Anisotropias e Anisometropias

Arca do Conhecimento · Universo · Capítulo 10 / Artigo 09

Um início quase homogéneo. Um universo repleto de estruturas.

Porque é que o universo está repleto de galáxias, filamentos e vazios imensos, se no início era quase homogéneo? As pequenas diferenças e a sua variação consoante a escala e o tempo estabelecem a ligação entre estas duas imagens.

Padrões no céuPadrões no espaçoTestes em cosmologia

A gravidade amplifica as flutuações iniciais da matéria, a partir das quais se formam posteriormente estruturas. Esta é uma ilustração explicativa em que o contraste foi exagerado.[1]

DireçãoA anisotropia descreve como uma propriedade medida varia quando se observa em direções diferentes.

LugarA heterogeneidade descreve as diferenças entre lugares, por exemplo, entre um enxame denso e um vazio pouco povoado.

EscalaAs estruturas locais podem coexistir com uma imagem estatística essencialmente homogénea a escalas muito maiores.

Anisotropias e heterogeneidades

O que revelam as diferenças

O mapa das galáxias está longe de ser uniforme. Em algumas regiões, concentram-se enxames densos; noutras, estendem-se espaços imensos com galáxias dispersas e escassas. Ainda assim, os cosmólogos descrevem o universo com um modelo cujo pano de fundo, à escala das grandes estruturas, é homogéneo e isotrópico.

Estas afirmações dizem respeito a diferentes níveis de descrição. Para compreender como se articulam, temos de distinguir a direção do lugar, uma característica local de um padrão estatístico e a observação do modelo físico usado para a explicar.

Direção e lugar

Duas palavras para designar diferentes tipos de irregularidade

Anisotropia significa que uma propriedade depende da direção. Num mapa do céu em que a temperatura da radiação de micro-ondas é mais elevada em certas direções do que noutras, são visíveis anisotropias de temperatura. Heterogeneidade significa que uma propriedade varia de lugar para lugar: a densidade da matéria num enxame de galáxias é diferente da densidade num vazio próximo.[2]

Num caso, muda-se a direção do olhar; no outro, o lugar onde os dados são recolhidos.[3]

Esta distinção é importante. Imagine um observador no centro de camadas concêntricas cuja densidade varia consoante o raio. A imagem poderia ser igual em todas as direções, apesar de a densidade diferir de lugar para lugar. Por isso, uma imagem isotrópica vista de um único lugar não basta para determinar a homogeneidade. O chamado princípio de Copérnico, segundo o qual o nosso lugar não é especialmente privilegiado, é um pressuposto adicional que os cosmólogos procuram testar.[3]

Escala de comparação

Como pode o Universo ser, no essencial, uniforme, apesar da distribuição irregular da matéria?

A homogeneidade estatística significa que a descrição estatística não depende do local onde se escolhe a região. A isotropia estatística significa que não depende da orientação. Nenhuma destas propriedades exige que todas as regiões contenham as mesmas galáxias. No modelo cosmológico padrão, ao calcular a média em volumes cada vez maiores, os contrastes de densidade locais tornam-se menos acentuados, aproximando-se gradualmente da uniformidade em grandes escalas.[2]

O mesmo campo criado é calculado como média em regiões vizinhas cada vez mais amplas, usando uma escala de cores fixa. O resultado ilustra a suavização; não é uma medição da homogeneidade cósmica nem uma sequência temporal.

Um teste baseado em observações conta as galáxias em esferas de raio progressivamente maior. Numa distribuição homogénea, o crescimento do número médio aproxima-se de um crescimento proporcional ao volume: N(<r) ∝ r³. No levantamento WiggleZ, este método foi testado aplicando um desvio admissível claramente definido e correções de seleção do levantamento. Por conseguinte, a «escala de homogeneidade» indicada depende do critério escolhido, da amostra e da análise; não é um limite universal para além do qual desaparecem todas as estruturas.[2]

Suavizar uma imagem não é uma prova. A média reduz, por si só, a nitidez dos detalhes mais finos. A validação científica tem de comparar as medições com previsões quantitativas e verificar o que o levantamento poderia detetar.

Transformar padrões em medições

Como se descreve a intensidade da flutuação?

δ = (ρ − ρ̄) / ρ̄

O chamado contraste de densidade, δ, compara a densidade local ρ com a densidade média ρ̄ no mesmo instante cósmico. Valores positivos indicam uma densidade superior à média, enquanto valores negativos indicam uma densidade inferior. Para uma região com o dobro da densidade média, δ = 1. Para uma região com metade da densidade média, δ = −0,5.[4]

A questão seguinte é como se distribuem estas diferenças. A chamada função de correlação de dois pontos mede se os pares de galáxias a uma determinada distância ocorrem com mais frequência do que seria de esperar numa amostra de referência sem aglomerados. O chamado espetro de potência, P(k), exprime a informação relacionada, decompondo o padrão em contribuições de diferentes comprimentos de onda espaciais. Um k elevado corresponde a pequenas escalas espaciais.[5]

Na esfera celeste, o espetro de potência angular, C_ℓ, descreve a intensidade das flutuações em diferentes escalas angulares. Um ℓ baixo corresponde a padrões amplos, enquanto um ℓ elevado corresponde a detalhes mais finos. Esta estatística permite aos investigadores comparar as observações com as previsões, sem esperar que a simulação coloque cada galáxia ou região quente exatamente onde a observamos.[6]

A leitura da luz mais antiga observável

O que mostram realmente as anisotropias da CMB

A chamada radiação cósmica de fundo em micro-ondas, ou CMB, é uma radiação quase uniforme que resta do Universo primordial. O seu pronunciado dipolo, com um lado do céu mais quente do que o lado oposto, deve-se principalmente ao nosso movimento em relação a esta radiação. Os investigadores removem esta contribuição, cuja amplitude é de cerca de 3,36 milikelvins, e separam a radiação das fontes em primeiro plano antes de estudarem o padrão cosmológico, muito mais ténue.[7]

A escala característica das flutuações de temperatura restantes é de dezenas de microkelvins, aproximadamente uma parte da temperatura média em 100 000, e a amplitude depende da escala angular. Nelas se combinam diferenças intrínsecas de temperatura, desvios para o vermelho gravitacionais, movimento do plasma e efeitos acumulados ao longo do percurso da luz. Por isso, uma região quente não é uma indicação direta de uma região com maior densidade de matéria.[6]

Antes de os fotões se desacoplarem, a gravidade e a pressão da radiação provocaram oscilações no plasma acoplado de fotões e barões. A sua marca produz os picos acústicos da CMB. A intensidade relativa dos picos e os intervalos entre eles ajudam a restringir a composição do plasma e a geometria cosmológica que relaciona as escalas físicas com os ângulos observados.[8]

A polarização acrescenta outro padrão

A dispersão da radiação por eletrões cria polarização linear quando a radiação incidente apresenta a variação direcional necessária. Os modos E e os modos B descrevem a geometria deste padrão de polarização em todo o céu. Não são mapas de campos elétricos e magnéticos cósmicos distintos.[9]

Duas origens dos modos B

A lente gravitacional converte parte do padrão dos modos E em modos B, e este sinal foi observado.[10]

Uma contribuição distinta das ondas gravitacionais primordiais continua por confirmar. A sua deteção permitiria testar a física do Universo primordial; os limites superiores atuais restringem os modelos, mas não estabelecem uma origem única para as flutuações.[11]

De pequenas sementes à teia cósmica

Como cresce a estrutura

A inflação constitui uma das principais explicações para as condições iniciais. Em muitos modelos inflacionários, as flutuações quânticas durante um período inicial de expansão acelerada transformam-se em perturbações primordiais. As observações favorecem um espectro primordial de curvatura quase independente da escala - aproximadamente, a mesma potência de flutuação em cada intervalo logarítmico de comprimentos de onda. Também favorecem perturbações predominantemente adiabáticas, que inicialmente preservam a abundância relativa de partículas, como o número de barões por fotão. Estes êxitos constituem provas a favor dos modelos inflacionários, mas o mecanismo e a origem exclusivamente inflacionária continuam por determinar.[12]

As perturbações da matéria escura já evoluíam antes da recombinação. Durante a era dominada pela radiação, o crescimento era suprimido; quando a matéria passou a dominar, tornou-se mais eficaz. Mais tarde, as regiões mais densas puderam tornar-se fortemente não lineares: a sua evolução deixou de poder ser descrita como uma pequena correção a um fundo uniforme. Os halos agrupavam-se por acreção e fusões, enquanto o arrefecimento do gás e o feedback estelar ajudavam a determinar que galáxias se formavam neles.[1]

As regiões de menor densidade também evoluíram. Em relação à expansão média, a matéria tendia a fluir para o exterior, pelo que os vazios se tornavam cada vez menos densos. Os vazios continuam a conter matéria, galáxias e estruturas internas difusas. O ambiente também os pode deformar ou comprimir vazios mais pequenos até estes desaparecerem.[13]

A teia cósmica que se formou é um capítulo posterior da história das flutuações. O Universo primordial, quase uniforme, e o Universo agrupado em aglomerados que se observa nos levantamentos de galáxias pertencem a diferentes fases da sua evolução.

