Durante 146 segundos, um obturador aberto no espaço vai recolher a luz de um pedaço de céu um pouco maior do que o disco da Lua cheia. Nada de especial acontece nesse intervalo: nenhuma explosão, nenhum cometa, nenhum alvo escolhido a dedo. E mesmo assim, escondidos nessa única fotografia, haverá cerca de 27 pares de galáxias alinhados com tamanha precisão que a gravidade da galáxia da frente dobra a luz da galáxia de trás em arcos, anéis e imagens repetidas. Multiplique esse quadro pelos milhares de exposições de um levantamento que cobrirá 1.700 graus quadrados e o resultado é um número que ninguém na história da astronomia jamais teve em mãos: 160 mil lentes gravitacionais fortes, detectáveis numa só campanha, sem que o telescópio precise procurar por elas. Essa é a previsão central de um estudo publicado no The Astrophysical Journal sobre o que o Telescópio Espacial Nancy Grace Roman vai enxergar quando começar a trabalhar.

Uma lente gravitacional forte é a versão mais extrema de um fenômeno previsto pela relatividade geral de Einstein: a massa curva o espaço, e a luz, obrigada a seguir essa curvatura, muda de caminho. Quando uma galáxia distante fica quase exatamente atrás de outra galáxia massiva, do ponto de vista da Terra, a luz da galáxia de fundo se divide em trajetórias diferentes e chega até nós como duas, três ou quatro imagens distorcidas e ampliadas, ou como um anel quase completo. O alinhamento exigido é tão estrito que esses sistemas são raríssimos. Até hoje, cerca de 1.500 lentes do tipo galáxia-galáxia foram confirmadas, e o número de candidatas se aproxima de 10 mil, mas quase todas foram registradas por instrumentos no solo, com a nitidez borrada pela atmosfera terrestre.

O interesse dos astrônomos por esses objetos vai muito além da beleza dos arcos. A galáxia que faz o papel de lente está envolta num halo de matéria escura, e o modelo cosmológico padrão, chamado Lambda-CDM, com matéria escura fria, prevê que esse halo não é liso: ele está salpicado de milhares de aglomerados menores, os sub-halos, restos das pequenas estruturas que se fundiram ao longo de bilhões de anos para formar a galáxia. Abaixo de uma massa entre 10 milhões e 100 milhões de vezes a do Sol, esses sub-halos não deveriam conter estrela alguma. São puramente escuros. A única maneira de saber se eles existem, e em que quantidade, é medir o efeito gravitacional que exercem sobre a luz que passa por perto, e as lentes fortes são o único lugar do universo onde essa medida é possível em galáxias que não a nossa.

A aposta é alta porque modelos alternativos fazem previsões diferentes. Na hipótese da matéria escura morna, conhecida pela sigla em inglês WDM, de warm dark matter, as partículas teriam saído do universo primordial com velocidade suficiente para apagar as flutuações de pequena escala, e os sub-halos de baixa massa simplesmente não se formariam. Na matéria escura autointeragente, as partículas colidiriam entre si e mudariam o perfil de densidade dos halos. Contar sub-halos escuros em galáxias distantes equivale, portanto, a pesar a partícula de matéria escura sem nunca tê-la capturado. O problema é o tamanho do sinal. Um sub-halo de 100 milhões de massas solares desvia a luz por apenas alguns milissegundos de arco, o ângulo sob o qual uma moeda de um real seria vista a cerca de 5 mil quilômetros de distância, algo como a separação entre São Paulo e a Cidade do Panamá.

Para captar um efeito dessa magnitude é preciso reunir três condições ao mesmo tempo: resolução angular altíssima, muita luz acumulada, ou seja, uma razão sinal-ruído elevada, e sistemas cujos arcos estejam bem separados do brilho da galáxia-lente, o que significa raios de Einstein de pelo menos um segundo de arco. Mesmo assim, o trabalho é cercado de armadilhas. O modelo de massa da galáxia principal pode imitar o efeito de um sub-halo, modelos simplificados da luz estelar introduzem erros, e estruturas bariônicas não modeladas, como um disco ou uma barra na galáxia-lente, deixam resíduos que se confundem com matéria escura. O caminho para contornar tudo isso é estatístico: em vez de uma ou duas lentes perfeitas, centenas delas, fotografiadas do espaço com a mesma qualidade.

