Existe uma máquina em Austin, no Texas, que gastou o equivalente a cento e dois mil anos de trabalho de um único processador para chegar a uma data muito específica: hoje. O supercomputador Frontera, do Texas Advanced Computing Center, queimou cerca de 896 milhões de horas de CPU conduzindo 333 bilhões de partículas desde um universo com apenas dezessete milhões de anos de idade até o instante presente, o momento cosmológico que os astrônomos chamam de deslocamento para o vermelho zero. O resultado desse esforço tem nome, endereço público e agora um artigo de vinte e três páginas descrevendo o que aconteceu quando a conta finalmente chegou ao fim. A simulação se chama ASTRID, e o que ela contém é um pedaço de cosmo com 370 megaparsecs de lado — algo perto de 1,2 bilhão de anos-luz — recheado de galáxias, aglomerados, filamentos e, sobretudo, buracos negros.

O trabalho foi publicado em 23 de fevereiro de 2026 no periódico The Astrophysical Journal, sob a assinatura de Yihao Zhou, Tiziana Di Matteo, Simeon Bird, Rupert Croft, Yueying Ni, Yanhui Yang, Nianyi Chen, Patrick Lachance, Xiaowen Zhang e Fatemeh Hafezianzadeh, um time distribuído entre o McWilliams Center for Cosmology da Universidade Carnegie Mellon, a Universidade da Califórnia em Riverside, o Center for Astrophysics Harvard-Smithsonian e o Institute for Advanced Study de Princeton. O artigo carrega o número 999:41 e o identificador digital 10.3847/1538-4357/ae3c08, e circula em acesso aberto sob licença Creative Commons. Sua premissa é modesta na aparência e ambiciosa no efeito: descrever o que a simulação produziu ao alcançar o universo local, aquele que telescópios reais conseguem observar galáxia por galáxia.

Simulações cosmológicas hidrodinâmicas de grande volume formam hoje uma pequena constelação de nomes conhecidos por quem acompanha a área. Illustris e sua sucessora IllustrisTNG, EAGLE, MassiveBlack-II, BlueTides, Horizon-AGN, Romulus, Magneticum, SIMBA, NewHorizon e a recente FLAMINGO compartilham a mesma ambição: reproduzir, dentro de um cubo de universo digital, a formação das galáxias com física suficiente para que o resultado seja comparável ao céu observado. Cada uma dessas simulações resolveu um pedaço do problema e deixou outro em aberto. Todas conseguiram gerar populações de galáxias com propriedades estatísticas razoáveis. Nenhuma resolveu inteiramente a questão que ASTRID coloca no centro da mesa, que é o comportamento dos buracos negros supermassivos ao longo de treze bilhões de anos.

O incômodo é antigo e tem raiz técnica. Um buraco negro de um milhão de massas solares, dentro de um cubo com centenas de megaparsecs de lado, é um ponto invisível para qualquer grade computacional viável. O disco de acreção que o alimenta tem escala de dias-luz. A galáxia que o hospeda tem escala de dezenas de milhares de anos-luz. A caixa da simulação tem escala de bilhões. Entre a menor estrutura que importa e a maior que precisa caber na conta há uma diferença de dez ordens de grandeza, e nenhum computador construído ou projetado consegue atravessar esse abismo por força bruta. A solução universal é a receita de sub-grade: em vez de resolver o processo físico, escreve-se uma regra que aproxima o efeito dele. Acreção, retroalimentação energética e fusões de buracos negros são todas tratadas assim, e é justamente aí que as simulações divergem entre si de forma tão pronunciada que Mélanie Habouzit precisou escrever uma revisão inteira, em 2022, apenas para catalogar as diferenças.