Três imagens complementares

O que os telescópios medem e o que os modelos permitem determinar

Diferentes observações revelam diferentes aspetos da estrutura
Método de estudo	Padrão medido	O que permite determinar
CMB	Temperatura e polarização em todo o céu.	As condições iniciais e os processos físicos que moldaram a distribuição da radiação.[12]
Levantamentos de galáxias	As posições no céu e os desvios para o vermelho das galáxias selecionadas.	Agrupamento e sua evolução, tendo em conta a forma como a distribuição das galáxias reflete a distribuição da matéria.[4]
Lente gravitacional fraca	Pequenas distorções correlacionadas entre si nas formas de muitas galáxias de fundo.	A distribuição da matéria entre o observador e as fontes, determinada pelo seu efeito cumulativo na luz.[14]

O mapa das galáxias não é um mapa exato da matéria. O viés de distribuição das galáxias descreve a relação física entre a população de galáxias e a distribuição da matéria. Populações diferentes podem agrupar-se de forma diferente, devido às diferenças na sua história de formação e no ambiente. É necessário modelar este aspeto para inferir as flutuações da densidade da matéria a partir das observações de galáxias.[4]

A observação profunda também não é uma imagem da atualidade do Universo, tirada toda ao mesmo tempo. Em geral, vemos os objetos mais distantes em fases anteriores da sua evolução. Para obter comparações realistas, constrói-se um cone de luz a partir de diferentes épocas simuladas, de modo a corresponder aos períodos abrangidos pelas observações.[15]

O próprio processo de observação também pode criar padrões aparentes. Uma exposição mais longa permite detetar galáxias mais ténues, enquanto a poeira ou os efeitos instrumentais podem reduzir o número de galáxias detetadas noutras regiões. As equipas de investigação modelam a seleção da observação e comparam o agrupamento com catálogos aleatórios que reproduzem a cobertura das observações, mas não geram um sinal de agrupamento físico. As observações simuladas ajudam a verificar se a análise permite recuperar a informação prevista.[5]

No caso da lente gravitacional fraca, o desfocamento da imagem causado pelo telescópio, as distâncias incertas até às fontes, as imagens sobrepostas e as orientações naturalmente alinhadas das formas das galáxias podem imitar ou alterar o sinal. A física dos gases também altera a distribuição da matéria prevista em pequenas escalas. A média dos dados de um maior número de galáxias reduz o ruído aleatório, mas não elimina, por si só, estes erros sistemáticos.[16]

O que os padrões podem revelar

Estudos da gravidade, das partículas e das primeiras sementes da estrutura

A expansão e o crescimento da estrutura estão relacionados. Na teoria da relatividade geral, uma vez especificadas a composição da matéria e a história da expansão, é possível prever como crescem as pequenas flutuações da densidade da matéria. O efeito posterior da energia escura suprime o crescimento em comparação com o cenário em que a matéria continuasse a dominar. Assim, comparar a expansão medida com o agrupamento medido permite testar esta relação; teorias alternativas da gravidade podem alterá-la.[17]

O efeito dos neutrinos depende da escala. Como os neutrinos relictos se deslocam rapidamente, em escalas suficientemente pequenas agrupam-se com menos eficácia do que a matéria escura fria e suprimem o crescimento da estrutura. As escalas relevantes dependem da massa dos neutrinos e da época cósmica. Por isso, os limites cosmológicos para a massa exigem um modelo; não se trata de pesar diretamente partículas individuais.[18]

A não gaussianidade primordial diz respeito a correlações que não são descritas por um campo aleatório gaussiano. As pesquisas testam várias formas possíveis, cada uma com sensibilidades e limitações próprias. As análises do «Planck» não detetaram nenhum sinal primordial estatisticamente significativo entre os modelos testados. Um único limite universal para a «não gaussianidade» ocultaria estas diferenças.[19]

A complexidade que surge mais tarde não revela, por si só, condições iniciais exóticas. Mesmo com condições iniciais compatíveis com uma distribuição gaussiana, a gravidade não linear e os processos de formação de galáxias geram correlações de ordem superior. Os investigadores têm de distinguir estes contributos posteriores de qualquer vestígio primordial.[20]

Características interessantes e comparações complexas

Quando é que uma anomalia se torna uma prova?