Esse é exatamente o recurso que falta. A amostra espacial de lentes fortes foi construída a conta-gotas ao longo de um quarto de século pelo Telescópio Espacial Hubble: 47 sistemas do projeto CASTLES, 131 do levantamento SLACS, 33 do SL2S, 21 da amostra BELLS GALLERY e cerca de cem no campo COSMOS, além de 252 candidatas encontradas numa varredura de todo o arquivo público do Hubble até junho de 2020. O James Webb acrescentou 31 quasares quadruplamente lenteados, quatro sistemas do programa TEMPLATES e o anel de Einstein mais distante conhecido, o JWST-ER1. Somadas, as campanhas de lentes do Hubble consumiram 1.035 horas de telescópio. O resultado científico dessa escassez é cru: o limite de detecção de um único sub-halo com o Hubble fica entre 1 bilhão e 3 bilhões de massas solares, há em média apenas um objeto dessa massa por galáxia-lente, e as buscas em amostras de 11 e 17 sistemas voltaram sem nenhuma detecção significativa.

O Telescópio Espacial Nancy Grace Roman entra nessa história como quem chega para mudar o regime inteiro, e chega antes do previsto. O observatório decolou no dia 30 de agosto de 2026, às 7h26 no horário da Costa Leste dos Estados Unidos, a bordo de um foguete Falcon Heavy, do Complexo de Lançamento 39A do Centro Espacial Kennedy, na Flórida, oito meses antes da data de compromisso assumida pela NASA, que era maio de 2027. Quando o artigo foi escrito, em meados de 2025, o lançamento ainda constava para outubro de 2026. Roman cumpre agora uma viagem de cerca de três meses até o ponto de Lagrange L2, a 1,5 milhão de quilômetros da Terra, enquanto os engenheiros ligam e calibram seus sistemas numa fase de comissionamento. As primeiras imagens científicas estão previstas para o início de 2027, e é a partir delas que a previsão do estudo começará a ser cobrada.

A força do Roman está numa combinação que nenhum outro telescópio oferece. Seu espelho principal tem 2,4 metros, o mesmo diâmetro do Hubble, e por isso a nitidez é comparável, em torno de 0,1 segundo de arco. A diferença está no instrumento que recebe a luz. O Wide Field Instrument, o Instrumento de Campo Amplo, reúne 18 detectores de telureto de mercúrio e cádmio do tipo H4RG-10, cada um com 4.096 por 4.096 pixels de 0,11 segundo de arco, formando um mosaico de cerca de 300 megapixels que cobre 0,281 grau quadrado a cada exposição. Isso é 218 vezes a área do canal infravermelho da câmera WFC3 do Hubble. Oito filtros cobrem o intervalo de 0,48 a 2,3 micrômetros, do visível ao infravermelho próximo, e dois elementos dispersivos permitem espectroscopia. Se o Hubble enxerga o cosmos pelo buraco de uma fechadura, o Roman escancara a janela com a mesma acuidade visual.

O levantamento que importa para as lentes se chama High Latitude Wide Area Survey, a Varredura de Alta Latitude e Área Ampla, conhecida pela sigla HLWAS. Em sua versão de referência, ela cobrirá cerca de 1.700 graus quadrados do céu extragaláctico com quatro filtros do infravermelho próximo, F106, F129, F158 e F184, em exposições de 146 segundos, repetidas em três posições ligeiramente deslocadas por filtro, quatro no caso do F129. A componente de imageamento ocupará 283,6 dias, o equivalente a 6.806 horas. Comparado às 1.035 horas que o Hubble dedicou a lentes em toda a sua vida, o contraste já seria grande. O ponto, porém, é outro: como há dezenas de lentes em cada quadro, o levantamento inteiro funciona, na prática, como uma campanha de lentes gravitacionais, sem que nenhum segundo seja gasto apontando para elas.

