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Aglomerados de galáxias e a teia cósmica

Filamentos, “folhas” e enormes regiões vazias que se estendem por escalas gigantescas – são o reflexo das sementes de densidade primordiais

Ao observar o céu noturno, os milhares de milhões de estrelas que vemos pertencem maioritariamente à nossa Via Láctea. Mas para lá da nossa galáxia abre-se um panorama ainda maior – a teia cósmica – uma enorme “teia” de aglomerados de galáxias, filamentos e vazios que se estende por centenas de milhões de anos-luz. Esta estrutura em grande escala origina-se das pequenas flutuações de densidade no Universo primordial, amplificadas pela gravidade ao longo do tempo cósmico.

Neste artigo discutiremos como os aglomerados de galáxias se formam, como eles se encaixam na teia cósmica de filamentos e “folhas”, e qual é a natureza dos enormes vazios entre eles. Compreendendo a distribuição da matéria nas maiores escalas, revelamos os principais aspetos da evolução e estrutura do Universo.

1. Formação de estruturas em grande escala

1.1 Das flutuações primordiais à teia cósmica

Pouco depois do Big Bang, o Universo era extremamente quente e denso. Pequenas flutuações quânticas, possivelmente originadas durante a inflação, criaram regiões ligeiramente mais e menos densas numa matéria e radiação quase uniformemente distribuídas. Mais tarde, a matéria escura começou a acumular-se nessas regiões excedentes; à medida que o Universo se expandia e arrefecia, a matéria bariônica (normal) afundava nos “poços gravitacionais” da matéria escura, acentuando as diferenças de densidade.

Assim formou-se a teia cósmica que conhecemos hoje:

  • Filamentos: Longos e estreitos filamentos de galáxias e grupos de galáxias, estendidos ao longo das “colunas vertebrais” da matéria escura.
  • Folhas (“Walls”): Estruturas bidimensionais localizadas entre os filamentos.
  • Vazios: Regiões enormes e de baixa densidade, com poucas galáxias; ocupam a maior parte do volume do Universo.

1.2 Sistema ΛCDM

O modelo cosmológico mais aceite ΛCDM (Lambda matéria escura fria) afirma que a energia escura (Λ) é responsável pela aceleração da expansão do Universo, enquanto a matéria escura não relativista (fria) domina a formação das estruturas. Neste cenário, as estruturas formam-se de forma hierárquica — halos menores fundem-se em maiores, formando as grandes estruturas que observamos. A distribuição das galáxias nestas escalas coincide estreitamente com os resultados das simulações cosmológicas modernas, confirmando as previsões do ΛCDM.

2. Aglomerados de galáxias: gigantes da teia cósmica

2.1 Definição e propriedades

Aglomerados de galáxias – as maiores estruturas gravitacionalmente ligadas do Universo, geralmente contendo centenas ou até milhares de galáxias ao longo de vários megaparsecs. Principais características:

  1. Muita matéria escura: ~80–90 % da massa do aglomerado é composta por matéria escura.
  2. Meio interaglactico quente (ICM): Observações de raios X mostram enormes quantidades de gás quente (107–108 K) preenchendo o espaço entre as galáxias.
  3. Ligação gravitacional: A massa total é suficiente para que os membros permaneçam ligados apesar da expansão do Universo, pelo que o aglomerado é uma espécie de "sistema fechado" em escalas cósmicas.

2.2 Formação por crescimento hierárquico

Os aglomerados crescem por acreção de grupos menores e por colisão com outros aglomerados. Isto continua na época atual. Como os aglomerados se formam nos nós da rede cósmica (onde as estruturas filamentosas se cruzam), tornam-se as "cidades" do Universo, e os filamentos circundantes fornecem-lhes matéria e galáxias.

2.3 Métodos de observação

Existem várias formas pelas quais os astrónomos detectam e estudam aglomerados de galáxias:

  • Inquéritos óticos: Em grandes estudos de desvio para o vermelho, como SDSS, DES ou DESI, procuram-se grandes concentrações de galáxias.
  • Observações em raios X: O gás quente entre aglomerados emite raios X intensos, pelo que as missões Chandra e XMM-Newton são especialmente importantes para detectar aglomerados.
  • Lente gravitacional: A enorme massa do aglomerado curva a luz dos objetos de fundo, fornecendo um método independente para determinar a massa total do aglomerado.

Os aglomerados funcionam como importantes laboratórios cósmicos – medindo a sua quantidade e distribuição em diferentes épocas, é possível obter parâmetros fundamentais da cosmologia (por exemplo, a amplitude das flutuações de densidade σ8, a densidade da matéria Ωm e as propriedades da energia escura).

3. Rede cósmica: filamentos, "folhas" e vazios

3.1 Filamentos: autoestradas da matéria

Filamentos – estruturas alongadas, semelhantes a cordões, de matéria escura e bárions, que direcionam o movimento das galáxias e do gás para os centros dos aglomerados. Podem ter desde alguns até dezenas ou centenas de megaparsecs. Ao longo destes filamentos, grupos menores de galáxias e aglomerados "pendem" como "contas num fio", onde a massa é ainda mais concentrada nas interseções.

