Mapear milhões de galáxias para compreender a estrutura em grande escala, os campos de fluxo cósmico e a expansão
Por que as Revisões de Desvio são Importantes
Durante séculos, a astronomia registou principalmente objetos celestes como pontos numa esfera bidimensional. A terceira dimensão – a distância – permaneceu difícil de alcançar até à era moderna. Hubble mostrou que a velocidade de afastamento das galáxias (v) é aproximadamente proporcional à sua distância (d) (especialmente em pequenos desvios), pelo que o desvio para o vermelho das galáxias (deslocação das linhas espectrais) se tornou um método prático para estimar distâncias cósmicas. Recolhendo sistematicamente grandes conjuntos de desvios para o vermelho de galáxias, são criados mapas tridimensionais da estrutura do Universo – com filamentos, aglomerados, vazios e superaglomerados.
Estes levantamentos em grande escala são agora um dos pilares essenciais da cosmologia observacional. Eles revelam a rede cósmica, governada pela matéria escura e pelas flutuações primordiais de densidade, e ajudam a medir os fluxos cósmicos, a história da expansão, a geometria e a composição do Universo. A seguir discutimos como funcionam os levantamentos de desvio, o que revelaram e como ajudam a determinar parâmetros cosmológicos essenciais (energia escura, fração de matéria escura, constante de Hubble, etc.).
2. Fundamentos do Desvio e das Distâncias Cósmicas
2.1 Definição do Desvio para o Vermelho
O desvio para o vermelho (z) das galáxias é definido como:
z = (λobservado - λemitido) / λemitido,
Considere o quanto as suas linhas espectrais se deslocaram para comprimentos de onda mais longos. Para galáxias próximas, aplica-se z ≈ v/c (v – velocidade de movimento, c – velocidade da luz). Em regiões mais distantes, a expansão cósmica dificulta a interpretação direta da velocidade (v), mas z permanece uma medida que indica o quanto o Universo se expandiu desde o momento da emissão do fóton.
2.2 Lei de Hubble e Grandes Escalas
Em pequenos desvios para o vermelho (z ≪ 1) a lei de Hubble diz: v ≈ H0 d. Assim, conhecendo o desvio para o vermelho, é possível estimar aproximadamente a distância d ≈ (c/H0) z. Para grandes z é necessário um modelo cosmológico mais detalhado (ex., ΛCDM), que relaciona z com a distância comóvel. Portanto, a essência dos levantamentos de desvio é obter o desvio para o vermelho a partir de medições espectrais (reconhecimento de linhas espectrais, ex., linhas de Balmer do hidrogénio, [O II], etc.) e a partir dele a distância, para poder construir mapas 3D das galáxias.
3. Revisão da Evolução das Pesquisas de Deslocamento
3.1 Revisão do Deslocamento CfA
Uma das primeiras grandes revisões – o Center for Astrophysics (CfA) Survey (décadas de 80–90), reuniu milhares de deslocamentos de galáxias. Cortes 2D (wedge plot) revelaram “paredes” e vazios, incluindo a “Grande Parede” (Great Wall). Isso mostrou que a distribuição das galáxias está longe de ser homogênea, com estrutura em grande escala estendendo-se por ~100 Mpc.
3.2 Two-Degree Field (2dF) e Início dos Anos 2000
No início dos anos 2000, o 2dF Galaxy Redshift Survey (2dFGRS), operando no Telescópio Anglo-Australiano com o espectrógrafo multi-fenda 2dF, mediu ~220.000 deslocamentos de galáxias até z ∼ 0,3. Esta revisão confirmou a assinatura das oscilações acústicas bariônicas (BAO) na função de correlação das galáxias, refinou as estimativas da densidade de matéria, e criou mapas de vazios, filamentos e fluxos em grande escala com detalhe sem precedentes.
3.3 SDSS: Base de Dados Revolucionária
Iniciado em 2000, o Sloan Digital Sky Survey (SDSS) utilizou um telescópio dedicado de 2,5 m com imagem CCD de grande campo e espectroscopia multi-fenda. Em várias fases (SDSS-I, II, III, IV) foram coletados milhões de espectros de galáxias, cobrindo grande parte do céu do hemisfério norte. Subprojetos incluíram:
- BOSS (Baryon Oscillation Spectroscopic Survey): ~1,5 milhões de galáxias vermelhas brilhantes, permitindo a detecção extremamente precisa de BAO.
