo, na recombinação, o universo tornou-se transparente à radiação, permitindo que os fótons se desacoplassem da matéria e passassem a se propagar livremente pelo cosmos. A radiação cósmica de fundo em micro-ondas (CMB) corresponde à radiação eletromagnética espalhada momentos antes da recombinação e liberada por esta, sendo detectada hoje pelos radiotelescópios sob a forma de ondas de rádio em toda a abóbada celeste devido ao desvio para o vermelho. Consequentemente, ao analisar dados da Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP), por exemplo, perscruta-se diretamente o passado para contemplar um retrato do universo com apenas 379.000 anos de idade.
thumb|upright=1.6|center|Figura 1: Anisotropias de temperatura da CMB com base nos dados consolidados de nove anos da sonda WMAP (2012).
A sonda WMAP aponta (Figura 1) um universo homogêneo e suave, dotado de anisotropias de densidade na escala de 10 partes por milhão. Não obstante, o universo contemporâneo exibe imensas estruturas e acentuadas flutuações de densidade. As galáxias, por exemplo, são cerca de um milhão de vezes mais densas do que a densidade média do cosmos. O consenso teórico atual postula que o universo se estruturou de baixo para cima (bottom-up), de sorte que as pequenas anisotropias primordiais funcionaram como sementes gravitacionais para as estruturas astronômicas observadas no presente. Regiões com sobredensidade atraem gravitacionalmente mais matéria, enquanto regiões subdensas atraem menos; dessa forma, as sutis anisotropias mapeadas na CMB converteram-se nas estruturas em grande escala atuais.
Som cósmico Imagine-se uma região com sobredensidade no plasma primordial. Conquanto essa concentração de massa atraia matéria em direção ao seu centro pela gravitação, o calor gerado pelas interações mútuas entre fótons e matéria engendra uma expressiva pressão de radiação voltada para o exterior. Esse confronto entre forças contrárias de gravidade e pressão originou oscilações, comparáveis às ondas sonoras produzidas no ar por gradientes de pressão.
Essa região hiperdensa contém matéria escura, bárions e fótons. A pressão hidrostática gera ondas acústicas esféricas de bárions e fótons propagando-se a uma velocidade ligeiramente superior à metade da velocidade da luz para fora do centro de sobredensidade. A matéria escura, interagindo exclusivamente por via gravitacional, permanece concentrada no núcleo da onda sonora, o ponto de origem da perturbação. Antes do desacoplamento, os fótons e os bárions deslocavam-se acoplados para o exterior. Após o desacoplamento, os fótons cessaram a interação com a matéria bariônica e se difundiram livremente. Isso aliviou a pressão do sistema, deixando para trás cascas esféricas de matéria bariônica. Entre todas essas cascas, correspondentes a diferentes comprimentos de onda acústicos, a casca ressonante coincide com a primeira frente de onda, visto que é ela que percorre uma mesma distância a partir de todas as perturbações de sobredensidade antes do desacoplamento. Esse raio característico é comumente denominado horizonte sonoro.
Cessada a pressão de radiação fóton-bárion que impelia o sistema para fora, a única força atuante sobre a matéria bariônica passou a ser a gravitacional. Consequentemente, os bárions e a matéria escura (remanescente no núcleo da perturbação) compuseram uma configuração que englobava concentrações de matéria tanto na posição original da anisotropia quanto na casca esférica fixada no horizonte sonoro dessa perturbação. Tais anisotropias acabaram por se converter nas ondulações de densidade de matéria que nucleariam as galáxias.
Portanto, é estatisticamente expectável constatar uma abundância superior de pares de galáxias separados pela escala de distância do horizonte sonoro em comparação com outras distâncias de separação. Essa configuração espacial de matéria desenrolou-se em cada perturbação do universo primitivo; logo, o cosmos não é delineado por uma única ondulação acústica,Ver http://www.cfa.harvard.edu/~deisenst/acousticpeak/anim.gif mas pela superposição e entrelaçamento de incontáveis frentes de onda.Ver http://www.cfa.harvard.edu/~deisenst/acousticpeak/anim_many.gif Em termos analógicos, imagine-se atirar diversas pedras simultaneamente em um lago e observar os intrincados padrões de interferência das ondas na água. Não é possível distinguir visualmente a olho nu essa separação preferencial entre galáxias na escala do horizonte sonoro, mas pode-se mensurar essa assinatura por métodos estatísticos através da análise das distâncias mútuas em grandes catálogos de galáxias.
