Começa Com Um Estrondo

Como foi quando a teia cósmica tomou forma?

Uma simulação da estrutura em grande escala do Universo. Identificar quais regiões são densas e massivas o suficiente para corresponder a aglomerados de estrelas, galáxias, aglomerados de galáxias e determinar quando e sob quais condições eles se formam é um desafio que os cosmólogos estão enfrentando agora. (DRA. ZARIJA LUKIC)

O Universo começou quase perfeitamente uniforme, enquanto hoje é tudo menos isso. Aqui está como nós crescemos.

Um dos fatos mais estranhos sobre o Universo é como ele mudou drasticamente ao longo do tempo. Hoje, vemos um Universo cheio de grandes galáxias contendo centenas de bilhões de estrelas, aglomeradas e agrupadas em uma enorme teia cósmica. Mais perto no tempo do Big Bang, no entanto, tudo era extremamente suave e uniforme, com muito pouca aglomeração ou agrupamento para falar. Volte o suficiente, de fato, e você não encontrará nenhuma galáxia ou estrela.

Isso faz sentido do ponto de vista qualitativo. O Universo nasceu com pequenas imperfeições, a gravitação as faz crescer enquanto o Universo se expande e, dependendo de como e onde a gravidade vence, obtemos essas enormes galáxias e aglomerados de galáxias separados por regiões que não contêm nada: vazios cósmicos. Mas a estrutura não se formou de uma só vez, e as maiores estruturas se formaram por último. Esta é a razão cósmica.

A evolução da estrutura em grande escala no Universo, de um estado inicial uniforme ao Universo agrupado que conhecemos hoje. O tipo e a abundância de matéria escura produziriam um Universo muito diferente se alterássemos o que nosso Universo possui. Observe o fato de que a estrutura em pequena escala aparece cedo em todos os casos, enquanto a estrutura em escalas maiores só surge muito mais tarde. (ANGLE ET AL. 2008, VIA DURHAM UNIVERSITY)

Imagine o Universo como era nesses estágios iniciais. Está cheio de matéria e radiação que se distribuem quase perfeitamente uniformemente em todos os lugares que você olha. Após o Big Bang, uma região tipicamente superdensa tinha 100,003% da densidade média, enquanto uma região tipicamente subdensa tinha 99,997% da densidade média. Quando descrevemos o Universo primitivo como uniforme, este é o nível de uniformidade que alcançamos.

Essas superdensidades e subdensidades eram quase exatamente as mesmas em todas as escalas. Se você olhou para uma região de alguns quilômetros ou alguns anos-luz ou alguns milhões ou bilhões de anos-luz de tamanho, essa mesma flutuação de 1 parte em 30.000 descreve as regiões superdensas e subdensas com as quais o Universo começou.

As regiões superdensas crescem e crescem ao longo do tempo, mas são limitadas em seu crescimento pelas pequenas magnitudes iniciais das superdensidades, a escala cósmica em que as superdensidades são encontradas (e o tempo que a força gravitacional leva para atravessá-las) e também pelo a presença de radiação que ainda é energética, o que impede que a estrutura cresça mais rápido. Leva dezenas a centenas de milhões de anos para formar as primeiras estrelas; aglomerados de matéria em pequena escala existem muito antes disso, no entanto. (AARON SMITH/TACC/UT-AUSTIN)

Mas não permanece assim por muito tempo. A gravidade imediatamente começa a atrair massa preferencialmente para as regiões superdensas em comparação com todas as outras. As regiões subdensas cedem mais facilmente sua matéria para as regiões vizinhas, comparativamente mais densas.

No entanto, embora a lei da gravidade seja universal e a mesma em todas as escalas, o Universo não forma aglomerados de estrelas, galáxias e aglomerados de galáxias de uma só vez. De fato, leva menos de 100 milhões de anos para as primeiras estrelas se formarem, mas bilhões de anos – mais de dez vezes mais tempo – antes de formarmos os aglomerados de galáxias massivos que povoam o Universo.

As flutuações na radiação cósmica de fundo em micro-ondas, medidas pelo COBE (em grandes escalas), WMAP (em escalas intermediárias) e Planck (em pequenas escalas), são todas consistentes não apenas com o surgimento de um conjunto invariante de escala de flutuações quânticas, mas de serem tão baixas em magnitude que não poderiam ter surgido de um estado arbitrariamente quente e denso. A linha horizontal representa o espectro inicial de flutuações (da inflação), enquanto a linha ondulada representa como a gravidade e as interações radiação/matéria moldaram o Universo em expansão nos estágios iniciais. (EQUIPE DE CIÊNCIAS DA NASA / WMAP)

Isso pode parecer contra-intuitivo, mas há uma razão simples para isso que aparece na primeira imagem que temos do universo infantil: a gravidade é uma força de alcance infinito, mas não se propaga em velocidades infinitas. Ele se propaga apenas na velocidade da luz, o que significa que, se você quiser ter um impacto em uma região do espaço que leva 100 milhões de anos para atingir a velocidade da luz, ele não pode sentir sua presença até que 100 milhões de anos tenham se passado.