ASTRID rodou com o código MP-GADGET, uma implementação de hidrodinâmica de partículas suavizadas, o método que representa o gás como um conjunto de elementos móveis que carregam massa, temperatura e composição em vez de células fixas no espaço. As condições iniciais foram fixadas em deslocamento para o vermelho 99 e adotam os parâmetros cosmológicos da colaboração Planck publicados em 2020: constante de Hubble reduzida de 0,6774, densidade total de matéria de 0,3089, densidade de energia escura de 0,6911, densidade bariônica de 0,0486, amplitude das flutuações de 0,816 e índice espectral de 0,9667. Cada partícula de matéria escura carrega 6,7 milhões de massas solares reduzidas; cada elemento de gás, 1,3 milhão. O comprimento de suavização gravitacional é de 1,5 quiloparsec comóvel reduzido, a escala abaixo da qual a gravidade é deliberadamente amaciada para evitar singularidades numéricas.

A grande diferença de ASTRID em relação às concorrentes está numa decisão que parece detalhe de engenharia e determina quase tudo o que vem depois. A maioria das simulações de grande volume, incluindo EAGLE, IllustrisTNG e SIMBA, resolve o problema da dinâmica dos buracos negros por decreto: a cada passo de tempo, a partícula que representa o buraco negro é reposicionada à força no mínimo do potencial gravitacional do halo. É um artifício eficiente e brutalmente simplificador. Ele garante que o buraco negro nunca escape do centro da galáxia, ao preço de tornar impossível qualquer pergunta sobre trajetória, velocidade, órbita ou tempo de aproximação entre dois buracos negros em rota de colisão. ASTRID abandonou o reposicionamento e implementou, no lugar, um modelo de sub-grade para a fricção dinâmica, seguindo prescrições desenvolvidas por Michael Tremmel em 2015 e refinadas por Nianyi Chen em 2022.

A fricção dinâmica é um dos conceitos mais elegantes da mecânica celeste e um dos mais fáceis de visualizar. Quando um objeto massivo atravessa um mar de corpos menores — estrelas, partículas de matéria escura, outros buracos negros —, sua própria gravidade puxa esses corpos na direção dele. Como o objeto continua se movendo, a nuvem de material atraído se acumula ligeiramente atrás dele, formando uma esteira de sobredensidade. Essa esteira puxa o objeto para trás. O corpo massivo, portanto, cria com a própria gravidade o freio que o desacelera, como um barco que se atrasa pela onda que ele mesmo levanta. Em escala galáctica, essa força faz a órbita de um buraco negro decair lentamente rumo ao centro. Sem ela, ou sem uma imitação decente dela, não há como estimar quanto tempo dois buracos negros levam para se encontrar de verdade.

O corpo massivo cria, com a própria gravidade, o freio que o desacelera — como um barco que se atrasa pela onda que ele mesmo levanta.

Implementar essa física exigiu um cuidado numérico adicional. A menor semente de buraco negro em ASTRID é mais leve que uma partícula de matéria escura, e um objeto leve cercado de partículas pesadas sofre aquecimento dinâmico artificial: ele é chutado pelo próprio ruído do cálculo e sai vagando sem sentido. A solução foi dotar cada semente de uma massa dinâmica fictícia de dez milhões de massas solares reduzidas, cerca de uma vez e meia a massa de uma partícula de matéria escura, usada exclusivamente para calcular força gravitacional e fricção. A massa real do buraco negro continua sendo a que governa acreção e retroalimentação. Quando o objeto cresce o suficiente para ultrapassar a massa dinâmica de empréstimo, o artifício é descartado e a física real assume. É uma muleta temporária, e ela funciona: as trajetórias dos buracos negros em ASTRID são estáveis desde o começo.

O plantio das sementes seguiu um critério duplo. Um buraco negro nasce em qualquer halo cuja massa total ultrapasse 5 bilhões de massas solares reduzidas e cuja massa estelar passe de 2 milhões — o segundo limiar existe para garantir que só recebam sementes os halos com gás frio e denso suficiente para já estarem formando estrelas. A massa da semente não é fixa. Reconhecendo que ninguém sabe ao certo como os primeiros buracos negros se formaram, a equipe sorteou cada semente dentro do intervalo entre 30 mil e 300 mil massas solares reduzidas. Dois halos idênticos podem, assim, receber sementes com massas dez vezes diferentes. A escolha é uma declaração de humildade transformada em método: se a natureza tem várias rotas de formação, a simulação deveria refletir essa dispersão em vez de fingir um valor único.