O estudo foi liderado por Bryce Wedig, estudante de doutorado em física da Universidade de Washington em St. Louis, e por Tansu Daylan, professor assistente e pesquisador do Centro McDonnell de Ciências Espaciais da mesma universidade, que coordena o programa científico. Os outros 14 autores vêm de instituições como as universidades Stony Brook, Harvard, Yale, Stanford e Ohio State, o Instituto de Ciência do Telescópio Espacial e o laboratório SLAC. O artigo saiu em junho de 2025 no The Astrophysical Journal, volume 986, e o código que produziu os resultados, um pipeline de simulação chamado mejiro, ou seja, uma cadeia automatizada de etapas de processamento, foi publicado em acesso aberto para que qualquer grupo possa reproduzir ou ampliar o trabalho. O financiamento veio de uma bolsa da Divisão de Astrofísica da NASA e do programa FINESST, para futuros investigadores da agência.

A simulação começa muito antes de qualquer telescópio: começa com o universo. Usando os pacotes SkyPy e SLSim, a equipe gerou uma população sintética de galáxias de tipo precoce e tardio até desvio para o vermelho 6, quando o cosmos tinha menos de um bilhão de anos, com formas descritas por perfis de Sérsic, luminosidades sorteadas de uma função de Schechter e espectros realistas. As galáxias-fonte podem estar entre z igual a 0,01 e 6, e as galáxias-lente entre 0,01 e 3. Tudo o que for mais fraco do que magnitude 27 no filtro F129, a banda J do Roman, é descartado antes das etapas pesadas, porque não teria chance de formar um sistema detectável. Para economizar processamento, simulou-se 171 graus quadrados, 10% da área do HLWAS, e os números finais foram escalados para o levantamento completo.

Cada galáxia-lente recebe então um modelo de massa. O corpo principal é descrito por uma lei de potência elíptica, acrescida de cisalhamento e convergência externa, dois termos que imitam a influência de estruturas massivas e distantes ao longo da linha de visada. A massa total do halo é derivada da massa estelar por uma relação empírica calibrada em 41 lentes com galáxias entre z igual a 0,4 e 0,9 e em 22 sistemas do SLACS mais próximos: o halo pesa, em média, 51 vezes a massa em estrelas, com uma dependência fraca do desvio para o vermelho. Os próprios autores admitem a fragilidade dessa conversão para galáxias além de z igual a 1, onde menos de 8% das lentes do Roman devem estar, e lembram que os resultados principais se apoiam em sistemas com lentes abaixo de z igual a 0,6.

A parte mais delicada vem em seguida: povoar cada halo com sub-halos de matéria escura fria. O trabalho é feito pelo código pyHalo, que distribui aglomerados com massas entre 1 milhão e 10 bilhões de massas solares segundo uma função de massa de inclinação logarítmica igual a menos 1,9, com normalização de 0,055 por quiloparsec quadrado, dentro de um disco com três vezes o raio de Einstein, a região onde a presença deles afeta a luz lenteada. Cada sub-halo tem um perfil de densidade de Navarro-Frenk-White truncado, concentração sorteada de uma relação dependente do desvio para o vermelho e abundância ajustada pela massa e pela época do halo hospedeiro, segundo o modelo semianalítico Galacticus. Halos espalhados pela linha de visada, que também perturbam a luz, ficaram de fora desta versão e são tratados apenas pelos termos de cisalhamento.

Para que um par de galáxias conte como lente detectável, ele precisa passar por oito peneiras. A fonte tem de estar atrás da lente, a distância angular entre as duas precisa ser menor do que a raiz quadrada de dois vezes o raio de Einstein e o sistema precisa formar mais de uma imagem. Depois entram os critérios observacionais: o dobro do raio de Einstein deve ser de ao menos 0,3 segundo de arco, pelo menos um par de imagens deve estar separado por essa mesma distância, a fonte ampliada deve ser mais brilhante do que magnitude 25, o fluxo precisa ser amplificado por um fator maior do que três e a razão sinal-ruído das imagens lenteadas, no filtro F129, tem de superar 20. Nesse cálculo, a luz da galáxia-lente é contabilizada como ruído, porque é ela que lava os arcos e engana os algoritmos de busca.

