Distribuição da matéria e pequenas diferenças de temperatura que determinam a formação das estruturas
Variações Cósmicas num Universo Quase Homogéneo
As observações mostram que o nosso Universo é muito homogéneo em grandes escalas, mas não perfeito. Pequenas anisotropias (diferenças de direção) e perturbações (variações na densidade da matéria no espaço) no Universo primordial são as sementes essenciais de onde cresceram todas as estruturas cósmicas. Sem elas, a matéria permaneceria distribuída uniformemente e não teríamos galáxias, aglomerados ou a teia cósmica. Podemos estudar estas pequenas flutuações:
- Através das anisotropias da radiação cósmica de fundo em micro-ondas (CMB): diferenças de temperatura e polarização com precisão de 1 em 10-5.
- Através da estrutura em grande escala: a distribuição de galáxias, filamentos e vazios, que surgiram do crescimento gravitacional das sementes primordiais.
Ao analisar estas perturbações – tanto na época da recombinação (através da CMB) como em épocas posteriores (com dados de aglomerados de galáxias) – os cosmólogos obtêm conhecimentos essenciais sobre a matéria escura, a energia escura e a origem das flutuações inflacionárias. A seguir discutiremos como surgem estas anisotropias, como as medimos e como elas determinam a formação das estruturas.
2. Fundamento Teórico: Das Sementes Quânticas às Estruturas Cósmicas
2.1 Origem das Flutuações Inflacionárias
A principal explicação para as perturbações primordiais é a inflação: uma expansão exponencial que ocorreu no Universo primordial. Durante a inflação, as flutuações quânticas (do campo inflaton e da métrica) estenderam-se a escalas macroscópicas e ficaram "congeladas" como perturbações clássicas de densidade. Estas flutuações são quase invariantes de escala (índice espectral ns ≈ 1) e predominantemente gaussianas, como observado na CMB. Após o fim da inflação, o Universo "reaquece" e estas perturbações permanecem impressas em toda a matéria (bariônica + escura) [1,2].
2.2 Evolução ao Longo do Tempo
À medida que o Universo se expande, as perturbações da matéria escura e do fluido bariônico começaram a crescer sob a influência da gravidade, se a sua escala ultrapassasse a escala de Jeans (após a época da recombinação). Na quente era pré-recombinação, os fotões interagiam fortemente com os bariões, limitando o crescimento inicial. Após o desacoplamento, a matéria escura não colidencial pôde continuar a aglomerar-se mais. O crescimento linear produz um espectro de potência característico das perturbações de densidade. Finalmente, ao entrar no regime de colapso não linear, os halos formam-se nas regiões de excesso, dando origem a galáxias e aglomerados, enquanto os vazios surgem nas regiões rarefeitas.
3. Anisotropias da Radiação Cósmica de Fundo em Micro-ondas
3.1 Flutuações de Temperatura
CMB perto de z ∼ 1100 é extremamente homogéneo (ΔT/T ∼ 10-5), mas pequenas variações manifestam-se como anisotropias. Estas refletem oscilações acústicas no plasma fotão–barião antes da recombinação, bem como poços e picos potenciais gravitacionais originados das perturbações primordiais da matéria. O COBE foi o primeiro a detetá-las na década de 1990; o WMAP e o Planck melhoraram significativamente estas medições, observando vários picos acústicos no espectro angular de potência [3]. As posições e alturas dos picos permitem determinar com precisão os parâmetros (Ωb h², Ωm h², etc.) e confirmam a natureza quase invariante de escala das flutuações primordiais.
3.2 Espectro Angular de Potência e Picos Acústicos
Quando se representa a potência Cℓ como função do multipolo ℓ, observam-se estruturas "pico". O primeiro pico corresponde ao modo acústico fundamental dos fotões–bariões durante a recombinação, e os picos seguintes indicam harmónicos superiores. Esta regularidade apoia firmemente o início inflacionário e a geometria quase plana do Universo. Pequenas flutuações anisotrópicas de temperatura e a polarização dos modos E formam a base para a determinação moderna dos parâmetros cosmológicos.
3.3 Polarização e Modos B
As medições de polarização do CMB aprofundam ainda mais o nosso conhecimento sobre as perturbações. As perturbações escalares (de densidade) geram modos E, enquanto os tensoriais (ondas gravitacionais) poderiam gerar modos B. A deteção primária dos modos B em grandes escalas angulares confirmaria a existência das ondas gravitacionais inflacionárias. Embora até agora só existam limites superiores rigorosos, sem um sinal claro dos modos B primários, os dados atuais de temperatura e modos E indicam um caráter adiabático e invariante de escala das perturbações primordiais.