É por isso que, no gráfico do fundo cósmico de micro-ondas, acima, as maiores escalas (à esquerda) têm flutuações de temperatura completamente planas: a gravitação ainda não as afetou. Esse primeiro pico massivo é onde a contração gravitacional está ocorrendo agora, mas não houve colapso suficiente para desencadear um retrocesso por parte da radiação. E os picos e vales além disso representam um mergulho em escalas menores do que o atual horizonte cósmico.

A teia cósmica é impulsionada pela matéria escura, que pode surgir de partículas criadas no estágio inicial do Universo que não se decompõem, mas permanecem estáveis até os dias atuais. As escalas menores colapsam primeiro, enquanto as escalas maiores exigem tempos cósmicos mais longos para se tornarem superdensas o suficiente para formar uma estrutura. (RALF KAEHLER, OLIVER HAHN E TOM ABEL (KIPAC))

Tudo isso se traduz em um roteiro detalhado de como a estrutura em grande escala do Universo se forma. Podemos dividi-lo em algumas regras gerais.

A estrutura se formará primeiro em escalas menores: estrelas antes das galáxias, galáxias antes dos aglomerados, aglomerados antes dos superaglomerados.
Essa escala característica onde as flutuações de densidade são maiores corresponderá a uma escala de distância, hoje, onde é mais provável ver correlações de galáxias do que em escalas mais curtas ou mais longas.
Se houver algum tipo de fase de aceleração que surge mais tarde no Universo, isso causará um corte na formação da estrutura: uma escala máxima e maior para a estrutura.
E uma vez que você se torne gravitacionalmente vinculado, você deve permanecer gravitacionalmente vinculado mesmo que a expansão do Universo continue indefinidamente.

Com base em nossas observações do Universo distante, todas essas previsões são confirmadas.

Uma ilustração das primeiras estrelas se acendendo no Universo. Sem metais para resfriar as estrelas, apenas os maiores aglomerados dentro de uma nuvem de grande massa podem se tornar estrelas. Até que tenha passado tempo suficiente para que a gravidade afete escalas maiores, apenas as pequenas escalas podem formar estrutura desde o início. (NASA)

As primeiras estrelas , como os entendemos, aparecem quando o Universo tem entre 50 e 100 milhões de anos. São necessários muitos milhões de massas solares (mas menos de um bilhão) para iniciar o colapso gravitacional até as estrelas para o material primordial no Universo, o que significa que mesmo as regiões mais densas de todas não desenvolverão estrelas até que muitas dezenas de milhões de anos tenham passado.

Levará mais tempo para esses aglomerados de estrelas individuais se fundirem para criar galáxias, para essas galáxias se fundirem para criar galáxias evoluídas e grupos de galáxias, e para esses grupos se fundirem para formar aglomerados de galáxias. Isso é o que queremos dizer quando falamos sobre a teia cósmica e a estrutura em grande escala do Universo: ela tem que se construir, desde pequenas escalas (onde a gravidade age primeiro) até grandes escalas.

Embora seja assim que a estrutura se forma no Universo, dando origem a uma rede de filamentos onde existem aglomerados nos nexos, a rede aparece primeiro em escalas menores. As escalas maiores não exibem estrutura até que o Universo envelheça ainda mais, devido à quantidade extremamente grande de tempo que um sinal gravitacional leva para atravessar centenas de milhões ou bilhões de anos-luz.

Até o presente, temos um Universo observável que tem aproximadamente 92 bilhões de anos-luz de diâmetro. E a escala em que temos mais probabilidade de ver essas correlações de galáxias é de cerca de 500 milhões de anos-luz, o que significa que se você colocar o dedo em qualquer galáxia e olhar a uma certa distância, é mais provável que encontre outra galáxia a 500 milhões de anos-luz de distância do que você está a 400 ou 600 milhões de anos-luz de distância.

Uma ilustração dos padrões de agrupamento devido às oscilações acústicas de Baryon, onde a probabilidade de encontrar uma galáxia a uma certa distância de qualquer outra galáxia é governada pela relação entre a matéria escura e a matéria normal. À medida que o Universo se expande, essa distância característica também se expande, permitindo-nos medir a constante de Hubble, a densidade da matéria escura e até o índice espectral escalar. Os resultados concordam com os dados do CMB, e um Universo composto de 27% de matéria escura, em oposição a 5% de matéria normal. (ZÓSIA ROSTOMIA)

Além disso, as características de grande escala que reconhecemos como aglomerados de galáxias não devem estar presentes nos estágios iniciais. Por muitas centenas de milhões de anos, não deveria haver nenhum aglomerado de galáxias, e deve levar bilhões de anos para ver grandes coleções de galáxias se aglomerando em aglomerados de galáxias genuínos.