Medir essa razão sinal-ruído exige fabricar a fotografia que o Roman tiraria. O pacote Lenstronomy faz o traçado dos raios de luz através do modelo de massa, com ray-shooting, ou disparo de raios, numa grade 25 vezes mais fina do que os pixels finais e ainda três vezes mais densa num anel em torno das imagens, onde a assinatura dos sub-halos aparece. A cena sintética é entregue ao módulo roman do GalSim, que aplica a exposição de 146 segundos e sorteia um dos 18 detectores e uma posição dentro dele, entre 450 pontos do plano focal onde a função de espalhamento pontual foi pré-calculada com o WebbPSF. O fundo de céu soma luz zodiacal, 1,5 vez o mínimo típico de altas latitudes galácticas, luz espalhada equivalente a 10% desse valor e emissão térmica, e a transmissão óptica varia de 96,9% a 97,3% conforme a posição.

Então chegam as imperfeições do detector, aplicadas na mesma ordem em que ocorrem no instrumento de verdade. Primeiro o ruído de Poisson, inerente à contagem de fótons. Depois a falha de reciprocidade, que reduz a resposta dos pixels em fluxos baixos, a corrente de escuro de detectores operando a 95 kelvins, abaixo de 0,005 elétron por pixel por segundo, a não linearidade da conversão de carga em voltagem, que atenua os pixels mais brilhantes, a capacitância entre pixels vizinhos, modelada por um núcleo de convolução 3 por 3 em que 91,6% do sinal fica no pixel de origem, o ruído de leitura gaussiano de 8,5 elétrons e, por último, a quantização em números inteiros de contagens. A imagem final sai em contagens por segundo, algo próximo de um produto de nível 2 do processamento real do Roman, ainda sem calibrações. O efeito de persistência, memória de exposições anteriores, ficou de fora porque só exposições isoladas foram simuladas.

Os números que saem dessa máquina são os que dão manchete. Por grau quadrado de céu, a simulação encontra cerca de 95 lentes fortes que atendem a todos os critérios, o que equivale a 27 por exposição de 0,281 grau quadrado e a 160 mil no levantamento completo de 1.700 graus quadrados. Dessas, 0,28 por grau quadrado, em torno de 500 no HLWAS, têm razão sinal-ruído acima de 200, o patamar que os autores adotam como condição para caracterizar sub-halos, calibrado por um estudo de 2022 segundo o qual a detectabilidade de subestrutura depende sobretudo da razão sinal-ruído mediana por pixel, que nesse corte fica em 3,7, com incerteza de 0,5. Se as quatro exposições de 146 segundos de cada campo forem combinadas, num tempo efetivo de 584 segundos, os limites superiores sobem para 510 mil lentes detectáveis e 5.600 caracterizáveis, com a ressalva de que o ganho real da combinação não cresce de modo linear.

O retrato da população prevista é diferente de tudo o que o Hubble fotografou. As galáxias-lente do Roman terão desvio para o vermelho médio de 0,57, com dispersão de 0,27, e dispersão de velocidades de 229 quilômetros por segundo, com incerteza de 51, enquanto as fontes terão magnitude 23,1 e z médio de 1,5. Em relação às amostras SLACS, SL2S e BELLS GALLERY, haverá muito mais sistemas com raios de Einstein pequenos e lentes mais distantes, em parte porque aquelas amostras foram selecionadas por espectros do Sloan que favoreciam galáxias de grande dispersão de velocidades, e em parte porque a profundidade e a cobertura infravermelha do Roman alcançam épocas mais remotas. A simulação prevê mais de 12 mil galáxias-lente com z igual ou maior do que 1, numa área da ciência em que as medidas de perfil de massa hoje param em z menor do que 1, e ainda cerca de 31 supernovas lenteadas, úteis para medir a constante de Hubble. Entre os 16.214 sistemas simulados, 12.933 formam duas imagens, 416 formam três e 2.865 formam quatro.

