Redshift Surveys and Mapping the Universe

Levantamentos de Redshift e Mapeamento do Universo

Mapeando milhões de galáxias para entender a estrutura em grande escala, fluxos cósmicos e expansão

Por que as Pesquisas de Desvio para o Vermelho São Importantes

Por séculos, a astronomia catalogava principalmente objetos como pontos em um céu bidimensional. A terceira dimensão, a distância, permaneceu elusiva até a era moderna. Como a lei de Hubble mostrou que a velocidade de recessão de uma galáxia (v) é aproximadamente proporcional à sua distância (d) (especialmente em baixos desvios para o vermelho), medir o desvio para o vermelho de uma galáxia (o deslocamento em suas linhas espectrais) tornou-se uma forma prática de medir distâncias cósmicas. Ao reunir sistematicamente desvios para o vermelho de grandes amostras de galáxias, obtemos mapas tridimensionais da estrutura do universo—filamentos, aglomerados, vazios e superaglomerados.

Essas pesquisas em grande escala formam a base da cosmologia observacional hoje. Elas revelam a teia cósmica, moldada pela matéria escura e flutuações primordiais de densidade, e ajudam a medir fluxos cósmicos, a história da expansão e a geometria e composição do universo. A seguir, examinamos como funcionam as pesquisas de desvio para o vermelho, o que descobriram e o papel que desempenham na determinação de parâmetros cosmológicos chave (energia escura, conteúdo de matéria escura, constante de Hubble, etc.).

2. Fundamentos do Desvio para o Vermelho e Distância Cosmológica

2.1 Definição de Desvio para o Vermelho

O desvio para o vermelho (z) de uma galáxia é definido por:

z = (λobservado - λemitido) / λemitido,

indicando o quanto suas características espectrais são deslocadas para comprimentos de onda maiores. Para galáxias próximas, z ≈ v/c, ligando a velocidade (v) e a velocidade da luz (c). Mais distante, a expansão cósmica complica a interpretação direta da velocidade, mas ainda confiamos em z como uma medida de quanto o universo se expandiu desde que o fóton foi emitido.

2.2 Lei de Hubble e Além

Em baixo desvio para o vermelho (z ≪ 1), a lei de Hubble afirma v ≈ H0 d. Assim, uma velocidade baseada no desvio para o vermelho pode fornecer uma aproximação de distância d ≈ (c/H0) z. Em desvios para o vermelho mais altos, adota-se um modelo cosmológico completo (ΛCDM, por exemplo) para relacionar z à distância comóvel. As pesquisas de desvio para o vermelho, portanto, baseiam-se na medição de espectros, identificação de linhas conhecidas (por exemplo, linhas de Balmer do hidrogênio, [O II], etc.) e conversão do desvio para o vermelho em distância para construir mapas 3D das galáxias.

3. Evolução Histórica das Pesquisas de Desvio para o Vermelho

3.1 Pesquisa de Desvio para o Vermelho CfA

Uma das primeiras grandes pesquisas de desvio para o vermelho foi a Pesquisa do Centro de Astrofísica (CfA) (décadas de 1970–1980), reunindo milhares de desvios para o vermelho de galáxias. Os gráficos 2D em formato de “cunha” resultantes mostraram paredes e vazios, incluindo a “Grande Parede”. Essas características indicaram que a distribuição das galáxias estava longe de ser uniforme, revelando estrutura em grande escala em escalas de ~100 Mpc.

3.2 Two-Degree Field (2dF) e Início dos Anos 2000

No início dos anos 2000, o 2dF Galaxy Redshift Survey (2dFGRS) usou o espectrógrafo multifibra 2dF no Anglo-Australian Telescope, medindo ~220.000 redshifts até z ∼ 0,3. Essa pesquisa forneceu detecções robustas das oscilações acústicas de bárions (BAO) na função de correlação de galáxias, refinando estimativas da densidade de matéria. Também mapeou grandes vazios, filamentos e fluxos em grande escala com detalhes sem precedentes.