A alimentação desses objetos segue o formalismo de Bondi e Hoyle, escrito em 1944 e ainda hoje a referência para o problema de um corpo massivo capturando gás do meio ao redor. A taxa depende do quadrado da massa do buraco negro, da densidade local do gás e, de forma inversa, da velocidade relativa entre o objeto e o material que ele tenta engolir. A fórmula, como toda receita de sub-grade, precisa de correção: o meio interestelar real é grumoso, cheio de nuvens densas que a resolução da simulação não enxerga, e a taxa calculada sai baixa demais. ASTRID compensa com um fator multiplicativo de cem. Também permite acreção super-Eddington, limitada ao dobro da taxa de Eddington — o teto teórico acima do qual a pressão da radiação emitida deveria expulsar o gás que alimenta o próprio processo.

A energia devolvida ao ambiente vem em dois sabores, e a escolha entre eles depende de quão faminto está o objeto. Buracos negros que acretam depressa despejam calor: cinco por cento da energia irradiada é injetada termicamente no gás dentro de duas vezes o raio do núcleo de suavização hidrodinâmica, distribuída de forma isotrópica. Buracos negros que acretam devagar entram no modo cinético, ativado na simulação a partir do deslocamento para o vermelho 2,3, no qual a energia sai como movimento em vez de temperatura. O gatilho entre um regime e outro é uma razão de Eddington limiar que depende do quadrado da massa do objeto, calibrada por uma massa crítica de 500 milhões de massas solares reduzidas. A eficiência do modo cinético é modulada pela densidade local do gás e limitada a cinco por cento.

Essa massa crítica deixa uma assinatura visível assim que a função de massa dos buracos negros é traçada. Dentro do cubo de 250 megaparsecs reduzidos, o objeto mais pesado alcançou 200 bilhões de massas solares e a semente mais leve ficou em 40 mil, de modo que ASTRID cobre quase sete ordens de grandeza em massa. Perto de um bilhão de massas solares, a curva ganha uma corcova. Abaixo desse valor, a retroalimentação térmica permite crescimento rápido; ao cruzar o limiar, o modo cinético liga, o crescimento é sufocado e os objetos se empilham logo ali, como carros freando numa alfândega. A corcova desaparece quando se aplica um corte de luminosidade, o que confirma que esses buracos negros represados estão acretando pouco. Somados, os objetos com razão de Eddington acima de um centésimo representam menos de dez por cento da população total: no universo local de ASTRID, a esmagadora maioria dos buracos negros está adormecida, com o reservatório de gás central já esgotado.

A comparação com as inferências observacionais de Francesco Shankar, de 2009, e de Yoshihiro Ueda, de 2014, mostra acordo geral acima de dez milhões de massas solares. Abaixo disso ASTRID produz um excesso de objetos pequenos, que os autores atribuem, com franqueza, a uma provável superabundância de sementes. A luminosidade bolométrica mediana dos núcleos ativos fica abaixo de um milésimo do limite de Eddington, número compatível com Illustris, TNG e Horizon-AGN. Até cem milhões de massas solares, luminosidade e massa crescem juntas; acima de meio bilhão, a luminosidade despenca, e a queda é a impressão digital direta da retroalimentação cinética entrando em ação.

A distribuição das razões de Eddington guarda o detalhe mais revelador de toda essa seção. Buracos negros abaixo de dez milhões de massas solares se espalham de forma quase uniforme. Os intermediários se concentram em torno de três milésimos. Os gigantes, acima de um bilhão, exibem uma distribuição de dois picos: um dominante em um décimo de milésimo e outro, menor, em um centésimo. Esse pico secundário coincide exatamente com o limiar de disparo do modo cinético, e a leitura que os autores fazem dele é quase cinematográfica. São objetos que acabaram de acionar a retroalimentação cinética e ainda não terminaram de expulsar o gás ao redor. Conforme a energia é despejada, a densidade local desaba e eles migram, um a um, para o pico principal da população faminta. O gráfico registra um processo em andamento, congelado no instante presente.