Algumas características da CMB em grande escala, incluindo o Ponto Frio, correlações invulgarmente fracas a grandes distâncias angulares e diferenças entre hemisférios, continuam a ser objeto de estudo. A sua presença nos mapas e a sua importância como provas contra o modelo padrão são coisas distintas. Se, depois de observar o mapa, forem testadas muitas direções, escalas de suavização ou estatísticas, um resultado de aspeto invulgar pode parecer mais inesperado do que realmente é.[21]

Existe também a variância cósmica: observamos uma única realização do Universo. As estruturas nas maiores escalas angulares contêm relativamente poucos modos independentes, pelo que, mesmo com um instrumento perfeito, subsistiria uma incerteza estatística. Medições de temperatura mais precisas não nos dão um segundo céu independente, embora a polarização acrescente informação.[21]

A comparação do agrupamento em épocas tardias exige igualmente cautela. O parâmetro S₈, frequentemente utilizado, combina a amplitude das flutuações σ₈ com a densidade da matéria. Depende da calibração e do modelo cosmológico ajustado aos dados. De acordo com a análise de lenteação gravitacional fraca da «KiDS-Legacy» de 2025, o valor de referência de S₈ é compatível com os resultados do «Planck». Isto mostra por que razão é impreciso afirmar que todos os levantamentos de lenteação indicam um Universo «demasiado homogéneo».[22]

Qual é a diferença entre σ₈, S₈ e H₀?

σ₈ é o valor quadrático médio linear do contraste de densidade da matéria na época atual, calculado pela média do contraste em esferas com 8 h⁻¹ Mpc de raio comóvel; aqui, h = H₀/(100 km/s/Mpc). S₈ = σ₈√(Ω_m/0.3) é uma combinação frequentemente utilizada com a fração atual da densidade da matéria Ω_m. H₀ é a taxa atual de expansão do Universo. Os valores determinados para estas grandezas podem ser relacionados através de um modelo, mas a tensão de Hubble não é, por si só, uma medição da intensidade do agrupamento da matéria.[17]

Para que os testes futuros sejam mais decisivos

O que reforçaria as provas?

O progresso depende da comparação entre observações sensíveis a fatores diferentes. O agrupamento de galáxias mostra onde estão os objetos selecionados; a lenteação depende da matéria entre a fonte e o observador; os dados da CMB limitam as possíveis condições iniciais. Um modelo que se ajusta ao conjunto de todos estes dados é sujeito a um teste mais rigoroso do que um modelo ajustado a um único conjunto de dados.[17]

Para isso, são necessárias melhores observações e comparações mais bem controladas: amostras de calibração representativas, levantamentos sintéticos do céu realistas e previsões testadas também com dados que não foram usados para as ajustar.[15], [16] Um novo efeito convincente deveria manter-se quando se alteram os instrumentos, a seleção da amostra e os métodos de análise.

O Universo escrito em diferenças

O padrão de distribuição é parte da evidência.

Pequenas irregularidades na luz antiga, aglomerados densos de galáxias e vazios cósmicos de baixa densidade oferecem formas interligadas de estudar a história cósmica. Aprender a ler estas diferenças significa perguntar o que varia, em que escala, quando e com que fiabilidade o podemos medir.

Continue a leitura no capítulo «Debates atuais e questões por responder» e descubra o que estes testes significam para os mistérios mais persistentes por resolver da cosmologia.

Fontes e leituras adicionais

Estudos científicos originais, revisões científicas e informações oficiais sobre observações do céu. Verificado em setembro de 2026. As ilustrações originais explicam conceitos; não são resultados de observações ou de modelação cosmológica. A demonstração de suavização utiliza um único campo artificial e uma escala de cores fixa.