3.3 SDSS: Um Catálogo Revolucionário

Lançado em 2000, o Sloan Digital Sky Survey (SDSS) usou um telescópio dedicado de 2,5 m com imagens CCD de campo amplo e espectroscopia multifibra. Em várias fases (SDSS-I, II, III, IV), coletou milhões de espectros de galáxias, cobrindo frações substanciais do céu do hemisfério norte. Subprojetos incluíram:

  • BOSS (Baryon Oscillation Spectroscopic Survey): ~1,5 milhão de galáxias vermelhas luminosas, elevando as detecções de BAO a alta precisão.
  • eBOSS: Estendeu BAO para redshifts mais altos usando galáxias de linha de emissão, quasares e floresta Lyα.
  • MaNGA: Espectroscopia detalhada de campo integral de milhares de galáxias.

O impacto do SDSS foi enorme: revelando a teia cósmica em 3D, refinando o espectro de potência do agrupamento de galáxias e confirmando parâmetros ΛCDM com forte evidência para energia escura [1,2].

3.4 DESI, Euclid, Roman e Futuro

DESI (Dark Energy Spectroscopic Instrument) começou em 2020, visando ~35 milhões de redshifts de galáxias/quasares, ~z até 3,5, revolucionando a cartografia cósmica. Missões futuras:

  • Euclid (ESA) tem como objetivo imagens de campo amplo e espectroscopia até z ∼ 2.
  • Telescópio Espacial Nancy Grace Roman (NASA) mapeará de forma semelhante grandes áreas no infravermelho próximo, medindo BAO e lente fraca.

Juntamente com matrizes de mapeamento de intensidade (SKA para linhas de 21 cm), esses programas impulsionarão as medições da estrutura em grande escala para novos regimes de redshift, restringindo ainda mais a energia escura e a história da expansão.

4. Estrutura em Grande Escala: A Teia Cósmica

4.1 Filamentos e Nós

Levantamentos de redshift mostram filamentos: estruturas alongadas, de dezenas a centenas de Mpc de comprimento, conectando “nós” densos ou aglomerados. Nas interseções dos filamentos estão os aglomerados—os ambientes de galáxias mais densos—enquanto superaglomerados formam estruturas maiores e frouxamente ligadas. Galáxias nos filamentos podem seguir fluxos característicos, alimentando material nos nós dos aglomerados.

4.2 Vazios

Entre os filamentos existem vazios: grandes regiões subdensas sem galáxias brilhantes. Os vazios podem medir cerca de 10–50 Mpc ou mais, ocupando a maior parte do volume cósmico, mas abrigando poucas galáxias. Mapear os vazios ajuda a testar a energia escura, pois a expansão nessas regiões mais vazias pode ser ligeiramente mais rápida, fornecendo restrições complementares sobre o fluxo cósmico e a gravidade.

4.3 O Tapeçário

Combinados, filamentos, aglomerados, superaglomerados e vazios formam uma teia—uma estrutura “semelhante a espuma” prevista por simulações N-corpos da matéria escura. Observações confirmam que a matéria escura fornece a estrutura gravitacional subjacente, enquanto a matéria bariônica (estrelas, gás) traça essa estrutura. Levantamentos de redshift tornaram essa teia cósmica evidente visual e quantitativamente.

5. Cosmologia a partir de Levantamentos de Redshift

5.1 Funções de Correlação e Espectros de Potência

Uma ferramenta chave é a função de correlação de dois pontos ξ(r), que descreve a probabilidade excessiva de encontrar um par de galáxias separadas pela distância r em relação ao acaso. Também examinamos o espectro de potência P(k) no espaço de Fourier. A forma de P(k) revela densidade de matéria, fração bariônica, escala de massa de neutrinos e espectro inicial de flutuações. Combinando com dados do CMB resulta em ajustes precisos para o ΛCDM.

5.2 Oscilações Acústicas Bariônicas (BAO)

Uma das principais características no agrupamento de galáxias é o sinal BAO—um pico fraco em escala de ~100–150 Mpc na função de correlação. Como essa escala é bem conhecida pela física do universo primordial, ela atua como uma “régua padrão” para medir distâncias cósmicas em função do redshift. Comparando a escala BAO medida com o tamanho físico previsto, derivamos o parâmetro de Hubble H(z). Isso ajuda a restringir a equação de estado da energia escura, a geometria e a história da expansão cósmica.