O casamento entre buracos negros e galáxias hospedeiras é a prova mais exigente que uma simulação desse tipo precisa passar, e é onde ASTRID reivindica sua contribuição mais forte. As relações entre a massa do buraco negro e a massa estelar da galáxia, de um lado, e entre a massa do buraco negro e a dispersão de velocidades estelares, de outro, são conhecidas desde o final dos anos 1990 e funcionam como evidência de que os dois componentes crescem em conjunto. ASTRID reproduz ambas em acordo razoável com os dados. O que os autores destacam não é a mediana, e sim a dispersão em torno dela. Simulações anteriores costumam produzir relações estreitas demais, com buracos negros excessivamente parecidos entre si para uma dada massa de galáxia. Em ASTRID, a dispersão é comparável à observada em galáxias com menos de cem bilhões de massas solares em estrelas.

Essa diversidade é, segundo o próprio artigo, consequência direta do abandono do reposicionamento. Sem o algoritmo que arrasta cada buraco negro para o fundo do poço de potencial, objetos errantes deixam de decair depressa demais para o centro e param de acretar com eficiência artificial. O resultado aparece numa região específica do diagrama que a maior parte das simulações deixa vazia: galáxias com massa estelar entre trinta e cem bilhões de massas solares hospedando buracos negros de apenas um a cem milhões. Habouzit havia apontado em 2021 que os modelos cosmológicos falhavam justamente em gerar essa variedade. ASTRID a produz. A simulação também cria buracos negros abaixo de um milhão de massas solares em galáxias anãs, correspondendo à população de núcleos ativos que Amy Reines, Vivienne Baldassare e Mar Mezcua identificaram em sistemas de baixa massa no universo próximo.

Para as galáxias massivas, a equipe ajustou uma reta à relação com a dispersão de velocidades acima de cem quilômetros por segundo e obteve um coeficiente angular de 4,15, com termo constante de menos 0,73. A comparação com os ajustes que Li e colaboradores publicaram em 2020 para Illustris e TNG-100 mostra ASTRID mais próxima das restrições observacionais, embora seus buracos negros ainda saiam ligeiramente pesados demais. Nas duas relações aparece um achatamento nas pontas. Do lado massivo, ele corresponde à massa crítica da retroalimentação: passado o limiar, o buraco negro para de crescer enquanto a galáxia continua, e a correlação perde inclinação. Do lado leve, o achatamento também aparece em dados reais, identificado por Ignacio Martín-Navarro em 2018 para galáxias com dispersão abaixo de noventa e seis quilômetros por segundo, onde a retroalimentação de supernovas domina sobre a do núcleo ativo.

A fração de galáxias com núcleo ativo conta a história do declínio da atividade cósmica. Para galáxias acima de cem bilhões de massas solares em estrelas, a fração atinge o valor máximo possível em deslocamento para o vermelho 3 — todas elas hospedam um núcleo ativo naquele momento. Entre 3 e 5, sistemas de dez bilhões mantêm fração perto de oito décimos e os de um bilhão ficam em torno de três décimos. Abaixo de 3, tudo desaba, e desaba mais depressa para os núcleos mais brilhantes. Chegando ao presente, ainda restam vinte por cento das galáxias acima de dez bilhões de massas solares com um núcleo ativo detectável pelos padrões de Chandra, XMM-Newton e do James Webb. Entre as galáxias acima de um bilhão, a fração cai para dois por cento. O universo local é um lugar quieto.

A contagem de buracos negros por galáxia produz talvez o número mais desconcertante do artigo. Se a análise se restringe aos objetos massivos, cada galáxia tem exatamente um — a retroalimentação impede que sistemas individuais mantenham dois gigantes simultaneamente, e fusões entre pesos-pesados acontecem depressa demais para deixar pares sobrevivendo. Ao remover o corte de massa, a paisagem muda por completo. Uma galáxia com cem bilhões de massas solares em estrelas hospeda, em média, cerca de vinte buracos negros errantes. Uma galáxia com um trilhão hospeda mais de mil. A maioria esmagadora são sementes primordiais que nunca cresceram, vagando pelos arredores do sistema sem jamais chegar ao centro. Aplicando um corte em um milhão de massas solares, a contagem média cai para quatro e oitenta e dois, respectivamente.