Previsões anteriores apontavam na mesma direção, com números menores. Um trabalho de 2020, com o código LensPop, estimou 16.778 lentes num HLWAS de 2 mil graus quadrados, cerca de oito por grau quadrado, mas usou um ponto zero fotométrico de 23,9 magnitudes no F129, quando as medidas atuais dos detectores indicam entre 26,31 e 26,47, ou seja, um instrumento bem mais sensível. Uma estimativa de 2023 chegou a 52 lentes por grau quadrado e já avisava que seu catálogo de galáxias carecia das elípticas mais massivas, justamente as que mais produzem lentes; o novo valor é aproximadamente o dobro. Um modelo analítico de 2024 ficou entre 4,7 e 10 por grau quadrado, dependendo da função de dispersão de velocidades adotada, e suas distribuições de parâmetros concordam bem com as do novo estudo. Já uma análise de 2023 de Daylan e Simon Birrer, voltada ao limite de 10 milhões de massas solares, previu cerca de 500 lentes caracterizáveis com exposições de 3.600 segundos, 0,29 por grau quadrado, quase o mesmo 0,28 obtido agora com apenas 146 segundos.

O produto concreto do artigo é um banco de 16.214 imagens simuladas, cada uma com 10,01 segundos de arco de lado, ou 91 pixels, depositado no repositório Zenodo. A simulação do levantamento consome 28 minutos por grau quadrado e cada imagem leva 4,5 segundos, dos quais 95% são gastos no disparo de raios através dos sub-halos. O conjunto inteiro exigiu 99 horas numa máquina com 32 processadores AMD Opteron e 128 gigabytes de memória, com o tempo caindo quase linearmente conforme mais núcleos são adicionados. O objetivo declarado é duplo: treinar redes neurais que depois vasculharão as imagens reais e validar as cadeias de análise de subestrutura antes que o primeiro fóton do Roman chegue ao solo.

A segunda metade do estudo trata de um problema que o Hubble nunca precisou enfrentar com tanta seriedade. Um campo de visão enorme tem um preço: a óptica não entrega a mesma imagem de uma estrela pontual em todos os cantos do mosaico. Essa imagem, a função de espalhamento pontual, ou point-spread function, PSF, é a impressão digital do telescópio, o borrão mínimo que ele imprime em qualquer fonte. No Roman, ela foi mapeada por coeficientes de Zernike, do quarto ao vigésimo segundo, medidos em 21 comprimentos de onda e em cinco posições de cada detector na especificação do Ciclo 9 do projeto. A largura da PSF a meia altura varia de 0,105 a 0,109 segundo de arco pelo plano focal, e o erro de frente de onda cresce nas bordas, com o instrumento ainda vibrando com um tremor residual de 0,012 segundo de arco por eixo.

Para saber se essa variação importa, os autores montaram um experimento controlado. Selecionaram os sistemas de alta razão sinal-ruído, acima de 200, e geraram para cada um deles populações de sub-halos com limites inferiores de massa diferentes: a partir de 1 milhão de massas solares no caso de referência e a partir de 10 milhões, 100 milhões e 1 bilhão nos casos alternativos, mantendo os sub-halos mais massivos nas mesmas posições. Esses cortes não são arbitrários. Na matéria escura morna, a supressão das pequenas estruturas é descrita pela massa de meio-modo, ligada à massa da partícula: os limites atuais, vindos de lentes do Hubble, de quasares observados com o instrumento MIRI do Webb, da floresta de Lyman-alfa e da contagem de satélites da Via Láctea, situam a partícula acima de 2 a 6,5 quiloelétron-volts, o que corresponde a massas de meio-modo entre 30 milhões e 1,6 bilhão de massas solares. Cortar em 10 milhões, 100 milhões e 1 bilhão representa, respectivamente, um sinal além, no limite e dentro da capacidade atual de detecção.