Frenk e White (2012) – Matéria escura e estrutura cósmicaMatéria escura fria, supressão do crescimento das estruturas na era da radiação, formação de halos e física distinta da formação de galáxias.
Scrimgeour et al. (2012) – Observação WiggleZ: transição para a homogeneidade cósmica em grande escalaA homogeneidade é testada contando galáxias, aplicando uma tolerância claramente indicada e as correções da observação.
Clarkson e Maartens (2010) – Fundamentos da não homogeneidade e da cosmologia relativistaA isotropia em diferentes direções distingue-se da homogeneidade espacial, explicando o que se pode inferir a partir do céu visível para um único observador.
Desjacques, Jeong e Schmidt (2018) – Enviesamento da distribuição de galáxias em grandes escalasEstatística da densidade e relação física entre o agrupamento de galáxias e a distribuição da matéria.
Colaboração DESI (2025) – DESI 2024 II: definições das amostras, características e estatística de agrupamento de dois pontosSeleção da observação, catálogos de objetos aleatórios, correções instrumentais e validação com observações simuladas.
Wands, Piattella e Casarini (2016) – Física da radiação cósmica de fundoContribuições para a temperatura, estatística angular e limites impostos pelo facto de observarmos apenas um céu.
Colaboração Planck (2018/2020) – Revisão e legado cosmológicoO dipolo dominante induzido pelo movimento distingue-se das muito menores flutuações de temperatura de origem cosmológica.
Hu e Dodelson (2002) – Anisotropias da radiação cósmica de fundo em micro-ondasGravidade, pressão da radiação, carga bariônica e amortecimento das estruturas acústicas de pequena escala.
Hu e White (1997) – Introdução à polarização da CMBDispersão de Thomson, quadrupolos e geometria da polarização em modos E e B.
Hanson et al. (2013) – Deteção de modos B de lenteamento pelo Telescópio do Polo SulEm 2013, o SPTpol anunciou a primeira deteção da polarização em modos B induzida pelo lenteamento gravitacional.
Balkenhol et al. (2026) – Limites à inflação com dados combinados de CMB e BAOOs dados combinados de CMB limitam as perturbações tensoriais primordiais; o limite depende dos conjuntos de dados, da escala de referência e das hipóteses sobre o espectro tensorial.
Colaboração Planck (2018/2020) – Limites à inflaçãoTesta o espectro das perturbações primordiais e os modelos inflacionários, sem determinar uma única explicação possível para a sua origem.
van de Weygaert e Platen (2009) – Vazios cósmicos: estrutura, dinâmica e galáxiasOs vazios contêm matéria e galáxias, e conservam estruturas menores ténues; evoluem ao expandir-se, fundir-se e ser comprimidos pelo ambiente.
Bartelmann e Schneider (2001), Lenteamento gravitacional fracoAs distorções estatísticas das formas permitem estabelecer limites para a distribuição da matéria ao longo do percurso da luz.
Overzier et al. – Observatório Millennium Run: primeira luzPorque é que levantamentos celestes simulados realistas incluem galáxias em diferentes épocas cósmicas ao longo do cone de luz do observador.
Mandelbaum (2018), Lenteamento fraco para cosmologia de precisãoExplica os aspetos de calibração e astrofísica necessários para interpretar as estatísticas do lenteamento fraco.
Weinberg et al. (2013) — Métodos de observação da aceleração da expansão cósmicaA combinação de medições da expansão e do crescimento das estruturas permite testar os modelos cosmológicos mais detalhadamente do que cada medição isoladamente.
Lesgourgues e Pastor (2012) — Massa dos neutrinos a partir de dados cosmológicosA propagação livre dos neutrinos altera o agrupamento da matéria em escalas que dependem da massa das partículas e da época cósmica.
Colaboração Planck (2019) — Restrições aos desvios primordiais da distribuição gaussianaOs testes de desvios da distribuição gaussiana dependem do tipo de correlação estudado; não existe um limite universal para fNL.
Jeong e Komatsu (2009) — Desvios primordiais da distribuição gaussiana e o bispectro das galáxiasA evolução gravitacional e o enviesamento da distribuição das galáxias em relação à distribuição da matéria geram correlações de ordem superior, mesmo quando a distribuição das flutuações iniciais é gaussiana.
Colaboração Planck (2020) — Planck 2018: isotropia e estatística do fundo cósmico de micro-ondasAs características de grande escala angular nos mapas são reais; o seu significado como desvios da isotropia cosmológica continua por esclarecer.
Wright et al. (2025) — Restrições do «KiDS-Legacy» com base em medições de cisalhamento cósmicoA análise mais recente de lentes gravitacionais fracas mostra por que razão a calibração e as definições dos parâmetros são importantes ao comparar a intensidade do agrupamento.

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