Uma galáxia com um trilhão de massas solares em estrelas hospeda mais de mil buracos negros errantes.

A fração de ocupação, que mede quantas galáxias abrigam ao menos um buraco negro, chega a noventa e oito por cento acima de um bilhão de massas solares em estrelas, com noventa e cinco por cento delas hospedando objetos acima de um milhão. Descendo para cem milhões de massas solares estelares, a ocupação total cai para noventa e cinco por cento e a de objetos acima de um milhão, para oitenta e três. Entre as galáxias massivas, oitenta e sete por cento carregam um buraco negro acima de cem milhões de massas solares. Quando o corte é feito por luminosidade em raios X, imitando o limite da amostra que Brendan Miller compilou em 2015, a curva de ASTRID cai dentro da faixa permitida pelos dados.

A densidade cósmica de massa em buracos negros, integrada sobre todo o volume, se acomoda confortavelmente dentro do intervalo indicado pelas observações. Acima de deslocamento para o vermelho 2, quase toda a massa ainda está nas sementes; abaixo disso, os objetos grandes assumem. No universo local, buracos negros entre um milhão e cem milhões de massas solares detêm quarenta e nove por cento do total e os acima de cem milhões respondem por quarenta e sete, restando uma fatia dez vezes menor para as sementes. A razão entre a densidade de massa estelar e a densidade de massa em buracos negros sobe até um pico de aproximadamente seiscentos no meio-dia cósmico, o período de máxima formação estelar do universo, e recua para duzentos e cinquenta no presente.

É na taxa de acreção que ASTRID admite seu problema mais sério, e o artigo não tenta escondê-lo. Acima de deslocamento para o vermelho 0,3, mais da metade da acreção vem de buracos negros com razões de Eddington moderadas, entre um centésimo e um décimo. Esse regime atinge o auge perto de 1,5, quando responde por noventa por cento do total, e cai para trinta por cento hoje. Os acretores rápidos dominam mais cedo, com pico em 2,5 e participação máxima de quarenta e cinco por cento em deslocamento 5, tornando-se irrelevantes abaixo de 1. Confrontada com as observações compiladas por Barchiesi, Yang e Vito, a taxa de acreção de ASTRID bate bem acima de deslocamento 2 e erra por mais de uma ordem de grandeza no presente. Comparada a Horizon-AGN e Illustris, ainda fica meia ordem de grandeza acima. A conclusão que os autores extraem é direta: a retroalimentação de núcleo ativo em ASTRID não é suficientemente eficiente.

A retroalimentação de núcleo ativo em ASTRID não é suficientemente eficiente.

Esse diagnóstico se repete quando o foco muda para as galáxias, e a coerência entre os dois sintomas é o que dá força ao argumento. A taxa cósmica de formação estelar em ASTRID acompanha os dados acima de deslocamento 2, mas não cai com a rapidez observada depois disso. O universo real registra um pico de um décimo de massa solar por ano por megaparsec cúbico em deslocamento 1 e despenca uma ordem de grandeza até o presente. ASTRID chega hoje a três centésimos, um declínio brando demais. Como a acreção dos buracos negros acompanha de perto a formação estelar, os dois desvios têm a mesma causa: gás que deveria ter sido expulso ou aquecido continua disponível para virar estrela e para alimentar o núcleo. A razão entre formação estelar e acreção cai de aproximadamente 4.500 em deslocamento 8 para 500 no presente.

Medir a formação estelar de forma comparável às observações exigiu uma escolha metodológica cuidadosa. Muitas simulações reportam a taxa instantânea das partículas de gás em colapso, quantidade que nenhum telescópio consegue medir. Os traçadores reais respondem a janelas temporais que vão de dez milhões de anos, para indicadores baseados na linha de hidrogênio alfa, até duzentos milhões, para os baseados em ultravioleta. A equipe derivou a taxa a partir da massa estelar formada nos últimos duzentos milhões de anos, dentro de uma abertura tridimensional fixa de trinta quiloparsecs, e verificou que o resultado é estável quando se testam janelas de cem, cinquenta e dez milhões de anos e aberturas alternativas.