- eBOSS: Estendeu os estudos de BAO para z maiores, usando galáxias de linhas de emissão, quasares, floresta Lyα.
- MaNGA: Espectroscopia integral detalhada para milhares de galáxias.
O impacto do SDSS é enorme: mapas tridimensionais da rede cósmica, espectro de potência preciso de aglomerados de galáxias e confirmação dos parâmetros ΛCDM com evidências claras da energia escura [1,2].
3.4 DESI, Euclid, Roman e Futuro
DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument), iniciado em 2020, visa ~35 milhões de deslocamentos de galáxias/quasares até z ∼ 3,5, expandindo ainda mais o mapa cósmico. Projetos futuros:
- Euclid (ESA) – mapeamento de campo largo e espectroscopia até z ∼ 2.
- O Telescópio Espacial Nancy Grace Roman (NASA) – cobrirá observações próximas ao infravermelho, medirá BAO e lentes gravitacionais fracas.
Juntamente com métodos de mapas de intensidade (ex. SKA para a linha de 21 cm), estes programas permitirão estudar a estrutura em grande escala em desvios para o vermelho ainda maiores, refinando os parâmetros da energia escura e da história da expansão.
4. Estrutura em Grande Escala: Rede Cósmica
4.1 Filamentos e Nós
Os levantamentos de deslocamento mostram filamentos: estruturas alongadas que abrangem dezenas ou centenas de Mpc e conectam densos “nós” ou aglomerados. Nas interseções dos filamentos encontram-se aglomerados, os ambientes mais densos de galáxias, enquanto superaglomerados conectam sistemas maiores e mais frouxamente ligados. Galáxias nas zonas dos filamentos podem mover-se por caminhos específicos de fluxo, alimentando o fluxo de matéria para os centros dos aglomerados.
4.2 Vazios
Entre os filamentos encontram-se vazios – grandes regiões de baixa densidade de matéria, quase sem galáxias brilhantes. Podem ter entre 10 e 50 Mpc de diâmetro ou mais, ocupando a maior parte do espaço cósmico, mas com muito poucas galáxias. O estudo dos vazios ajuda a testar a energia escura, pois a expansão nestas regiões menos densas é ligeiramente mais rápida, fornecendo dados adicionais sobre fluxos cósmicos e gravidade.
4.3 O Conjunto
Filamentos, aglomerados, superaglomerados e vazios formam juntos uma rede – uma estrutura em forma de “espuma”, prevista em simulações N-corpos de matéria escura. Observações confirmam que a matéria escura é o principal esqueleto gravitacional, enquanto a matéria bariônica (estrelas, gás) apenas reflete essa estrutura. Os levantamentos de deslocamento permitiram visualizar e quantificar a rede cósmica.
5. Cosmologia a partir de Levantamentos de Deslocamento
5.1 Função de Correlação e Espectro de Potência
Uma das principais ferramentas é a função de correlação de dois pontos ξ(r), que descreve o excesso de probabilidade de pares de galáxias a uma distância r em comparação com uma distribuição aleatória. Também é analisado o espectro de potência P(k) no espaço de Fourier. A forma de P(k) revela a densidade da matéria, a fração de bariões, a massa dos neutrinos e o espectro inicial de flutuações. Combinado com dados do CFB, a precisão dos parâmetros ajustados do modelo ΛCDM aumenta significativamente.
5.2 Oscilações Acústicas Bariônicas (BAO)
A principal característica dos aglomerados de galáxias é o sinal BAO, um pico fraco na função de correlação em escalas de ~100–150 Mpc. Esta escala é bem conhecida da física do Universo primordial, funcionando como uma “régua padrão” para medir distâncias cósmicas com base no desvio para o vermelho. Comparando a escala BAO medida com o valor físico teórico, obtemos o parâmetro de Hubble H(z). Isto ajuda a restringir a equação de estado da energia escura, a geometria cósmica e a evolução da expansão do Universo.
5.3 Distorções Espaciais do Desvio para o Vermelho (RSD)
As velocidades peculiares das galáxias ao longo da linha de visão causam “distorções espaciais do redshift”, perturbando a isotropia da função de correlação. A partir das RSD pode-se inferir a taxa de crescimento das estruturas, permitindo testar se a gravidade segue a RG (relatividade geral) ou se existem modificações. Até agora, os dados concordam com as previsões da RG, mas sondagens novas e futuras aumentam a precisão, podendo eventualmente detectar pequenas discrepâncias caso exista nova física.
