Como as galáxias se agrupam em estruturas gigantes formadas pela matéria escura e flutuações primordiais
Mais do que Galáxias Isoladas
A nossa Via Láctea é apenas uma entre bilhões de galáxias. Contudo, as galáxias não se distribuem aleatoriamente: agrupam-se em superaglomerados, filamentos e folhas, separados por enormes vazios onde quase não há matéria luminosa. Todas estas estruturas em grande escala formam uma rede que se estende por centenas de milhões de anos-luz, frequentemente chamada de «rede cósmica». Esta complexa rede forma-se principalmente devido ao suporte da matéria escura, cuja atração gravitacional organiza tanto a matéria escura como a bariônica em «caminhos» e vazios cósmicos.
A distribuição da matéria escura, determinada pelas flutuações primordiais do Universo jovem (amplificadas pela expansão cósmica e instabilidade gravitacional), cria os embriões dos halos galácticos. Nesses halos, as galáxias formam-se posteriormente. A observação destas estruturas e a sua comparação com simulações teóricas tornaram-se um pilar fundamental da cosmologia moderna, confirmando o modelo ΛCDM em grandes escalas. A seguir, é feita uma revisão de como estas estruturas foram descobertas, como evoluem e quais os atuais horizontes de investigação para compreender melhor a rede cósmica.
2. Desenvolvimento Histórico e Revisões Observacionais
2.1 Primeiros Sinais de Aglomerados
As primeiras tabelas de galáxias (por exemplo, as observações de Shapley sobre aglomerados ricos na década de 1940, revisões posteriores do desvio para o vermelho, como o CfA Survey nas décadas de 1980 e 1990) mostraram que as galáxias realmente se agrupam em grandes estruturas, muito maiores do que aglomerados ou grupos isolados. Superaglomerados, como o Superaglomerado de Coma, sugeriram que o Universo próximo tem uma distribuição filamentar.
2.2 Revisões do Desvio para o Vermelho: Pioneiros 2dF e SDSS
2dF Galaxy Redshift Survey (2dFGRS) e posteriormente o Sloan Digital Sky Survey (SDSS) expandiram significativamente os mapas de galáxias para centenas de milhares, e depois para milhões de objetos. Os seus mapas tridimensionais mostraram claramente a rede cósmica: longos filamentos de galáxias, enormes vazios onde quase não há galáxias, e superaglomerados massivos a formarem-se nas interseções. Os maiores filamentos podem estender-se por centenas de megaparsecs.
2.3 Época Moderna: DESI, Euclid, Roman
As atuais e futuras sondagens, como o DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument), Euclid (ESA) e o Telescópio Espacial Nancy Grace Roman (NASA), aprofundarão e expandirão estes mapas de deslocamento para dezenas de milhões de galáxias com deslocamentos maiores. Pretendem estudar a evolução da rede cósmica desde as épocas iniciais e avaliar com maior detalhe a interação entre matéria escura, energia escura e a formação de estruturas.
3. Fundamentos Teóricos: Instabilidade Gravitacional e Matéria Escura
3.1 Flutuações Primordiais da Inflação
No Universo primordial, durante a inflação, flutuações quânticas transformaram-se em perturbações clássicas de densidade, abrangendo escalas variadas. Após a inflação, estas perturbações tornaram-se as sementes das estruturas cósmicas. Como a matéria escura é fria (tornando-se não relativística cedo), começou a aglomerar-se rapidamente após se separar do ambiente de radiação quente.
3.2 Do Crescimento Linear à Estrutura Não Linear
À medida que o Universo se expandia, as regiões com densidade ligeiramente superior à média atraíam gravitacionalmente cada vez mais matéria, e o contraste de densidade aumentava. Inicialmente, este processo foi linear, mas em algumas áreas tornou-se não linear, até que essas regiões colapsaram em halos gravitacionais. Entretanto, as regiões de menor densidade expandiam-se mais rapidamente, formando vazios cósmicos. A rede cósmica surge desta interação gravitacional mútua: a matéria escura torna-se a estrutura de suporte, para onde os bárions caem, formando galáxias.
3.3 Simulações de N-corpos
Simulações modernas N-corpos (Millennium, Illustris, EAGLE e outras) seguem bilhões de partículas representando a matéria escura. Confirmam a distribuição em teia – filamentos, nós (aglomerados) e vazios – e mostram como as galáxias se formam em halos densos nessas interseções de nós ou ao longo dos filamentos. Estas simulações usam condições iniciais do espectro de potência do KFS (CMB), demonstrando como flutuações de pequena amplitude crescem até as estruturas observadas hoje.