O teste que essa metodologia possibilita expõe a falha com precisão cirúrgica. As observações mostram queda abrupta da formação estelar específica em torno de trinta bilhões de massas solares, a fronteira onde as galáxias transitam para o estado quiescente. ASTRID só produz essa queda acima de cem bilhões, exatamente onde a retroalimentação cinética entra em cena. A massa crítica adotada no modelo foi, portanto, fixada alta demais. TNG-100, que adota um limiar bem mais baixo, obtém a virada no lugar certo. A consequência aparece na fração de galáxias quiescentes: perto de cinquenta bilhões de massas solares, ASTRID prevê dez por cento enquanto os dados de Weaver e colaboradores, publicados em 2023, indicam mais de quarenta.

Nem tudo na demografia galáctica é problema. A relação entre dispersão de velocidades e massa estelar sai em acordo notável com os ajustes observacionais. Os raios de meia-massa ficam entre dois e três quiloparsecs para sistemas abaixo de meio trilhão de massas solares e crescem com inclinação acentuada acima disso. A metalicidade estelar aumenta com a massa e estabiliza acima de cem bilhões, refletindo a supressão da formação estelar; comparada aos dados do Sloan Digital Sky Survey, ASTRID produz galáxias um pouco mais ricas em metais, ainda dentro da margem estatística. A função de massa estelar satisfaz as restrições disponíveis em quase toda a faixa, com um déficit de até meia ordem de grandeza no joelho da distribuição, perto de cem bilhões de massas solares, quando comparada ao levantamento GAMA. A concordância no extremo leve, abaixo de um bilhão, indica que o modelo de ventos de supernova está calibrado corretamente.

Para comparar cores e luminosidades com o céu observado, a equipe converteu cada partícula estelar em uma população simples com idade, metalicidade e massa próprias, usando o código de síntese FSPS com isócronas PARSEC, biblioteca espectral MILES e função de massa inicial de Chabrier. A luz foi então atenuada pelos metais ao longo da linha de visada de cada estrela, com dependência de comprimento de onda mais íngreme que a curva de starburst de Daniela Calzetti e mais suave que a da Pequena Nuvem de Magalhães. Aplicada a atenuação, a função de luminosidade na banda ultravioleta do Sloan cai em acordo com as observações, e a distribuição de cores reproduz a bimodalidade que separa a sequência vermelha das galáxias apagadas da nuvem azul das que ainda formam estrelas. A transição ocorre perto de cem bilhões de massas solares, valor mais alto que o de IllustrisTNG e MillenniumTNG, diferença que os autores associam novamente à eficiência da retroalimentação cinética.

O mesmo maquinário de luminosidades permitiu produzir imagens sintéticas das galáxias como se fossem fotografadas por telescópios reais. Para o Hubble, foram usados os filtros F625W, F475W e F390W da Wide Field Camera 3, com resolução de quarenta milissegundos de arco por pixel. Para o James Webb, os filtros F444W, F277W e F115W do instrumento NIRCam, a trinta milissegundos por pixel. Todas as galáxias foram posicionadas à distância correspondente a deslocamento 0,05. O artigo apresenta seis fusões galácticas retratadas nos dois instrumentos, com cruzes verdes marcando os buracos negros e o tamanho de cada cruz proporcional à massa do objeto. Nas três imagens da direita, curvas azuis registram as trajetórias percorridas nos últimos cem milhões de anos por todos os buracos negros acima de cem mil massas solares — uma informação que simplesmente não existiria numa simulação com reposicionamento.