6. Mapas dos Fluxos Cósmicos
6.1 Velocidades Peculiares e Movimento do Grupo Local
Para além da expansão de Hubble, as galáxias têm velocidades peculiares originadas por acumulações locais de massa, por exemplo, o aglomerado da Virgínia, o Grande Atrator. Combinando os desvios com indicadores independentes de distância (método Tully–Fisher, supernovas, métodos de variação de brilho superficial) é possível medir estes campos de velocidade. Os mapas dos “fluxos cósmicos” revelam correntes de velocidade de centenas de km/s numa escala de ~100 Mpc.
6.2 Discussões sobre o Fluxo Global
Alguns estudos afirmam ter detetado fluxos em grande escala que excedem as expectativas do ΛCDM, mas ainda existem incertezas sistémicas evidentes. A deteção destes fluxos cósmicos fornece informações adicionais sobre a distribuição da matéria escura ou possivelmente sobre uma gravidade modificada. A combinação dos levantamentos de desvio com medições robustas de distância continua a refinar os mapas dos campos de velocidade do Universo que possuímos.
7. Desafios e Erros Sistémicos
7.1 Função de Seleção e Cobertura
Frequentemente, as galáxias entram num levantamento de desvio com base no brilho (limitado por magnitude) ou nas cores. Condições de seleção diferentes ou cobertura desigual das áreas do céu podem distorcer as medições de densidade. As equipas de investigação modelam cuidadosamente a cobertura em várias regiões do céu e corrigem a seleção radical (o brilho diminui com a distância, pelo que se detetam menos galáxias distantes). Isto assegura que a função de correlação final ou o espectro de potência não sejam artificialmente distorcidos.
7.2 Erros de Desvio e Métodos Fotométricos
O desvio espectroscópico pode ser preciso até Δz ≈ 10-4. No entanto, grandes levantamentos fotométricos (por exemplo, Dark Energy Survey, LSST) utilizam filtros de banda larga, pelo que Δz atinge 0,01–0,1. Embora os levantamentos fotométricos permitam processar um número enorme de objetos, as imprecisões na direção do desvio para o vermelho são maiores. Estes erros são atenuados por métodos como a calibração acumulativa dos desvios ou a correlação cruzada com amostras espectroscópicas.
7.3 Evolução Não Linear e Viés Prévio das Galáxias
Em pequenas escalas, aglomerados de galáxias tornam-se fortemente não lineares, devido a efeitos de “finger-of-god” no espaço de redshift e complicações causadas por fusões. Além disso, as galáxias não traçam perfeitamente a matéria escura – existe um fator de “viés galáctico” dependente do ambiente ou tipo de galáxia. Frequentemente, os investigadores usam modelos ou focam em escalas maiores (onde as hipóteses da teoria linear são válidas) para extrair informação cosmológica fiável.
8. Direções Atuais e Futuras dos Levantamentos de Redshift
8.1 DESI
O Dark Energy Spectroscopic Instrument (DESI), instalado no telescópio Mayall de 4 m (Kitt Peak), iniciou operações em 2020 e pretende medir espectros de 35 milhões de galáxias e quasares. 5000 posicionadores robotizados para fibras ópticas permitem obter milhares de redshifts numa única exposição (z ∼ 0,05–3,5). Este enorme conjunto de dados irá refinar as medições das distâncias BAO ao longo de várias épocas cósmicas, determinar as características da expansão e do crescimento das estruturas, e será inestimável para estudos da evolução das galáxias.
8.2 Euclid e o Telescópio Espacial Nancy Grace Roman
O telescópio Euclid (ESA) e o Roman (NASA), planeados para o final da terceira década, combinarão imagens no infravermelho próximo e espectroscopia, mapeando milhares de milhões de galáxias até z ∼ 2. Medirão o lente fraco e o BAO, fornecendo restrições robustas à energia escura, possível curvatura cósmica e massa dos neutrinos. A colaboração com espectrógrafos terrestres e futuros sistemas de mapeamento de intensidade (ex.: SKA 21 cm) expandirá ainda mais o alcance das investigações.