5.3 Distorções no Espaço de Redshift (RSD)

As velocidades peculiares das galáxias ao longo da linha de visão causam “distorções no espaço de redshift”, criando anisotropia na função de correlação. RSD codifica a taxa de crescimento da estrutura cósmica, testando assim se a gravidade é padrão (RG) ou modificada. Os dados observados de RSD até agora alinham-se bem com as previsões da RG, mas levantamentos em andamento/futuros melhoram a precisão, possivelmente detectando pequenas desvios se surgir nova física.

6. Mapeando Fluxos Cósmicos

6.1 Velocidades Peculiares e Movimento do Grupo Local

Além do fluxo de Hubble, as galáxias possuem velocidades peculiares devido a concentrações locais de massa, por exemplo, o Aglomerado de Virgem, o Grande Atrator. Levantamentos que combinam redshifts e indicadores independentes de distância (Tully–Fisher, supernovas, flutuações de brilho superficial) podem medir esses campos de velocidade. Os “mapas de fluxo cósmico” resultantes mostram fluxos em massa de centenas de km/s em escalas de ~100 Mpc.

6.2 Debates sobre Fluxo em Massa

Algumas análises afirmam fluxos em grande escala que excedem as expectativas do ΛCDM, embora incertezas sistemáticas permaneçam. Esclarecer esses fluxos cósmicos oferece outra forma de entender a distribuição da matéria escura e possíveis novos efeitos gravitacionais. A sinergia entre levantamentos de redshift e medições robustas de distância continua a refinar os mapas de velocidade cósmica.

7. Superando Desafios e Sistemáticas

7.1 Função de Seleção e Completude

Galáxias em um levantamento de redshift são tipicamente limitadas por magnitude ou selecionadas por cor. Variações na seleção ou completude do alvo podem enviesar o agrupamento medido. As equipes de levantamento modelam cuidadosamente a completude em diferentes regiões do céu e corrigem a seleção radial (menos galáxias fracas em distâncias maiores). Isso garante que a função de correlação final ou espectro de potência não seja distorcido artificialmente.

7.2 Erros de Redshift e Abordagens Fotométricas

Redshifts espectroscópicos podem ser precisos até Δz ≈ 10-4. Mas grandes levantamentos fotométricos (como o Dark Energy Survey, LSST) dependem de filtros de banda larga, dando Δz ≈ 0,01–0,1. Embora redshifts fotométricos permitam tamanhos de amostra enormes, têm maior incerteza na direção da linha de visão. Métodos como calibração de redshift baseada em agrupamento ou correlação cruzada com amostras espectroscópicas ajudam a mitigar essas incertezas.

7.3 Evolução Não Linear e Viés Galáctico

Em pequenas escalas, o agrupamento de galáxias torna-se fortemente não linear, com efeitos de “finger-of-god” no espaço de redshift e complexidades decorrentes de fusões. Além disso, galáxias não traçam perfeitamente a matéria escura; existe um fator de “viés galáctico” que depende do ambiente e do tipo. Modelagem cuidadosa ou foco em grandes escalas (onde aproximações lineares valem) é frequentemente usado para extrair informações cosmológicas de forma confiável.

8. Levantamentos de Redshift Recentes e Futuros

8.1 DESI

O Dark Energy Spectroscopic Instrument (DESI) no telescópio Mayall de 4 m (Kitt Peak) começou a fazer levantamentos em 2020, visando 35 milhões de espectros de galáxias e quasares. Com 5000 posicionadores robóticos para fibras ópticas, pode medir milhares de redshifts por exposição, abrangendo z ∼ 0,05–3,5. A amostra sem precedentes do DESI refinará as medições de distância BAO em múltiplas épocas, determinará a expansão cósmica e o crescimento da estrutura, e fornecerá dados valiosos para estudos de evolução galáctica.

8.2 Euclid e Nancy Grace Roman Space Telescope

Euclid (ESA) e o Roman Space Telescope (NASA) no final da década de 2020 combinarão imagens e espectroscopia no infravermelho próximo para mapear bilhões de galáxias até z ∼ 2. Eles medirão tanto lente fraca quanto BAO, fornecendo restrições robustas sobre energia escura, possível curvatura cósmica e massa de neutrinos. Enquanto isso, a sinergia com espectrógrafos terrestres e futuros arranjos de mapeamento de intensidade (ex.: SKA para linhas de 21 cm) expandirá ainda mais o volume cósmico pesquisado.

8.3 Mapeamento de Intensidade de 21 cm

Uma técnica emergente é o mapeamento de intensidade de 21 cm, que mede a emissão de HI em grande escala sem resolver galáxias individuais. Arranjos como CHIME, HIRAX e SKA podem mapear sinais de BAO no hidrogênio neutro para redshifts mais altos, conectando épocas de reionização. Essa abordagem oferece outra via para restrições da expansão cósmica além dos levantamentos de redshift ópticos/IR, embora desafios de calibração permaneçam.

9. Impacto Mais Amplo: Energia Escura, Tensão de Hubble e Mais

9.1 Equação de Estado da Energia Escura

Combinar escalas de distância BAO em vários redshifts com a âncora do CMB em z = 1100 e dados de supernovas em z baixo fornece a história da expansão H(z). Isso determina se a energia escura é realmente uma constante cosmológica (w = -1) ou se varia ao longo do tempo. Até agora, não há evidências fortes para w ≠ -1, mas dados BAO aprimorados podem revelar desvios sutis.

9.2 Tensão de Hubble

Algumas medições locais da escada de distâncias para H0 excedem os ~67–68 km/s/Mpc das combinações Planck + BAO por 4–5σ. Essa “tensão de Hubble” pode indicar erros sistemáticos ou nova física (ex.: energia escura precoce). BAO mais precisas do DESI, Euclid, etc. esclarecerão melhor a expansão cósmica em redshifts intermediários, potencialmente conciliando ou intensificando a tensão.

9.3 Evolução Galáctica

Levantamentos de redshift também possibilitam estudos da evolução galáctica: a história da formação estelar, transformações morfológicas, dependências ambientais. Ao comparar propriedades galácticas ao longo do tempo cósmico, entendemos como o apagamento, fusões e influxos de gás moldam a distribuição populacional. O contexto da teia cósmica (filamentos vs. vazios) influencia esses processos, ligando a evolução galáctica em pequena escala à estrutura em grande escala.

10. Conclusão

Levantamentos de redshift são uma ferramenta essencial da cosmologia observacional, fornecendo mapas tridimensionais de milhões de galáxias. Essa perspectiva 3D revela a teia cósmica—filamentos, aglomerados e vazios—e oferece medições robustas da estrutura em grande escala. Avanços chave incluem:

  • Oscilações Acústicas de Bário (BAO): Uma régua padrão para distâncias cósmicas, restringindo a energia escura.
  • Distorções no Espaço de Redshift: Medindo o crescimento da estrutura e a gravidade.
  • Fluxos Galácticos e ambiente: Rastreamento dos campos de velocidade cósmica, evolução impulsionada pelo ambiente.

Grandes levantamentos do CfA ao 2dF, SDSS e BOSS/eBOSS validaram o ΛCDM capturando a teia cósmica em detalhes. Esforços de próxima geração—DESI, Euclid, Roman, mapeamento de 21 cm—prometem expandir a cobertura de redshift, aprimorar as medidas de distância BAO e possivelmente resolver tensões na constante de Hubble ou detectar nova física. Assim, os levantamentos de redshift permanecem na vanguarda da cosmologia de precisão, iluminando como a estrutura em grande escala do universo cresce e como a expansão cósmica é impulsionada pela matéria escura e energia escura.

Referências e Leitura Adicional

  1. de Lapparent, V., Geller, M. J., & Huchra, J. P. (1986). “Uma fatia do universo.” The Astrophysical Journal Letters, 302, L1–L5.
  2. Eisenstein, D. J., et al. (2005). “Detecção do Pico Acústico de Bárions na Função de Correlação em Grande Escala das Galáxias Vermelhas Luminosas do SDSS.” The Astrophysical Journal, 633, 560–574.
  3. Cole, S., et al. (2005). “O Levantamento de Redshift de Galáxias 2dF: Análise do espectro de potência do conjunto final de dados e implicações cosmológicas.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 362, 505–534.
  4. Alam, S., et al. (2021). “Pesquisa Espectroscópica Estendida de Oscilações Acústicas de Bário SDSS-IV concluída: Implicações cosmológicas de duas décadas de levantamentos espectroscópicos.” Physical Review D, 103, 083533.
  5. Colaboração DESI: desi.lbl.gov (acessado em 2023).

 

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