O volume da caixa entrega o segundo trunfo de ASTRID: uma população estatisticamente confortável de aglomerados de galáxias. O halo mais pesado do presente atingiu 1,8 quatrilhão de massas solares dentro do raio onde a densidade média é duzentas vezes a densidade crítica, com galáxia central de aproximadamente 6,3 trilhões de massas solares em estrelas. Isso o coloca na mesma categoria do aglomerado de Coma. Sete halos ultrapassaram um quatrilhão de massas solares e 9.709 passaram de dez trilhões, o patamar convencional para grupos de galáxias. Em deslocamento 1, o mais pesado tinha apenas setecentos trilhões e havia 3.715 grupos: a contagem de halos acima de cem trilhões cresce dez vezes entre aquele instante e o presente, retrato direto da montagem tardia das maiores estruturas do universo.

Dentro do halo mais massivo, um episódio específico chamou atenção em trabalho anterior do mesmo grupo. Yihao Zhou identificou ali uma fusão tripla, com dois encontros consecutivos de buracos negros ocorrendo dentro de uma janela de quinhentos milhões de anos, ambos candidatos plausíveis a fontes de onda contínua detectáveis por conjuntos de cronometragem de pulsares. Saber que esses sinais devem vir das galáxias centrais de aglomerados massivos é uma informação de valor prático imediato para quem planeja campanhas de busca por contrapartidas eletromagnéticas.

A riqueza dos aglomerados escala de forma acentuada com a massa do halo. Sistemas acima de um quatrilhão de massas solares hospedam cerca de trinta galáxias massivas e mais de mil galáxias acima de cem milhões de massas solares em estrelas. Grupos de dez trilhões abrigam menos de vinte membros. A relação entre massa estelar e massa de halo produz um pico bem definido em 630 bilhões de massas solares, com eficiência de conversão de bárions em estrelas de catorze por cento — um valor ligeiramente deslocado para baixo em relação ao consenso, que costuma situar o máximo perto de um trilhão. Descendo em massa, a eficiência cai pela metade já em cem bilhões; subindo, o declínio é mais gradual e a queda pela metade só acontece perto de dez trilhões de massas solares.

O censo estelar dentro dos aglomerados revela uma inversão estrutural. Em grupos de dez trilhões de massas solares, quase oitenta por cento da massa estelar contida numa abertura de trinta quiloparsecs pertence à galáxia central: são sistemas relativamente isolados, dominados por um objeto único. Nos aglomerados mais pesados, a fração da central cai abaixo de vinte por cento e sessenta por cento da massa estelar migra para as galáxias satélites. A luz intra-aglomerado, definida como a massa estelar entre trinta quiloparsecs e o raio virial, com satélites e estrelas não ligadas removidas, mostra evolução tímida: um fator de dois entre os extremos da faixa de massa investigada, compatível com a lenta variação que Rossella Ragusa encontrou nos dados observacionais em 2023. Todas essas correlações foram ajustadas por leis de potência e tabeladas, para que futuras comparações tenham referência quantitativa.

A última seção do artigo troca a escala de galáxias pela escala do próprio tecido cósmico. A grandeza em jogo é o viés de aglomeração, definido como a raiz quadrada da razão entre o espectro de potência de um traçador qualquer e o espectro de potência da matéria total. Ela mede o quanto uma população de objetos amplifica ou atenua o padrão real de distribuição de massa. Levantamentos observacionais nunca enxergam matéria escura diretamente: mapeiam galáxias, quasares ou aglomerados e precisam saber com que fidelidade esses substitutos representam o que existe de fato. Quatro tipos de traçador foram testados em ASTRID: halos separados por massa, buracos negros separados por massa, galáxias separadas por massa estelar e galáxias separadas por taxa de formação estelar, essa última usada como aproximação para seleção em ultravioleta de repouso.

O veredito é quantitativo e utilizável. Buracos negros acima de cem milhões de massas solares e galáxias acima de trinta bilhões mantêm viés superior à unidade e estável em escalas grandes, o que os qualifica como bons traçadores da estrutura em larga escala. Com esses cortes, ambas as populações alcançam densidade numérica próxima de dois milésimos por megaparsec cúbico, dentro da faixa que os levantamentos atuais efetivamente atingem. O viés permanece independente de escala até números de onda de dois por megaparsec reduzido. Medido em um décimo, o viés máximo aparece nas amostras mais raras e chega a 1,6. Galáxias selecionadas por formação estelar são sistematicamente menos aglomeradas, porque sistemas com formação intensa evitam os halos mais pesados — quase todos já apagados no presente.