4. Estrutura em Grande Escala: Distribuição de Galáxias como Reflexo das Sementes Primordiais
4.1 Rede Cósmica e Espectro de Potência
Rede Cósmica, composta por filamentos, aglomerados e vazios, nasceu do crescimento gravitacional dessas perturbações primordiais. As observações do desvio para o vermelho (redshift) (ex., SDSS, 2dF, DESI) registam milhões de posições de galáxias, revelando estruturas 3D em escalas de dezenas a centenas de Mpc. Estatisticamente, o espectro de potência galáctica P(k) em grandes escalas coincide com o modelo linear da teoria das perturbações baseado nas condições iniciais inflacionárias, complementado pelas oscilações acústicas bariônicas visíveis (~100–150 Mpc de escala).
4.2 Formação Hierárquica
À medida que as não homogeneidades colapsam, primeiro se formam halos menores que, ao se fundirem, criam halos maiores, dando origem a galáxias, grupos e aglomerados. Esta formação hierárquica coincide bem com as simulações do modelo ΛCDM, cujos campos iniciais de flutuações são gaussianos aleatórios com potência quase invariante à escala. Observações sobre massas de aglomerados, tamanhos de vazios e correlações de galáxias confirmam que o Universo começou com pequenas perturbações de densidade que cresceram ao longo do tempo cósmico.
5. Papel da Matéria Escura e da Energia Escura
5.1 Matéria Escura – Motor da Formação de Estruturas
Como a matéria escura não interage eletromagneticamente nem dispersa com fótons, pode colapsar gravitacionalmente mais cedo. Assim, formam-se poços de potencial onde depois (após a recombinação) os bariões caem. A proporção de cerca de 5:1 entre matéria escura e bariões significa que a matéria escura determinou a estrutura da teia cósmica. Observações em escala KFS e dados de estruturas em grande escala ligam a fração de matéria escura a cerca de ~26% da densidade total de energia.
5.2 Energia Escura no Período Tardio
Embora as não homogeneidades iniciais e o crescimento das estruturas sejam principalmente governados pela matéria, nos últimos bilhões de anos a energia escura (~70% do Universo) passou a dominar a expansão, retardando o crescimento adicional das estruturas. Observações, como a variação da abundância de aglomerados com o desvio para o vermelho ou o cisalhamento cósmico, podem confirmar ou contestar a conceção padrão ΛCDM. Até agora, os dados não contradizem uma energia escura quase constante, mas medições futuras podem detectar pequenas variações se a energia escura evoluir.
6. Medição das Não Homogeneidades: Métodos e Observações
6.1 Experimentos KFS
Desde o COBE (década de 1990) até o WMAP (anos 2000) e Planck (anos 2010), as medições das anisotropias de temperatura e polarização melhoraram muito em resolução (minutos de arco) e sensibilidade (vários µK). Isto determinou a amplitude do espectro de potência primordial (~10-5) e o desvio espectral ns ≈ 0,965. Telescópios terrestres adicionais (ACT, SPT) investigam anisotropias em pequena escala, lente gravitacional e outros efeitos secundários, refinando ainda mais o espectro de potência da matéria.
6.2 Levantamento do Deslocamento
Grandes levantamentos de galáxias (SDSS, DESI, eBOSS, Euclid) analisam a distribuição 3D das galáxias, ou seja, a estrutura atual. Comparando-a com previsões lineares das condições iniciais do KFS, os cosmólogos testam o modelo ΛCDM ou procuram desvios. As oscilações acústicas bariônicas também são visíveis como uma subtil "colina" na função de correlação ou "oscilações" no espectro de potência, ligando essas não homogeneidades à escala acústica da recombinação.
6.3 Fraca Lente
Fraca lente gravitacional de galáxias distantes, causada pela matéria em grande escala, fornece outra medida direta da amplitude (σ8) e do crescimento no tempo. Revisões como DES, KiDS, HSC, e futuramente Euclid, Roman, determinarão o viés cósmico, permitindo reconstruir a distribuição da matéria. Isso oferece restrições adicionais, complementa as revisões de deslocamento e os estudos do KFS.
7. Questões Atuais e Tensões
7.1 Tensão do Hubble
Ao combinar dados do KFS com ΛCDM obtém-se H0 ≈ 67–68 km/s/Mpc, enquanto métodos locais de escada (com calibração por supernovas) indicam ~73–74. Essas medições dependem fortemente da amplitude das anisotropias e da história da expansão. Se as anisotropias ou condições iniciais diferirem do padrão, isso pode alterar os parâmetros derivados. Esforços estão em curso para determinar se nova física precoce (energia escura precoce, neutrinos adicionais) ou sistemática podem resolver essa tensão.
7.2 Anomalias em ℓ Baixo, Combinações em Grande Escala
Algumas anomalias nas anisotropias do KFS em grande escala (mancha fria, alinhamento do quadrupolo) podem ser coincidências estatísticas ou indícios da topologia cósmica. As observações ainda não confirmam nada significativo além das sementes inflacionárias padrão, mas continuam as buscas por não-gaussianidades, sinais topológicos ou anomalias.