8.3 Mapas de Intensidade de 21 cm
Um novo método – mapas de intensidade de 21 cm, onde o brilho da radiação do gás HI é medido em grande escala, sem distinguir galáxias individuais. Massivos como CHIME, HIRAX ou SKA podem detectar sinais BAO no hidrogénio neutro em redshifts ainda maiores, visando até as épocas de reionização. Esta é uma forma adicional de restringir a expansão do Universo, contornando os métodos de levantamento óptico/IV, embora ainda existam desafios de calibração.
9. Impacto Mais Amplo: Energia Escura, Tensão de Hubble e Muito Mais
9.1 Equação de Estado da Energia Escura
Combinando o BAO em várias gamas de redshift com dados KFS (z = 1100) e dados de supernovas (em baixo z), derivamos H(z) – a história da expansão. Isto permite verificar se a energia escura é apenas uma constante cosmológica (w = -1) ou se varia no tempo. Até agora, não foi encontrada uma diferença clara em relação a w = -1, mas dados BAO mais precisos podem revelar pequenas discrepâncias.
9.2 Tensão de Hubble
Algumas medições locais do H0 obtidas por métodos de escada excedem ~67–68 km/s/Mpc, valor estabelecido pela combinação Planck + BAO, com uma discrepância de 4–5σ. Esta “tensão de Hubble” pode indicar erros sistemáticos ou prever nova física (por exemplo, energia escura precoce). Medições BAO mais precisas futuras (DESI, Euclid, etc.) permitirão investigar melhor os redshifts intermediários, talvez resolvendo ou ampliando a tensão.
9.3 Evolução das Galáxias
As revisões de redshift também ajudam nos estudos da evolução das galáxias: história da formação estelar, transformações morfológicas, impacto ambiental. Comparando propriedades das galáxias em diferentes épocas cósmicas, aprendemos como galáxias “apagadas” (quenched), fusões e afluxo de gás moldam o quadro populacional geral. O contexto da teia cósmica (filamento ou vazio) influencia estes processos, ligando a evolução das galáxias em pequena escala à estrutura em grande escala.
10. Conclusão
Revisões de redshift – uma ferramenta essencial da cosmologia observacional, gerando mapas espaciais tridimensionais de milhões de galáxias. Esta perspetiva 3D revela a teia cósmica – filamentos, aglomerados, vazios – e permite medir com precisão a estrutura em grande escala. Principais conquistas:
- Oscilações acústicas bariônicas (BAO): Régua padrão para distâncias cósmicas, restringindo a energia escura.
- Distorções espaciais do redshift: Estudo do crescimento das estruturas e da gravidade.
- Fluxos de galáxias e ambiente: Evolução dos campos de velocidades cósmicas e do impacto ambiental.
As principais sondagens – desde CfA até 2dF, SDSS, BOSS/eBOSS – permitiram a consolidação do modelo ΛCDM, capturando detalhadamente a imagem da teia cósmica. Projetos de próxima geração – DESI, Euclid, Roman, mapas de intensidade de 21 cm – continuarão a expandir os limites do redshift, refinando ainda mais os valores das distâncias BAO e talvez resolvendo a tensão da constante de Hubble ou abrindo caminho para nova física. Assim, as sondagens de deslocamento permanecem na vanguarda da cosmologia de precisão, mostrando como a estrutura em grande escala do Universo cresce e como a sua evolução é governada pela matéria escura e energia escura.
Literatura e Leitura Adicional
- de Lapparent, V., Geller, M. J., & Huchra, J. P. (1986). “A slice of the universe.” The Astrophysical Journal Letters, 302, L1–L5.
- Eisenstein, D. J., et al. (2005). “Detecção do Pico Acústico de Bariões na Função de Correlação em Grande Escala das Galáxias Vermelhas Luminosas do SDSS.” The Astrophysical Journal, 633, 560–574.
- Cole, S., et al. (2005). “O levantamento 2dF Galaxy Redshift: análise do espectro de potência do conjunto final de dados e implicações cosmológicas.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 362, 505–534.
- Alam, S., et al. (2021). “Completed SDSS-IV extended Baryon Oscillation Spectroscopic Survey: Cosmological implications from two decades of spectroscopic surveys.” Physical Review D, 103, 083533.
- Colaboração DESI: desi.lbl.gov (consultado em 2023).