A representação visual desse resultado é a imagem mais eloquente do artigo. Numa fatia de 125 por 250 por 25 megaparsecs reduzidos, os autores plotaram lado a lado o campo de densidade de matéria escura e as trajetórias completas de todos os buracos negros entre deslocamento 15 e o presente. Os dois painéis mostram a mesma teia. Os objetos mais pesados deslizam ao longo dos filamentos densos e terminam próximos dos centros dos halos, riscos brilhantes que desenham o esqueleto do universo. Os menores traçam caminhos difusos que preenchem até as regiões de baixa densidade. Ampliando um cubo de dez megaparsecs reduzidos em torno de dois halos massivos, aparece uma nuvem densa de trajetórias de sementes cercando os poucos gigantes centrais, como um enxame que nunca conseguiu pousar.

Essa população errante produz um efeito estatístico contraintuitivo. O viés dos buracos negros não varia de forma monótona com a densidade da amostra: cai abaixo da unidade numa faixa intermediária e volta a subir para 1,2 quando toda a população é incluída. A explicação está no fato de que buracos negros abaixo de um milhão de massas solares se concentram preferencialmente dentro de halos acima de um trilhão, os mesmos que também abrigam grande número de satélites de baixa massa. Objetos que nunca cresceram, portanto, carregam informação sobre onde estão os halos pesados. Os autores extraem daí uma sugestão de método: se a aglomeração dos buracos negros errantes depende de onde as sementes foram plantadas, medir essa aglomeração seria uma forma de testar observacionalmente os modelos de formação das primeiras sementes.

Toda essa contabilidade tem destinatário certo. A colaboração NANOGrav, a europeia EPTA em conjunto com a indiana InPTA e a chinesa CPTA anunciaram em 2023 evidências de um fundo estocástico de ondas gravitacionais em frequências de nanohertz, atribuído principalmente à população de fusões de buracos negros acima de cem milhões de massas solares. Nianyi Chen calculou o sinal correspondente em ASTRID e obteve um fundo abaixo das restrições de quinze anos do NANOGrav e consistente com previsões baseadas em observações eletromagnéticas locais. O LISA, previsto para meados da década de 2030, cobrirá a faixa de milihertz e as fusões de menor massa; Wang e colaboradores calcularam a taxa de detecção esperada para cada evento registrado na simulação. Os telescópios de raios X de nova geração — Athena, AXIS e Lynx — devem ganhar ao menos uma ordem de grandeza em sensibilidade de fluxo, e os levantamentos do Roman e do Observatório Vera Rubin vão revelar uma população mais ampla e mais tênue.

ASTRID registrou mais de três milhões de eventos de fusão entre buracos negros ao longo de sua história, uma amostra sem paralelo entre simulações de volume comparável evoluídas até o presente. O artigo não apresenta essa coleção como resposta definitiva. Apresenta como catálogo de trabalho, acompanhado de uma lista honesta de defeitos: excesso de sementes, retroalimentação insuficiente no universo tardio, massa crítica alta demais, apagamento das galáxias intermediárias acontecendo tarde. Os dados completos estão públicos em astrid.psc.edu, incluindo as partículas agrupadas, os catálogos de halos e subestruturas e o registro integral de fusões.

Há algo de peculiar na natureza desse objeto científico. Um universo simulado não é uma previsão nem uma ilustração; é um argumento executável, uma hipótese longa o bastante para levar cento e dois mil anos-processador até chegar a uma conclusão que pode ser comparada com o céu. Quando ASTRID erra por uma ordem de grandeza na taxa de acreção do universo local, não está falhando — está informando, com precisão numérica, onde a física que colocamos dentro da máquina difere da física que opera lá fora. Os enxames de sementes errantes que povoam essas galáxias digitais podem existir de fato, aos milhares, dentro da Via Láctea e de suas vizinhas, invisíveis porque não têm gás para engolir. Se existirem, os detectores da próxima década vão ouvi-los antes de qualquer telescópio conseguir vê-los.