Além disso, os que aparecem nesses primeiros tempos devem ter menor massa do que os que aparecem mais tarde. Em geral, isso é confirmado de forma espetacular por observações, com os primeiros aglomerados de galáxias massivos conhecidos aparecendo bem depois de galáxias massivas serem abundantes. Ao olharmos de perto, encontramos aglomerados de galáxias que são mais massivos e contêm muito mais galáxias do que as mais distantes.

O gigante aglomerado de galáxias próximo, Abell 2029, abriga a galáxia IC 1101 em seu núcleo. Com 5,5 milhões de anos-luz de diâmetro, mais de 100 trilhões de estrelas e a massa de quase um quatrilhão de sóis, é a maior galáxia conhecida de todas. Quanto mais longe olhamos, menor é a massa dos aglomerados de galáxias, enquanto o protoaglomerado mais antigo que encontramos ainda está mais de um bilhão de anos após o Big Bang. (PESQUISA DO CÉU DIGITALIZADO 2, NASA)

O mais espetacular de tudo é que parece haver um limite para o tamanho e a massa das estruturas. Você já deve ter ouvido falar do nosso superaglomerado local: Laniakea, que contém a Via Láctea, o grupo local, o aglomerado de Virgem e muitos outros aglomerados e grupos que parecem estar organizados em uma estrutura fina e semelhante a uma teia. Se você mapear tudo, pode ficar tentado a concluir que Laniakea é real e que esse objeto massivo é uma estrutura ainda maior do que os grandes aglomerados de galáxias que vemos em todo o Universo.

No entanto, nada mais é do que um fantasma. Laniakea é apenas uma estrutura aparente; não está gravitacionalmente ligado. Nas maiores escalas cósmicas, a energia escura domina a força gravitacional, e tem feito isso nos últimos 6 bilhões de anos. Se um objeto não tivesse crescido gravitacionalmente até uma densidade suficiente para que ele desmoronasse sob seu próprio poder, nunca o faria.

O superaglomerado Laniakea, contendo a Via Láctea (ponto vermelho), nos arredores do Aglomerado de Virgem (grande coleção branca perto da Via Láctea). Apesar da aparência enganosa da imagem, esta não é uma estrutura real, pois a energia escura separará a maioria desses aglomerados, fragmentando-os com o passar do tempo. (TULLY, R. B., COURTOIS, H., HOFFMAN, Y & POMARÈDE, D. NATURE 513, 71–73 (2014))

Laniakea, como todas as enormes estruturas em escala de superaglomerados, está atualmente sendo dilacerada pela expansão do Universo. Leva, em média, cerca de 2 a 3 bilhões de anos para que esses grandes aglomerados de galáxias cresçam a densidades suficientes para entrar em colapso gravitacional. As mais massivas podem conter muitos milhares de galáxias do tamanho da Via Láctea hoje, mas não há gigantes abrangendo dezenas de bilhões de anos-luz ou contendo dezenas de milhares de Vias Lácteas dentro delas. A expansão acelerada do Universo é simplesmente demais para a gravitação superar.

A teia cósmica da matéria escura e a estrutura em grande escala que ela forma. A matéria normal está presente, mas é apenas 1/6 da matéria total. Os outros 5/6 são matéria escura, e nenhuma quantidade de matéria normal vai se livrar disso. Se não houvesse energia escura no Universo, a estrutura continuaria a crescer e crescer em escalas cada vez maiores com o passar do tempo, mas em sua presença, não há estruturas que excedam vários bilhões de anos-luz em tamanho. (A SIMULAÇÃO DO MILÊNIO, V. SPRINGEL ET AL.)

Embora as sementes necessárias para a estrutura cósmica tenham sido plantadas nos estágios iniciais do Universo, leva tempo e os recursos certos para que essas sementes cresçam e se tornem frutíferas. As sementes para a estrutura em pequena escala germinam primeiro, à medida que a força gravitacional se propaga à velocidade da luz, desenvolvendo regiões superdensas nos primeiros aglomerados estelares após apenas algumas dezenas de milhões de anos. Com o passar do tempo, as sementes para a estrutura em escala galáctica também crescem, levando centenas de milhões de anos para criar galáxias dentro do Universo.

Mas aglomerados de galáxias, crescendo a partir de sementes de mesma magnitude em escalas de distância maiores, levam bilhões de anos. Quando o Universo tem 7,8 bilhões de anos, a expansão acelerada assumiu o controle, explicando por que não existem estruturas maiores do que aglomerados de galáxias. A teia cósmica não está mais crescendo como antes, mas está sendo dilacerada principalmente pela energia escura. Aproveite o que temos enquanto o temos; o Universo nunca mais será tão estruturado!

Leitura adicional sobre como era o Universo quando: