Galaktikų spiečiai ir superspiečiai

Aglomerados e superaglomerados de galáxias

Os maiores sistemas gravitacionalmente ligados, formando a rede cósmica e influenciando as galáxias membros do aglomerado

As galáxias no cosmos não estão isoladas. Agrupam-se em aglomerados – enormes estruturas compostas por centenas ou mesmo milhares de galáxias, ligadas por gravidade comum. Em escalas ainda maiores existem os superaglomerados, que reúnem muitos aglomerados nas filamentos da teia cósmica. Estas enormes estruturas dominam as regiões mais densas do Universo, determinam a distribuição das galáxias e influenciam cada galáxia do aglomerado. Neste artigo, exploraremos o que são aglomerados e superaglomerados de galáxias, como se formam e por que são importantes para compreender a cosmologia em grande escala e a evolução das galáxias.

1. Definição de aglomerados e superaglomerados

1.1 Aglomerados de galáxias: o núcleo da teia cósmica

Aglomerado de galáxias – é um sistema ligado gravitacionalmente que pode conter desde algumas dezenas até milhares de galáxias. A massa total dos aglomerados geralmente varia entre ∼1014–1015 M⊙. Para além das galáxias, contêm:

  1. Halos de matéria escura: A maior parte da massa do aglomerado (~80–90 %) é composta por matéria escura.
  2. Meio intracluester quente (ICM): Gás rarefeito e muito quente (temperatura 107–108 K), que emite radiação na faixa dos raios X.
  3. Galáxias em interação: As galáxias do aglomerado sofrem remoção de gás ao moverem-se através do meio quente (ram-pressure stripping), "assédio" ou fusões, devido à alta frequência de colisões.

Aglomerados são frequentemente detectados procurando uma alta concentração de galáxias em levantamentos ópticos, observando a radiação de raios X do ICM ou usando o efeito Sunyaev–Zel’dovich – a distorção dos fótons do fundo cósmico de micro-ondas por eletrões quentes no aglomerado.

1.2 Superaglomerados: estruturas mais livres e maiores

Superaglomerados não são completamente ligados gravitacionalmente; são antes associações livres de aglomerados e grupos de galáxias, ligados por filamentos. Estendem-se por dezenas a centenas de megaparsecs, mostrando a estrutura em maior escala do Universo e os nós mais densos da teia cósmica. Embora algumas partes do superaglomerado possam estar ligadas entre si, nem todas as regiões destas estruturas estarão colapsadas de forma estável em escalas temporais cósmicas, caso não estejam totalmente formadas.

2. Formação e evolução de aglomerados

2.1 Crescimento hierárquico no modelo ΛCDM

De acordo com o modelo cosmológico atual (ΛCDM), os halos de matéria escura crescem hierarquicamente: primeiro formam-se halos menores que se fundem, formando gradualmente grupos e aglomerados de galáxias. Principais etapas:

  1. Flutuações iniciais de densidade: Pequenas diferenças de densidade formadas após a inflação gradualmente "desvanecem-se".
  2. Estágio de grupos: As galáxias concentram-se inicialmente em grupos (~1013 M⊙), que mais tarde incorporam halos adicionais.
  3. Estágio de aglomerado: Quando os grupos se fundem, formam-se aglomerados onde o potencial gravitacional é suficientemente profundo para reter o ICM quente.

Os maiores halos de aglomerados podem continuar a crescer, incorporando mais galáxias ou fundindo-se com outros aglomerados, formando as maiores estruturas gravitacionalmente ligadas do Universo [1].

2.2 Meio intracluster e aquecimento

Quando grupos se fundem em aglomerados, o gás infalante é aquecido violentamente até temperaturas viriais, da ordem de dezenas de milhões de graus, criando uma fonte de raios X — o meio intracluster quente (ICM). Este plasma afeta significativamente as galáxias do aglomerado, por exemplo, através do efeito de ram-pressure stripping.

2.3 Aglomerados relaxados e não relaxados

Alguns aglomerados que sofreram grandes fusões no passado são chamados de "relaxados", com emissão de raios X uniforme e um único potencial gravitacional profundo. Outros mostram subestruturas evidentes, indicando colisões recentes ou em curso — frentes de choque no ICM ou múltiplos agrupamentos de galáxias indicam aglomerados não relaxados (ex., "Aglomerado da Bala") [2].

3. Características observacionais

3.1 Radiação de raios X

O ICM quente nos aglomerados é uma forte fonte de raios X. Telescópios como Chandra e XMM-Newton observam:

  • Radiação térmica de cargas livres (bremsstrahlung): Eletrões quentes que emitem no intervalo dos raios X.
  • Abundâncias químicas: Linhas espectrais que indicam elementos pesados (O, Fe, Si) dispersos pelas supernovas nas galáxias do aglomerado.
  • Perfis do aglomerado: Distribuição da densidade e temperatura do gás, permitindo reconstruir a distribuição de massa e a história das fusões.