  • Contraste de densidade: Nos filamentos, a densidade é várias ou dezenas de vezes superior à média cósmica, embora não tão densa como nos aglomerados.
  • Fluxo de gás e galáxias: A gravidade faz com que o gás e as galáxias se movam ao longo dos filamentos em direção a nós massivos (aglomerados).

3.2 "Folhas" ou "Walls"

Folhas (ou "Walls"), localizadas entre os filamentos, são estruturas bidimensionais em grande escala. Alguns casos observados, como a Great Wall, estendem-se por centenas de megaparsecs. Embora não sejam tão estreitas ou densas como os filamentos, ligam áreas entre filamentos mais raros e vazios.

3.3 Vazios: regiões cósmicas de "cavitação"

Vazios – espaços enormes, quase vazios, onde a quantidade de galáxias é muito menor em comparação com os filamentos ou aglomerados. O seu tamanho pode atingir dezenas de megaparsecs, ocupando a maior parte do volume do Universo, mas contendo apenas uma pequena fração da massa.

  • Estrutura nos vazios: Os vazios não são completamente vazios. Existem também galáxias anãs ou pequenos filamentos, embora a densidade possa ser ~5–10 vezes menor que a média.
  • Importância para a cosmologia: Os vazios são sensíveis à natureza da energia escura, a modelos alternativos de gravidade e a flutuações de densidade em pequena escala. Recentemente, os vazios tornaram-se uma nova fronteira para testar desvios do modelo padrão ΛCDM.

4. Evidências que confirmam a rede cósmica

4.1 Levantamentos de redshift de galáxias

Grandes levantamentos de redshift, realizados no final da década de 80 e início da de 90 (ex. CfA Redshift Survey), revelaram aglomerados de galáxias chamados "Great Walls" e regiões vazias, agora denominadas vazios. Programas atuais de maior escala, como 2dFGRS, SDSS, DESI, mapearam milhões de galáxias, não deixando dúvidas de que a sua distribuição corresponde ao padrão da rede criado por simulações cósmicas.

4.2 Fundo cósmico de micro-ondas (CMBA)

Estudos de anisotropias do CMBA (Planck, WMAP e missões anteriores) confirmam as propriedades iniciais das flutuações. Quando essas flutuações são evoluídas para frente no tempo em simulações, elas crescem para formar o padrão da rede cósmica. A alta precisão das medições do CMBA permite determinar a natureza das sementes de densidade que definem a estrutura em grande escala.

4.3 Lente gravitacional e lente fraca

Estudos de lente fraca acompanham pequenas distorções na forma das galáxias de fundo causadas pela matéria interveniente. CFHTLenS, KiDS e outros projetos revelaram que a massa distribui-se segundo o mesmo padrão da rede delineado pela disposição das galáxias, confirmando ainda mais que a matéria escura em grande escala distribui-se de forma semelhante aos bárions.

5. Abordagens teóricas e de simulação

5.1 Simulações N-corpos

Simulações N-corpos da matéria escura revelam naturalmente o "esqueleto" da rede cósmica, onde bilhões de partículas colapsam gravitacionalmente, formando halos e filamentos. Principais destaques:

  • Surgimento da "rede": Os filamentos conectam regiões densas (aglomerados, grupos), refletindo a dinâmica gravitacional dos fluxos das regiões externas.
  • Vazios: Formam-se em regiões de baixa densidade, onde os fluxos de matéria afastam a matéria, acentuando ainda mais os vazios.

5.2 Hidrodinâmica e formação de galáxias

Ao adicionar hidrodinâmica (física do gás, formação estelar, feedback) aos códigos N-corpos, é possível observar melhor como as galáxias se distribuem na rede cósmica:

  • Fluxo filamentar de gás: Em muitas simulações, o gás frio flui em filamentos para as galáxias em formação, estimulando a formação estelar.
  • Efeito do feedback: Os fluxos de supernovas e AGN podem perturbar ou aquecer o gás que entra, modificando a estrutura local da rede.

5.3 Problemas remanescentes

  • Questões em pequena escala: Fenómenos como o núcleo-pico (“core-cusp”) ou “too-big-to-fail” indicam discrepâncias entre as previsões ΛCDM e algumas observações de galáxias locais.
  • Vazios cósmicos: A modelação detalhada da dinâmica dos vazios e das estruturas menores neles contidas continua a ser uma área ativa de investigação.

6. Evolução da rede cósmica ao longo do tempo

6.1 Época inicial: grandes desvios para o vermelho

Logo após a reionização (z ∼ 6–10), a rede cósmica ainda não era tão evidente, mas ainda assim visível na distribuição de pequenos halos e galáxias em formação. Os filamentos podiam ser mais estreitos e raros, mas ainda assim canalizavam fluxos de gás para os centros protogalácticos.

6.2 Rede em maturação: desvios para o vermelho intermédios

Por volta de z ∼ 1–3, as estruturas filamentosas já são muito mais evidentes, alimentando galáxias com formação estelar rápida. Os aglomerados formam-se rapidamente, fundindo-se em estruturas cada vez mais massivas.