7.3 Massa dos Neutrinos e Outras Questões
Massas pequenas de neutrinos (~0,06–0,2 eV) suprimem o crescimento de estruturas em escalas <100 Mpc, deixando marcas na distribuição da matéria. A análise conjunta das anisotropias do KFS e dos dados de estruturas em grande escala (ex.: BAO, lentes) pode detectar ou limitar a soma total das massas dos neutrinos. Além disso, as anisotropias podem indicar efeitos pequenos de DM quente ou DM auto-interagente. Até agora, DM frio com massas mínimas de neutrinos não contradiz os dados.
8. Perspetivas Futuras e Missões
8.1 Próxima Geração de KFS
CMB-S4 – uma série planejada de telescópios terrestres que medirá com alta precisão as anisotropias de temperatura/polarização, incluindo lentes finas. Isso pode revelar sinais sutis das sementes inflacionárias ou da massa dos neutrinos. LiteBIRD (JAXA) será dedicado à busca de modos B em grande escala, possivelmente detectando ondas gravitacionais primordiais da inflação. Isso confirmaria a origem quântica das anisotropias, caso os modos B sejam encontrados com sucesso.
8.2 Criação de Mapas 3D de Estruturas em Grande Escala
Revisões como DESI, o telescópio Euclid e o telescópio Roman abrangerão deslocamentos de dezenas de milhões de galáxias, capturando a distribuição da matéria até z ∼ 2–3. Eles permitirão refinar σ8 e Ωm, bem como "desenhar" detalhadamente a rede cósmica, ligando as anisotropias iniciais à estrutura atual. Mapas de intensidade de 21 cm do SKA permitirão observar anisotropias em redshifts ainda maiores – tanto antes quanto depois da reionização, fornecendo uma visão contínua da formação de estruturas.
8.3 Busca por Não-Gaussianidades
A inflação geralmente prevê flutuações iniciais quase gaussianas. No entanto, cenários de inflação com múltiplos campos ou não mínimos podem produzir pequenas não-gaussianidades locais ou equipotenciais. Os dados do CMB e da estrutura em grande escala continuam a restringir estes efeitos (fNL ~ algumas partes de unidades). A descoberta de não-gaussianidades maiores alteraria significativamente a nossa compreensão da natureza da inflação. Até agora, não foram encontrados resultados significativos.
9. Conclusão
As anisotropias e anisotropias do Universo – desde pequenas flutuações ΔT/T no CMB até à distribuição em grande escala das galáxias – são as sementes e vestígios essenciais da formação das estruturas. Inicialmente, provavelmente originadas durante a inflação por flutuações quânticas, estas perturbações de pequena amplitude cresceram ao longo de bilhões de anos sob a ação da gravidade, formando a rede cósmica onde vemos aglomerados, filamentos e vazios. Medições precisas destas anisotropias – anisotropias do CMB, levantamentos de deslocamento das galáxias, lente fraca cósmica – fornecem insights fundamentais sobre a composição do Universo (Ωm, ΩΛ), as condições da inflação e o papel da energia escura na fase tardia de aceleração.
Embora o modelo ΛCDM explique com sucesso muitas características da evolução da anisotropia, permanecem questões por responder: a tensão de Hubble, pequenas discrepâncias no crescimento das estruturas ou o impacto da massa dos neutrinos. À medida que a precisão das novas observações aumenta, podemos ou consolidar ainda mais a invulnerabilidade do paradigma inflação + ΛCDM, ou detectar desvios subtis que sugerem nova física – tanto na inflação, como na energia escura ou nas interações da matéria escura. Em qualquer caso, o estudo das anisotropias e das anisotropias permanece uma força poderosa na astrofísica, ligando as flutuações quânticas do tempo primordial às magníficas estruturas em escala cósmica ao longo de bilhões de anos-luz.
Literatura e Leitura Adicional
- Mukhanov, V. (2005). Fundamentos Físicos da Cosmologia. Cambridge University Press.
- Baumann, D. (2009). „Aulas TASI sobre Inflação.“ arXiv:0907.5424.
- Smoot, G. F., et al. (1992). „Estrutura nos mapas do primeiro ano do radiômetro diferencial de micro-ondas COBE.“ The Astrophysical Journal Letters, 396, L1–L5.
- Eisenstein, D. J., et al. (2005). „Deteção do Pico Acústico Bariônico na Função de Correlação em Grande Escala das Galáxias Vermelhas Luminosas do SDSS.“ The Astrophysical Journal, 633, 560–574.
- Colaboração Planck (2018). „Resultados Planck 2018. VI. Parâmetros cosmológicos.“ Astronomy & Astrophysics, 641, A6.