3.2 Levantamentos ópticos

A concentração densa de galáxias vermelhas e elípticas no centro do aglomerado é característica dos aglomerados. Estudos espectrais ajudam a identificar aglomerados ricos (ex., Coma) pelo desvio para o vermelho concentrado dos membros confirmados. Frequentemente, no centro do aglomerado encontramos a massiva "Galáxia Mais Brilhante do Aglomerado" (BCG), indicando um poço gravitacional profundo.

3.3 Efeito Sunyaev–Zel’dovich (SZ)

Os eletrões quentes do ICM podem interagir com os fotões do fundo cósmico de micro-ondas, transferindo-lhes um pouco mais de energia. Assim surge o distinto efeito SZ, que reduz a intensidade do CMB ao longo da linha do aglomerado. Este método permite detectar aglomerados quase independentemente da sua distância [3].

4. Impacto nas galáxias do aglomerado

4.1 "Arrancamento" de gás (ram-pressure) e extinção

Quando uma galáxia se move a alta velocidade através do denso e quente ICM, os gases são "arrancados". Isso resulta na perda do combustível para formação estelar, originando galáxias elípticas ou S0 pobres em gás, "vermelhas e inativas".

4.2 "Harassment" e interações de maré

Em ambientes de aglomerados densos, encontros próximos de galáxias podem perturbar discos estelares, formando distorções ou barras. Essa dinâmica recorrente de "harassment" aquece gradualmente a parte espiral das estrelas e transforma-a em lenticular (S0) [4].

4.3 BCG e membros brilhantes

As galáxias mais brilhantes do aglomerado (BCG), geralmente localizadas perto do centro do aglomerado, podem crescer significativamente por "canibalismo galáctico" — absorvendo satélites ou fundindo-se com outras grandes membros. Caracterizam-se por halos estelares muito estendidos e frequentemente por buracos negros supermassivos que emitem jatos de rádio poderosos ou atividade AGN.

5. Superaglomerados e a rede cósmica

5.1 Filamentos e vazios

Os superaglomerados conectam aglomerados através de filamentos de galáxias e matéria escura, enquanto os vazios (voids) preenchem os espaços mais raros. Esta "teia" da rede surge da distribuição em grande escala da matéria escura, determinada pelas flutuações iniciais de densidade [5].

5.2 Exemplos de superaglomerados

  • Superaglomerado local (LSC): Inclui os aglomerados de Virgem (Virgo), o Grupo Local (onde está a Via Láctea) e outros grupos próximos.
  • Superaglomerados de Shapley: Um dos mais massivos na vizinhança local do Universo (~200 Mpc de distância).
  • Sloan Great Wall: Estrutura gigante de superaglomerados descoberta nos estudos do Sloan Digital Sky Survey.

5.3 Conectividade gravitacional?

Muitos superaglomerados não estão totalmente virializados — podem estar a "expandir-se" devido à expansão do Universo. Apenas algumas partes mais densas dos superaglomerados colapsarão definitivamente em halos de aglomerados futuros. Devido à expansão acelerada, as ligações em grande escala podem "alongar-se" e rarear, isolando-as gradualmente do ambiente em escalas de tempo cósmicas.

6. Cosmologia dos aglomerados

6.1 Função de massa dos aglomerados

Ao contar aglomerados como função da massa e do desvio para o vermelho, os cosmólogos testam:

  1. Densidade de matéria (Ωm): Uma densidade maior significa mais aglomerados.
  2. Energia escura: A taxa de crescimento das estruturas (incluindo aglomerados) depende das propriedades da energia escura.
  3. σ8: A amplitude das flutuações iniciais de densidade determina a rapidez com que os aglomerados se formam [6].

Estudos de raios X e SZ permitem determinar com precisão as massas dos aglomerados, fornecendo restrições rigorosas aos parâmetros cosmológicos.

6.2 Lente gravitacional

A lente gravitacional em escala de aglomerado também ajuda a estimar a massa do aglomerado. Lente forte forma fontes gigantes em forma de arco ou múltiplas imagens, enquanto a lente fraca distorce ligeiramente as formas das galáxias de fundo. Estas medições confirmam que a matéria comum (visível) constitui apenas uma pequena fração da massa dos aglomerados — a matéria escura domina.

6.3 Fração de bariões e CMB

A relação entre a massa de gás (bariões) e a massa total do aglomerado indica a fração universal de bariões, que comparamos com dados do fundo cósmico de micro-ondas (CMB). Estes estudos confirmam consistentemente o modelo ΛCDM e refinam o balanço de bariões no Universo [7].

7. Evolução dos aglomerados e superaglomerados ao longo do tempo

7.1 Protoaglomerados de alto deslocamento para o vermelho

Observando galáxias distantes (alto z), detectam-se protoaglomerados – densas concentrações de galáxias jovens, prestes a "colapsar" em aglomerados completos. Algumas galáxias com formação estelar intensa ou núcleos ativos (AGN) em z∼2–3 são encontradas nestas regiões densas, prenunciando os aglomerados massivos atuais. O JWST e grandes telescópios terrestres detectam cada vez mais estes protoaglomerados, identificando pequenas áreas do céu com os grupos de "deslocamento para o vermelho" mais ricos e formação estelar ativa.