6.3 Época atual: nós e expansão dos vazios

Hoje vemos aglomerados maduros como nós na rede, enquanto os vazios se expandiram significativamente sob a influência da energia escura. Muitas galáxias residem em filamentos densos ou ambientes de aglomerados, mas algumas permanecem isoladas no interior dos vazios, evoluindo por caminhos muito diferentes.

7. Aglomerados de galáxias como marcadores cosmológicos

Porque os aglomerados de galáxias são as estruturas ligadas mais massivas, a sua abundância em diferentes épocas do Universo é muito sensível:

  1. Densidade da matéria escura (Ωm): Mais matéria significa uma formação mais intensa de aglomerados.
  2. Amplitude das flutuações de densidade (σ8): Flutuações mais fortes conduzem a uma formação mais rápida de halos massivos.
  3. Energia escura: Afeta a taxa de crescimento das estruturas. Se houver mais energia escura no Universo, os aglomerados formam-se mais lentamente em épocas posteriores.

Assim, os dados de observação dos aglomerados de galáxias, ou seja, o seu número, massa (medida por raios X, lente gravitacional ou efeito Sunyaev–Zel’dovich) e evolução com o desvio para o vermelho permitem determinar parâmetros cosmológicos robustos.

8. Rede cósmica e evolução das galáxias

8.1 Condições ambientais

O ambiente da rede cósmica influencia fortemente a evolução das galáxias:

  • Nos aglomerados: Uma grande diferença de velocidades, a remoção da pressão do gás (pressão ram) e as fusões frequentemente apagam a formação estelar, pelo que há muitos grandes galáxias elípticas.
  • “Alimentação” a partir dos filamentos: Galáxias espirais podem continuar a formar estrelas ativamente se receberem continuamente novos gases dos filamentos.
  • Galáxias dos vazios: Isoladas, com evolução mais lenta, retendo gases por mais tempo e continuando a formar estrelas no futuro cósmico.

8.2 Enriquecimento químico

Galáxias formadas em nós densos experienciam muitos surtos de formação estelar e feedback, expulsando metais para o meio interaglomerado ou filamentos. Mesmo as galáxias nos vazios são ligeiramente enriquecidas por fluxos esporádicos ou correntes cósmicas, embora mais lentamente do que nas regiões mais densas.

9. Direções futuras e observações

9.1 Levantamentos de grande escala de nova geração

O LSST, Euclid e o Telescópio Espacial Nancy Grace Roman irão estudar milhares de milhões de galáxias, fornecendo uma imagem 3D extremamente precisa da estrutura cósmica. Dados de lente gravitacional aprimorados permitirão determinar ainda mais claramente a distribuição da matéria escura.

9.2 Observações profundas de filamentos e vazios

A deteção do “Meio Intergaláctico Quente e Frio (WHIM)” nos filamentos ainda apresenta dificuldades. Missões futuras de raios X (por exemplo, Athena) e espectroscopia mais avançada na região UV ou de raios X poderão revelar a névoa de pontes gasosas entre galáxias, finalmente mostrando os “bariões em falta” na rede cósmica.

9.3 Cosmologia precisa dos vazios

Desenvolve-se também o campo da cosmologia dos vazios, que procura usar as propriedades dos vazios (distribuição de tamanhos, formas, fluxos de velocidade) para testar teorias alternativas da gravidade, modelos de energia escura e outras variantes não-ΛCDM.

10. Conclusão

Aglomerados de galáxias, visíveis nos nós da rede cósmica, assim como filamentos, "folhas" e vazios distribuídos entre eles, constituem a maior "estrutura" do Universo nas maiores escalas. Estas estruturas nasceram de pequenas flutuações de densidade no Universo primordial, que se intensificaram devido à expansão provocada pela matéria escura e energia escura sob a ação da gravidade.

Hoje vemos uma rede cósmica dinâmica, cheia de aglomerados gigantes, filamentos entrelaçados contendo muitas galáxias, e vastas regiões quase vazias. Estas enormes formas de "construção" não só refletem a importância das leis gravitacionais em escala intergaláctica, mas também são essenciais para testar modelos cosmológicos e para a nossa compreensão de como as galáxias evoluem nas regiões mais densas ou mais raras do Universo.

Links e leitura adicional

  1. Bond, J. R., Kofman, L., & Pogosyan, D. (1996). “Como os filamentos são tecidos na teia cósmica.” Nature, 380, 603–606.
  2. de Lapparent, V., Geller, M. J., & Huchra, J. P. (1986). “A slice of the universe.” The Astrophysical Journal Letters, 302, L1–L5.
  3. Springel, V., et al. (2005). “Simulações da formação, evolução e aglomeração de galáxias e quasares.” Nature, 435, 629–636.
  4. Cautun, M., et al. (2014). “The cold dark matter cosmic web.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 441, 2923–2944.
  5. Van de Weygaert, R., & Platen, E. (2011). “Cosmic Voids: Structure, Dynamics and Galaxies.” International Journal of Modern Physics: Conference Series, 1, 41–66.
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