Formação de Estruturas: Cosmografia

O modelo “bottom-up” foi criado nos anos 70/80 para corrigir os defeitos do modelo “panqueca” (de um post anterior). A primeira versão do “bottom-up” sofria de algumas limitações:

1-      Com Ω_M=1 previa um número elevado de fotões e, assim, parecia impossível que galáxias espirais pudessem sobreviver.

2-      As velocidades em grande escala eram menores que o observado.

Cosmografia

Shane & Wirtanen (1967) publicaram um catálogo de galáxias das placas do observatório de Lick que resultou nos primeiros estudos de distribuição da matéria.

Notou-se a presença de concentrações e vazios. Havia, também, uma homogeneidade na distribuição de galáxias a magnitudes maiores.

As distribuições costumam ser projectadas no plano do céu e, assim, perde-se informação sobre a tri-dimensionalidade. A obtenção das distribuições a 3D é possível através das velocidades radiais (redshifts). Através de surveys de redshifts (método pelo qual foram confirmados os grandes vazios, de aproximadamente 100h^-1Mpc Oelmer & Schechter 1987) é possível representar espacialmente a distribuição galáctica. Os surveys de pequena escala, os “pencil-beam”, são bastante completos.

 Recentemente foi conseguida a simulação mais completa de sempre do universo a larga escala, a simulação Bolshoi. Nesta simulação vê-se um “Universo em larga escala, em muito maior escala do que simplesmente galáxias, em que os grupos de galáxias se agrupam formando longos filamentos pelo Universo”.

Função de Correlação

Este é um método de quantificação de aglomerações e dá a possibilidade de encontrar um objecto em determinados volumes separados por um dada distância e com uma densidade média.

 – Com ε = 0, a distribuição é aleatória

 – Com ε > 0, a distribuição é aglomerada

 – Com ε < 0, a distribuição é anti-aglomerada

A função de correlação depende da morfologia, já que galáxias de tipo tardio tendem a aglomerar-se menos que as elípticas e espirais.

Em 1984, Kaiser sugeriu que a função de correlação superior a 1 de galáxias e aglomerados indica que estas estruturas sejam as mais indicadas para traçar a massa do universo.

Determinação de distâncias sem z

Para determinar a velocidade própria é necessário determinar a distância independente do redshift. Com a distância é possível estimar a Vcosmológica pela constante de Hubble, desta forma:

                                               V_cosm=H₀D

Segue-se uma lista de indicadores de distância independentes de redshift:

– Relação período-luminosidade da Cefeidas

– Luminosidade de SN

– Relação Tully-Fisher

– Relação Faber-Jackson

– Flutuação do brilho superficial

– Galáxias brilhantes