7.2 Fusões de aglomerados

Os aglomerados podem fundir-se entre si, formando sistemas extremamente massivos – "colisões de aglomerados" geram frentes de choque no meio intracluster (ICM) (por exemplo, o "Aglomerado da Bala") e revelam estruturas subhalo. Estes são os maiores eventos ligados gravitacionalmente no Universo, libertando enormes quantidades de energia que aquecem o gás e reorganizam as galáxias.

7.3 O futuro dos superaglomerados

Com a expansão do Universo (dominada pela energia escura), é provável que muitos superaglomerados nunca colapsem. No futuro, fusões de aglomerados ainda ocorrerão, formando halos virializados gigantes, mas as maiores partes dos filamentos podem esticar-se e rarear, eventualmente isolando essas megaestruturas como "universos separados".

8. Exemplos mais conhecidos de aglomerados e superaglomerados

  • Aglomerado de Coma (Abell 1656): Um aglomerado massivo e rico (~300 milhões de anos-luz de distância), conhecido por muitas galáxias elípticas e S0.
  • Aglomerado de Virgem (Virgo): O aglomerado rico mais próximo (~55 milhões de anos-luz), incluindo a gigante elíptica M87. Pertence ao Superaglomerado Local.
  • Aglomerado da Bala (1E 0657-558): Demonstra a colisão de dois aglomerados, onde o gás de raios X está deslocado em relação aos aglomerados de matéria escura (detetados por lente gravitacional) — uma evidência importante da existência da matéria escura [8].
  • Superaglomerado de Shapley: Um dos maiores superaglomerados conhecidos, estendendo-se por cerca de 200 Mpc, composto por uma rede de aglomerados ligados.

9. Resumo e perspetivas futuras

Agregados de galáxias – os maiores sistemas ligados gravitacionalmente – são os nós mais densos da teia cósmica, mostrando como a matéria em grande escala se organiza. Neles ocorrem interações complexas entre galáxias, matéria escura e o meio intergaláctico quente, que levam a mudanças morfológicas e ao "apagamento" da formação estelar nos aglomerados. Por sua vez, os superaglomerados representam uma estrutura ainda maior destes nós massivos e filamentos, ilustrando a estrutura da teia cósmica.

Ao observar as massas dos aglomerados, analisar a emissão de raios X e SZ e avaliar a lente gravitacional, os cientistas determinam os principais parâmetros cosmológicos, incluindo a densidade da matéria escura e as propriedades da energia escura. Projetos futuros (por exemplo, LSST, Euclid, Roman Space Telescope) fornecerão milhares de novas descobertas de aglomerados, refinando ainda mais os modelos cósmicos. Ao mesmo tempo, observações profundas permitirão detectar protoclusters em épocas precoces e seguir em detalhe como as estruturas em escala de superaglomerados evoluem no Universo em rápida expansão.

Embora as próprias galáxias sejam impressionantes, a sua estrutura coletiva em aglomerados massivos e superaglomerados extensos mostra que a evolução cósmica é um fenómeno comum, onde o ambiente, a concentração gravitacional e o feedback se fundem para criar as maiores estruturas do Universo que conhecemos.

Nuorodos ir platesnis skaitymas

  1. White, S. D. M., & Rees, M. J. (1978). “Condensação do núcleo em halos pesados – Uma teoria em duas fases para a formação de galáxias e o problema dos satélites em falta.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 183, 341–358.
  2. Markevitch, M., et al. (2002). “Restrições Diretas à Secção Eficaz de Auto-Interação da Matéria Escura a partir do Aglomerado de Galáxias em Fusão 1E 0657–56.” The Astrophysical Journal, 567, L27–L30.
  3. Sunyaev, R. A., & Zeldovich, Y. B. (1970). “A Interação da Matéria e Radiação no Universo em Expansão.” Astrophysics and Space Science, 7, 3–19.
  4. Moore, B., Lake, G., & Katz, N. (1998). “Transformação morfológica por assédio galáctico.” The Astrophysical Journal, 495, 139–149.
  5. Bond, J. R., Kofman, L., & Pogosyan, D. (1996). “Como os filamentos são tecidos na teia cósmica.” Nature, 380, 603–606.
  6. Allen, S. W., Evrard, A. E., & Mantz, A. B. (2011). “Parâmetros Cosmológicos a partir de Observações de Aglomerados de Galáxias.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 49, 409–470.
  7. Vikhlinin, A., et al. (2009). “Projeto Cosmologia de Aglomerados Chandra III: Restrições aos Parâmetros Cosmológicos.” The Astrophysical Journal, 692, 1060–1074.
  8. Clowe, D., et al. (2004). “Reconstrução da massa por weak-lensing do aglomerado em interação 1E 0657–558: Evidência direta da existência de matéria escura.” The Astrophysical Journal, 604, 596–603.
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