Régua padrão A física subjacente à propagação das ondas bariônicas no universo primitivo é relativamente direta; como desdobramento, os cosmólogos logram calcular teoricamente o diâmetro do horizonte sonoro na época da recombinação. Ademais, a CMB provê a medição dessa escala com alta precisão. Contudo, no intervalo cronológico entre a recombinação e o presente, o cosmos esteve em contínua expansão. Essa expansão encontra sólido respaldo em observações astronômicas e constitui um dos pilares do modelo do Big Bang. No encerramento da década de 1990, medições de supernovas constataram que, além de se expandir, o universo o faz a um ritmo acelerado. A elucidação dessa aceleração cósmica, ou da natureza da energia escura, tornou-se uma das indagações mais prementes da cosmologia. Com o intuito de caracterizar a energia escura, torna-se essencial dispor de mecanismos variados e complementares para quantificar a taxa de expansão. As BAO agregam valor a esse arcabouço ao confrontar o diâmetro do horizonte sonoro apurado no universo contemporâneo (pelo agrupamento espacial de galáxias) com o horizonte sonoro medido na época da recombinação (por meio da CMB). Destarte, as BAO atuam como uma régua de medição geométrica para balizar a aceleração cósmica, de maneira inteiramente independente da metodologia baseada em supernovas.
Sinal de BAO no Sloan Digital Sky Survey O Sloan Digital Sky Survey (SDSS) é um amplo levantamento multiespectral de imageamento e espectroscopia de desvio para o vermelho que utiliza o telescópio óptico grande-angular dedicado de 2,5 metros do SDSS no Observatório de Apache Point, no Novo México. O objetivo desse programa de observação quinquenal residia em coligir imagens e espectros de milhões de corpos celestes. O processamento dos dados do SDSS gerou um mapa tridimensional de objetos do universo próximo: o catálogo SDSS. Esse catálogo fornece um panorama da distribuição de matéria em uma fração do universo vasta o suficiente para permitir a busca do sinal de BAO, verificando se há uma sobredistribuição estatisticamente significante de pares de galáxias separados pela distância prevista do horizonte sonoro.
A equipe do SDSS analisou uma amostragem de 46.748 galáxias vermelhas luminosas (LRGs), distribuídas ao longo de 3.816 graus quadrados de céu (cobrindo aproximadamente cinco bilhões de anos-luz de diâmetro) até um desvio para o vermelho de . A correlação espacial dessas galáxias foi examinada calculando a função de correlação de dois pontos sobre a amostragem. A função de correlação (ξ) é expressa em termos da distância de separação comóvel entre galáxias (s) e descreve a probabilidade de se encontrar uma galáxia a uma determinada distância de outra. Espera-se uma correlação elevada em separações espaciais pequenas (decorrente da tendência de agregação inerente à formação de galáxias) e uma correlação atenuada a grandes distâncias. O sinal de BAO manifesta-se como uma saliência (ou pico) na função de correlação em uma distância comóvel correspondente ao raio do horizonte sonoro. Esse sinal foi conclusivamente detectado pela equipe do SDSS em 2005. Os resultados do SDSS ratificaram as medições da WMAP, confirmando que o horizonte sonoro mede aproximadamente ~ no universo atual.
Em 2023, astrônomos utilizando o catálogo do SDSS juntamente com os dados do catálogo Cosmicflows-4 reportaram a identificação de evidências de uma bolha de BAO individualizada com raio de , contendo algumas das maiores estruturas conhecidas — o superaglomerado de Boötes, a Grande Muralha Sloan, a Grande Muralha CfA2 e os Superaglomerados de Hércules —, estrutura que foi batizada de Ho'oleilana.
Detecção em outros levantamentos de galáxias A colaboração do 2dFGRS e a equipe do SDSS reportaram a detecção do sinal de BAO no espectro de potência simultaneamente por volta de 2005. Ambos os grupos foram amplamente creditados e laureados pelo feito com o Prêmio Shaw de Astronomia de 2014. Subsequentemente, detecções adicionais foram atestadas pelo 6dF Galaxy Survey (6dFGS) em 2011, pelo levantamento WiggleZ em 2011 e pelo projeto BOSS em 2012.
Formalismo da energia escura
Restrições de BAO aos parâmetros da energia escura O sinal de BAO nas direções radial e transversal provê a determinação experimental do parâmetro de Hubble e da distância de diâmetro angular, respectivamente. A distância de diâmetro angular e o parâmetro de Hubble admitem diferentes formulações funcionais para parametrizar o comportamento da energia escura. Essas funções dependem comumente de dois parâmetros, w0 e w1, passíveis de calibração rigorosa por intermédio de testes de qui-quadrado.
Relatividade geral e energia escura Na relatividade geral, a expansão métrica do universo é descrita pelo fator de escala , o qual se relaciona diretamente com o desvio para o vermelho:
O parâmetro de Hubble, , expresso em termos do fator de escala, é definido como: