O que aglomerados de galáxias e bonecas russas têm em comum?

Título: The Three Hundred Project: The evolution of galaxy cluster density profiles

Autores: Robert Mostoghiu, Alexander Knebe, Weiguang Cui, Frazer R. Pearce, Gustavo Yepes, Chris Power, Romeel Dave, Alexander Arth

Instituição do primeiro autor: Universidad Autónoma de Madrid, Espanha

Status: aceito pelo MNRAS [acesso aberto]

Astrônomos observaram que aglomerados de galáxias têm uma propriedade peculiar: todos parecem aproximadamente iguais, independentemente de sua massa ou distância. Ao contrário das galáxias individuais, que são distinguíveis por suas formas distintas ou “morfologias”, os aglomerados de galáxias têm uma aparência intrigantemente semelhante.


Auto-similaridade

Essa peculiaridade dos aglomerados de galáxias é chamada de auto-similaridade. Quando dizemos que os aglomerados de galáxias são auto-semelhantes, queremos dizer que eles têm uma aparência idêntica em diferentes massas ou distâncias de nós. Auto-similaridade do tipo forte afirma que um aglomerado menor é uma versão idêntica e em escala reduzida de um aglomerado massivo.

Auto-similaridade do tipo fraco é um pouco mais sutil. Quando olhamos para aglomerados distantes, estamos olhando no tempo para um universo mais jovem que tinha uma densidade geral mais alta. No entanto, se considerarmos a densidade variável no universo, um aglomerado distante é idêntico a um aglomerado próximo da mesma massa. Veja um exemplo abaixo na Figura 1.

Figura 1: Duas observações de raios X de aglomerados de galáxias, destacando o gás quente entre galáxias. Embora os dois grupos pareçam idênticos, o grupo à esquerda está substancialmente mais distante do que o da direita.

Os aglomerados de galáxias são, portanto, um pouco como as bonecas russas do cosmos. Cada boneca sucessiva é equivalente a um aglomerado menor ou a um grupo mais distante. Essa é uma propriedade notável dos aglomerados de galáxias, considerando seu tamanho (acima de 10¹³ massas solares).

Por que nos importamos?

Nuvens esféricas de matéria escura conhecidas como halos envolvem as galáxias dentro de aglomerados. Essas nuvens garantem que as estrelas e o gás quente dentro de um aglomerado fiquem gravitacionalmente ligados, em vez de simplesmente seguirem o fluxo (de Hubble) . A auto-similaridade é interessante para astrônomos e cosmólogos porque é uma previsão para um tipo de matéria escura que é fria e, portanto, sugere que uma certa cosmologia está por trás disso.

Desvios da auto-similaridade desafiam nossa compreensão de como os aglomerados se formam. Por exemplo, e se os aglomerados se formarem diferentemente em redshifts mais altos em comparação com agora? Isso pode mudar a maneira como pensamos sobre a evolução deles e como os usamos para medir o conteúdo geral da matéria no universo.

Em um artigo recente, uma equipe de autores mostrou que 25 aglomerados massivos de galáxias gerados a partir de uma simulação de “apenas matéria escura” são surpreendentemente auto-similares em redshifts (z) maiores que 1. Embora este seja um resultado interessante, os autores do artigo de hoje adotam a auto-similaridade como uma abordagem diferente para medir a evolução dos halos de aglomerado.

Esboçando o problema

Entre redshifts 1 e 0, esperamos que os aglomerados evoluam significativamente. Simulações com “apenas matéria escura” nos falam sobre o crescimento de halos, mas não nos dizem nada sobre estrelas, gás e galáxias no interior. Várias interações, como feedback de estrelas e núcleos ativos de galáxias (AGN), contribuem para a evolução do aglomerado e podem resultar em aparência não tão auto-similar. Esses são conhecidos como “processos bariônicos”.

Os autores abordam os problemas com simulações apenas de matéria escura, incorporando matéria escura e matéria bariônica em suas simulações. Eles usam uma amostra de 324 aglomerados de galáxias simulados. Além disso, eles exploram a evolução do aglomerado com um redshift maior do que os estudos anteriores (z = 2,5 em vez de 1).

O perfil médio da densidade de massa total (contendo matéria escura e bárions) é calculado para quatro intervalos de redshift: 0,0; 0,5; 1,0; 2,5; e é mostrado na Figura 2.

Figura 2: Os perfis de densidade medidos para os aglomerados da amostra total (esquerda), relaxados (meio) e não relaxados (direito) para dois códigos hidrodinâmicos diferentes, GX (em cima) e GMUSIC (em baixo). As cores mostram diferentes redshifts. O sombreamento destaca o erro na medição. Figura 1 no artigo.

Focando apenas no painel esquerdo da Figura 2, podemos ver que, nesses quatro intervalos de redshift, o perfil de densidade média para a amostra de 324 halos atinge o mesmo pico, o que significa que a densidade de massa geral dos aglomerados é constante de z = 2.5 até agora.

Os painéis central e direito nos mostram perfis de densidade para dois subconjuntos da amostra – denominados “relaxado” e “não-relaxado”.

Um aglomerado que teve tempo para “relaxar” é aquele que atingiu o equilíbrio dinâmico – o que significa que os processos bariônicos são equilibrados pelas forças gravitacionais no aglomerado. Um aglomerado relaxado é totalmente formado e gravitacionalmente estável. Os aglomerados não relaxados, por outro lado, ainda estão em processo de formação e não são gravitacionalmente estáveis.

Observando a Figura 2 novamente, podemos ver a mesma tendência para um subconjunto de aglomerados não relaxados (painel do meio). Curiosamente, a amostra de aglomerados relaxados mostra uma evolução notável no perfil de densidade ao longo do tempo cósmico (cores diferentes não estão mais em cima umas das outras). Esse é um desvio considerável em relação às previsões auto-similares que vale a pena examinar.

Os autores acreditam que a chave para entender a evolução dos aglomerados relaxados reside no tempo de formação.

Como os halos da matéria escura realmente se formam?

Vários artigos argumentaram que os halos crescem em duas fases. A primeira é uma fase de acúmulo rápido, em que a massa se reúne na parte central do aglomerado, seguida por uma segunda fase de acúmulo de massa mais lenta nos arredores. A densidade no centro permanece constante. Em resumo, é provável que um aglomerado relaxado hoje tenha formado-se em um momento anterior – passou da fase de acréscimo rápido para a mais lenta.

Enquanto aglomerados não relaxados estão acumulando massa na região central, mesmo em z = 0, aglomerados relaxados estão apenas coletando massa na periferia. Isso significa que, embora a densidade de massa no centro seja constante, a proporção de massa no centro versus a periferia diminui gradualmente ao longo do tempo cósmico.

A razão pela qual não vemos essa distinção na amostra geral é porque os aglomerados relaxados compõem uma pequena fração de todos os aglomerados. Na amostra utilizada neste trabalho, 16% estão relaxados e 84% não relaxados. A representação dominante de aglomerados não relaxados apaga essa tendência evolutiva no redshift.

Então, voltemos às nossas bonecas russas. Os aglomeraodos não relaxados mantêm a analogia bastante bem. Mas em uma amostra de grupos relaxados, podemos imaginar os bonecos menores distorcidos e não mais idênticos em forma aos maiores.

É possível que os aglomerados de galáxias não sejam as bonecas russas que nossas previsões teóricas esperam que sejam, e é importante saber disso para quaisquer estudos cosmológicos que esperamos fazer com eles.


Adaptado de What do galaxy clusters and Russian dolls have in common?, escrito por Sunayana Bhargava.

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