Como o sinal dos sub-halos vive na escala do milissegundo de arco, a equipe usou um termômetro simples: o espectro de potência radialmente médio das imagens na escala de um único pixel, com o filtro F106, que tem a PSF mais estreita entre os filtros do HLWAS, e um tempo efetivo de 438 segundos, sem fundo de céu, sem efeitos de detector e sem a luz da lente. Mais subestrutura deveria significar mais potência nessa escala. O veredito foi incômodo. Na maior parte do plano focal, mudar a posição em que a lente é fotografada desloca a potência de pixel único mais do que apagar os sub-halos de baixa massa. Em outras palavras, a impressão digital do telescópio pesa mais do que o sussurro da matéria escura, sobretudo nos detectores das bordas, os de números 7, 8, 9, 16, 17 e 18, quando comparados ao centro do detector 2. Em galáxias-lente muito massivas, acima de 10 trilhões de massas solares, a potência devida aos sub-halos dobra, o que alivia o problema.

A conclusão prática é direta: qualquer cadeia de análise que procure subestrutura em lentes do Roman, sobretudo nas encontradas ao acaso num levantamento amplo, precisará usar a PSF exata da posição em que cada sistema caiu no mosaico, e não um modelo médio. Essa PSF pode ser calculada com o WebbPSF a partir das medidas de aberração e será medida em voo pelo Centro de Operações Científicas do Roman, com observações de fontes pontuais em posições deslocadas. O achado não derruba a ciência de subestrutura; apenas explica que, num instrumento com um plano focal tão grande, a calibração deixa de ser um detalhe e passa a ser a própria medida.

A detecção de sub-halos individuais, aquela em que um único aglomerado escuro deixa uma marca visível num arco, é a modalidade mais exigente, e o HLWAS não terá exposição suficiente para ela abaixo de 10 bilhões de massas solares. Por isso o estudo olhou para o segundo grande programa do Roman, a High Latitude Time Domain Survey, a Varredura de Alta Latitude no Domínio do Tempo, HLTDS, dedicada a supernovas do tipo Ia e à energia escura, mas que revisitará os mesmos campos por anos. Em sua configuração esperada, com uma parte ampla de 19,04 graus quadrados e uma parte profunda de 4,2 graus quadrados, os tempos efetivos de 12.500 e 37.500 segundos elevam os limites superiores a 44 mil e 25 mil lentes detectáveis, 2.300 e 6 mil por grau quadrado, das quais 2.100 e 1.200 seriam caracterizáveis. Nesses campos profundos, o filtro F087, de PSF mais estreita, se torna a escolha natural.

O teste de sub-halo único foi conduzido como um jogo de diferenças. Os sistemas mais brilhantes e bem alinhados foram fotografados em 16 posições de cada um dos 18 detectores, 288 no total, primeiro como estão e depois com um único sub-halo plantado sobre uma das imagens lenteadas, o lugar de maior sinal. Uma estatística de qui-quadrado compara as duas fotografias pixel a pixel na região de sinal, e a massa do sub-halo é aumentada aos poucos até que a diferença alcance três desvios-padrão, o que um algoritmo ideal consideraria uma detecção. O intervalo explorado vai de 100 milhões a 10 bilhões de massas solares: abaixo disso a resolução angular impede qualquer detecção, acima disso o sub-halo provavelmente abrigaria uma galáxia anã luminosa e seria visto diretamente. A concentração foi fixada em 10 para isolar o efeito da óptica.

O resultado reforça o diagnóstico anterior, agora com cifras. A massa mínima detectável acompanha de perto o erro de frente de onda de cada região do plano focal, com um espalhamento médio de 5% e picos de até 25% nos sistemas mais sensíveis a aberrações. É um efeito pequeno diante das incertezas de modelagem da lente, mas é sistemático e previsível, o que o torna corrigível. Quando a variação de sensibilidade entre os detectores, o chamado ponto zero, entra no cálculo, ela passa a dominar: um detector mais sensível rende mais sinal e detecta sub-halos mais leves, independentemente da óptica. Em observações planejadas, basta escolher o detector e o tempo de exposição para atingir a razão sinal-ruído desejada. A combinação de exposições também melhora a sensibilidade, embora não tenha sido simulada.