4. Estrutura da Rede Cósmica: Filamentos, Vácuos e Superaglomerados
4.1 Filamentos
Filamentos – são ligações entre aglomerados massivos de "nós". Podem estender-se por dezenas ou até centenas de megaparsecs, onde se encontram vários aglomerados de galáxias, grupos e gás intergaláctico. Em algumas observações, é visível uma fraca radiação de raios X ou de hidrogénio HI, ligando os aglomerados e indicando a presença de gás. Estes filamentos funcionam como autoestradas, pelas quais a matéria se move de regiões menos densas para nós mais densos devido à gravidade.
4.2 Vazios
Vazios são regiões enormes e de baixa densidade, onde quase não se encontram galáxias. Normalmente têm cerca de 10–50 Mpc de diâmetro, mas podem ser maiores. As galáxias dentro dos vazios (se existirem) são frequentemente muito isoladas. Os vazios expandem-se um pouco mais rápido do que as regiões mais densas, possivelmente influenciando a evolução das galáxias. Estima-se que cerca de 80–90% do espaço cósmico seja composto por vazios, onde se concentram apenas cerca de 10% de todas as galáxias. A forma e distribuição destes vazios permitem testar hipóteses sobre energia escura ou modelos alternativos de gravidade.
4.3 Superaglomerados
Superaglomerados geralmente não estão totalmente ligados gravitacionalmente, mas constituem excessos de grande escala (overdensities), abrangendo vários aglomerados e filamentos. Por exemplo, o superaglomerado de Shapley ou o superaglomerado de Hércules – alguns dos maiores objetos conhecidos deste tipo. Eles definem o ambiente em grande escala para os aglomerados de galáxias, mas ao longo de períodos cósmicos podem não se tornar um objeto gravitacionalmente coeso. O nosso Grupo Local pertence ao superaglomerado de Virgem (Virgo), também chamado Laniakea – onde se concentram centenas de galáxias, cuja parte central é o aglomerado de Virgem.
5. A Importância da Matéria Escura na Teia Cósmica
5.1 Estrutura Cósmica
A matéria escura, sendo não colidencial (collisionless) e constituindo a maior parte da matéria, forma halos nos nós e ao longo dos filamentos. Os bárions, que interagem eletromagneticamente, condensam-se posteriormente em galáxias nesses halos de matéria escura. Sem a matéria escura, os bárions isolados teriam dificuldade em formar poços gravitacionais massivos suficientemente cedo para que as estruturas observadas hoje surgissem. Simulações N-corpos, onde a matéria escura é removida, mostram uma distribuição completamente diferente, que não corresponde à realidade.
5.2 Confirmação Observacional
O fraco lente gravitacional (ingl. cosmic shear) em grandes áreas do céu mede diretamente a distribuição de massa, que coincide com as estruturas filamentosas. Observações do efeito raios X (X) e Sunyaev–Zeldovich (SZ) em aglomerados revelam acumulações de gás quente, que frequentemente correspondem aos potenciais gravitacionais da matéria escura. A combinação de lentes gravitacionais, dados de raios X e a distribuição dos aglomerados de galáxias apoia fortemente a importância da matéria escura na teia cósmica.
6. Impacto na Formação de Galáxias e Aglomerados
6.1 Fusão Hierárquica
As estruturas formam-se hierarquicamente: halos menores fundem-se em maiores ao longo do tempo cósmico. Os filamentos constituem um fluxo constante de gás e matéria escura para os nós dos aglomerados, aumentando-os ainda mais. As simulações mostram que as galáxias localizadas nos filamentos apresentam um afluxo mais rápido de matéria, que influencia a sua história de formação estelar e as transformações morfológicas.
6.2 Influência do Ambiente nas Galáxias
As galáxias nos filamentos densos ou nos centros dos aglomerados sofrem remoção por pressão de ram, interações gravitacionais de maré ou problemas de escassez de gás, o que pode levar a mudanças morfológicas (por exemplo, a transformação de espirais em galáxias lenticulares). Por outro lado, as galáxias nos vazios podem manter-se ricas em gás e formar estrelas de forma mais ativa, pois têm menos interações com vizinhas. Assim, o ambiente da rede cósmica exerce uma grande influência na evolução das galáxias.
7. Levantamentos Futuros: Mapa Detalhado da Rede
7.1 Projetos DESI, Euclid, Roman
DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument) recolhe os redshifts de ~35 milhões de galáxias/quasares, permitindo criar mapas 3D da rede cósmica até aproximadamente z ~ 1–2. Simultaneamente, Euclid (ESA) e o Telescópio Espacial Roman (NASA) fornecerão imagens de cobertura muito ampla e dados espectroscópicos de milhares de milhões de galáxias, permitindo medir lentes gravitacionais, BAO e o crescimento da estrutura, com o objetivo de refinar o conhecimento da energia escura e da geometria cósmica. Estes levantamentos de nova geração permitirão “tecer” o mapa da rede com precisão sem precedentes até ~z = 2, abrangendo uma parte ainda maior do Universo.