A comparação com o Hubble fecha o quadro. O limite teórico do veterano, com a escala de 0,04 segundo de arco por pixel do canal UVIS da WFC3, fica entre 1 bilhão e 3 bilhões de massas solares. O Roman, cujas imagens combinadas devem alcançar 0,039 segundo de arco por pixel com o programa PyImcom, deve ter sensibilidade equivalente. Ao repetir o experimento com concentrações realistas, sorteadas de uma relação massa-concentração, porque ignorar essa dispersão pode distorcer a detectabilidade por uma ordem de grandeza, e com mil sub-halos por faixa de massa, a equipe sobrepôs suas curvas aos candidatos a sub-halo encontrados em 2024 nos 54 melhores sistemas do SLACS e do BELLS GALLERY. Quatro dos cinco candidatos aparecem no gráfico; o quinto, no sistema SDSSJ0946+1006, foi deixado de fora porque análises posteriores sugerem tratar-se de um halo na linha de visada. As observações profundas do Roman alcançam a mesma sensibilidade do Hubble, com a diferença de que a busca poderá ser feita em ordens de grandeza mais sistemas.

Os autores dedicam atenção especial ao Euclid, da Agência Espacial Europeia, que já está em operação e cuja varredura ampla deve revelar cerca de 170 mil lentes em 14 mil graus quadrados, até a magnitude AB 24,5 no visível, previsão que uma busca preliminar de 2024 indica continuar válida. O HLWAS é menor, mas chegará a magnitude 26,7 no infravermelho próximo, e as áreas vão se sobrepor, o que permitirá fotometria forçada e melhores desvios para o vermelho fotométricos. O instrumento VIS do Euclid tem um único filtro largo, de 0,55 a 0,9 micrômetro, enquanto a câmera NISP tem três filtros mas resolução de 0,3 segundo de arco; estima-se que 22% das lentes do Euclid, em geral com fontes empoeiradas e próximas, só serão vistas pela NISP, e o Roman as fotografará com mais nitidez e mais sinal. O limite de detecção de sub-halo do Euclid foi estimado em cerca de 630 milhões de massas solares, acima do esperado para o Roman. O Observatório Vera Rubin, no solo, encontrará lentes aos milhares, mas com resolução de 0,7 segundo de arco, boa para descobrir e ruim para dissecar.

Há ainda uma razão pela qual a cor importa tanto. A assinatura da matéria escura está na deflexão da luz da fonte, e separar essa luz do brilho da galáxia-lente é metade do trabalho. Como o espectro de uma galáxia avermelha com a idade das estrelas e com a poeira, e como galáxias espirais e irregulares podem ter formas enganosas, a cobertura de oito filtros do Roman, do visível ao infravermelho próximo, ajuda a reconhecer e modelar lentes em todas as épocas cósmicas, inclusive aquelas cujas imagens a poeira atenuaria num único filtro visível. A isso se soma a estratégia de longo prazo descrita pela equipe à imprensa: combinar as imagens infravermelhas do Roman com as de luz visível do Euclid, do Rubin e do Hubble para extrair o máximo de cada sistema.

A verdadeira promessa, contudo, não está nas detecções individuais, e sim na estatística. Os sub-halos abaixo do limiar de detecção, exatamente aqueles cuja abundância distingue a matéria escura fria da morna, deixam um efeito coletivo nas imagens que pode ser medido em população, com modelagem direta das lentes e com redes neurais convolucionais bayesianas treinadas em dados sintéticos. Até hoje, essas inferências em população só foram feitas com simulações ou com amostras de 23 sistemas, e os limites sobre a massa da partícula de matéria escura morna vieram de uma, oito ou 14 lentes. Com a combinação de exposições e a contribuição do HLTDS, o Roman deve entregar da ordem de mil sistemas caracterizáveis, o que muda o tipo de pergunta que se pode fazer.

Os autores são explícitos sobre o que ainda falta. As galáxias simuladas são perfis de Sérsic suaves, e a próxima versão usará galáxias reais do campo COSMOS do Hubble, com as formas irregulares comuns no universo jovem; como fontes com detalhes brilhantes e concentrados, caso das espirais vistas de frente, são mais sensíveis à subestrutura, o rendimento tende a subir.

Os halos da linha de visada, importantes porque as lentes do Roman são mais distantes e a luz atravessa um volume maior de matéria, serão incluídos com o próprio pyHalo. A combinação de exposições, necessária porque o Roman subamostra o céu em comprimentos de onda abaixo de cerca de 1,2 micrômetro, melhorará resolução e sinal, mas trará ruído correlacionado e desvios da PSF alvo que precisam ser avaliados. E a PSF foi considerada constante dentro de cada cena de 10 por 10 segundos de arco, aproximação segura para lentes de galáxias, cujos raios de Einstein ficam abaixo de 2,5 segundos de arco, mas inadequada para aglomerados, onde eles chegam ao minuto de arco.

Há ainda uma ressalva de calendário. O desenho do HLWAS usado no estudo é uma versão de referência; desde então, a comunidade definiu o plano final das três varreduras principais, e filtros, tempos de exposição e áreas exatas podem ter mudado. A equipe já planeja migrar seu simulador para o romanisim, o pacote oficial do Instituto de Ciência do Telescópio Espacial, que reproduz as leituras individuais dos detectores, incorpora os efeitos de pixels defeituosos a partir do sistema de referência de calibração e entrega os dados no formato ASDF usado pela missão, de modo que imagens simuladas e reais passem pelas mesmas cadeias de processamento. O passo seguinte é um desafio de dados com pelo menos 100 mil imagens, para treinar redes generativas e testar as inferências de subestrutura antes que o volume real chegue.

Convém olhar para trás para medir o salto. Einstein calculou em 1936 a lente produzida por uma estrela e considerou o fenômeno inobservável; Fritz Zwicky, no ano seguinte, apontou que galáxias inteiras fariam o serviço com mais eficiência. A primeira lente, o quasar duplo 0957+561, só apareceu em 1979, e o primeiro anel de Einstein, em 1988. O Hubble transformou dezenas em centenas ao longo de três décadas. O Roman propõe transformar centenas em centenas de milhares numa única campanha de cinco anos, com um ritmo de 27 lentes a cada exposição de pouco mais de dois minutos. Quando uma amostra cresce três ordens de grandeza, a ciência que se faz com ela muda de natureza: deixa de depender de um punhado de objetos de estimação e passa a tratar as lentes como uma população, com distribuições, médias e exceções mensuráveis.

O que está em jogo, no fim das contas, é a identidade da matéria escura. Sabemos quanto dela existe, como se distribui em grandes escalas e como molda a teia cósmica, mas não sabemos de que é feita. As galáxias anãs satélites da Via Láctea, a floresta de Lyman-alfa e as correntes estelares rasgadas pela gravidade oferecem pistas, cada uma com suas ambiguidades. As lentes fortes do Roman acrescentam a essas pistas um censo direto de aglomerados escuros em galáxias a bilhões de anos-luz, feito com a mesma técnica, pelo mesmo instrumento, em condições bem caracterizadas. Como resumiu Daylan ao Instituto de Ciência do Telescópio Espacial, a pergunta de fundo é saber qual partícula, ou quais partículas, constituem a matéria escura, e é a distribuição dela em pequenas escalas que pode responder.

No início de 2027, quando as primeiras imagens do Roman forem divulgadas, haverá nelas, sem que ninguém as tenha procurado, algumas dezenas de anéis e arcos de luz dobrada. Serão os primeiros de 160 mil. A rede que vai pescá-los já existe, treinada em 16 mil fotografias de um céu que ainda não foi fotografado, e os algoritmos que vão interrogar cada arco em busca de caroços invisíveis de matéria escura já sabem que precisam perguntar primeiro em que canto do mosaico a luz caiu. O universo sempre esteve cheio de telescópios naturais, feitos de gravidade. O que muda agora é que, pela primeira vez, teremos olhos suficientes para usar quase todos eles.