7.2 Mapas de Linhas Espectrais
Mapas de intensidade de HI (intensity mapping) ou mapas de linhas de CO podem permitir observações mais rápidas da estrutura em grande escala em termos de deslocamento espacial, sem a necessidade de mapear cada galáxia individualmente. Este método acelera os levantamentos e fornece informação direta sobre a distribuição da matéria ao longo do tempo cósmico, impondo novas restrições à matéria escura e à energia escura.
7.3 Correlações Cruzadas e Métodos Multimensageiros (Multi-Messenger)
A combinação de dados de diferentes indicadores cósmicos – lente gravitacional forte, lente gravitacional fraca de galáxias, catálogos de aglomerados em raios X, mapas de intensidade de 21 cm – permitirá reconstruir com precisão o campo tridimensional de densidade, filamentos e campos de fluxo de matéria. Esta combinação de métodos ajuda a testar as leis da gravidade em grande escala e a comparar as previsões do ΛCDM com possíveis modelos de gravidade modificada.
8. Estudos Teóricos e Questões em Aberto
8.1 Discrepâncias em Pequena Escala
Embora a rede cósmica corresponda bem ao ΛCDM em grande escala, observam-se discrepâncias em certas áreas de pequena escala:
- Problema cusp-core nas curvas de rotação das galáxias anãs.
- Problema dos satélites em falta: em torno da Via Láctea encontram-se menos halos anões do que o esperado com base em simulações simples.
- Fenómeno dos planos de satélites (plane of satellites) ou outras discrepâncias de distribuição em alguns grupos locais de galáxias.
Isto pode indicar que processos importantes de retroalimentação dos bárions ou nova física (por exemplo, matéria escura quente ou matéria escura interagente) são necessários para alterar a estrutura em escalas menores que Mpc.
8.2 Física do Universo Primordial
O espectro primordial das flutuações, observado na rede cósmica, está relacionado com a inflação. Estudos da rede em redshifts maiores (z > 2–3) poderão revelar sinais subtis de flutuações não gaussianas ou cenários alternativos de inflação. Por sua vez, os filamentos e a distribuição de bárions na época da reionização constituem outro “horizonte” observacional (por exemplo, através da tomografia de 21 cm ou levantamentos profundos de galáxias).
8.3 Teste da Gravidade em Grandes Escalas
Teoricamente, ao estudar como os filamentos se formam no tempo cósmico, é possível testar se a gravidade corresponde à relatividade geral (RG) ou se, sob certas condições, surgem desvios em superaglomerados de grande escala. Os dados atuais suportam o crescimento gravitacional padrão, mas mapas mais detalhados no futuro podem revelar pequenos desvios importantes para teorias f(R) ou “braneworld”.
9. Conclusão
Rede cósmica – a grande teia de filamentos, vazios e superaglomerados – revela como a estrutura do Universo se desenrola a partir do crescimento gravitacional das flutuações primordiais de densidade dominadas pela matéria escura. Descoberta através de grandes levantamentos de redshift e comparada com simulações N-corpos fiáveis, torna-se evidente que a matéria escura é a “estrutura” essencial para a formação de galáxias e aglomerados.
As galáxias distribuem-se nestes filamentos, fluem para os nós dos aglomerados, enquanto grandes vazios permanecem como algumas das regiões mais desertas do cosmos. Esta disposição que se estende por centenas de megaparsecs revela as características do crescimento hierárquico do Universo, em perfeita concordância com o modelo ΛCDM e confirmada pelas anisotropias do CMB e toda a cadeia de observações cosmológicas. As revisões dos projetos atuais e futuros permitirão captar ainda mais detalhadamente a imagem tridimensional da rede cósmica, compreender melhor a evolução da estrutura do Universo, a natureza da matéria escura e testar se as leis padrão da gravidade se mantêm nas maiores escalas. Esta rede cósmica é um motivo grandioso e interligado, a “impressão digital” da própria criação cósmica desde os primeiros instantes até aos dias de hoje.
Literatura e Leitura Adicional
- Gregory, S. A., & Thompson, L. A. (1978). “Superclusters of galaxies.” The Astrophysical Journal, 222, 784–796.
- de Lapparent, V., Geller, M. J., & Huchra, J. P. (1986). “A slice of the universe.” The Astrophysical Journal Letters, 302, L1–L5.
- Colless, M., et al. (2001). “The 2dF Galaxy Redshift Survey: spectra and redshifts.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 328, 1039–1063.
- Tegmark, M., et al. (2004). “Parâmetros cosmológicos do SDSS e WMAP.” Physical Review D, 69, 103501.
- Springel, V., et al. (2005). “Simulações da formação, evolução e aglomeração de galáxias e quasares.” Nature, 435, 629–636.