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AS GALÁXIAS NO UNIVERSO

Por volta do século XVIII vários astrônomos já haviam observado, entre as estrelas, a presença de corpos extensos e difusos, aos quais denominaram "nebulosas". Hoje sabemos que diferentes tipos de objetos estavam agrupados sob esse termo, a maioria pertencendo à nossa própria Galáxia, mas alguns deles (as nebulosas espirais) eram galáxias individuais, como a nossa Galáxia.

Até 1908, cerca de 15.000 nebulosas haviam sido catalogadas e descritas. Algumas haviam sido corretamente identificadas como aglomerados estelares, e outras como nebulosas gasosas. A maioria, porém, permanecia com natureza inexplicada. O problema maior era que a distância a elas não era conhecida, portanto não era possível saber se elas pertenciam à nossa Galáxia ou não.

Somente em 1923 Edwin Powell Hubble proporcionou a evidência definitiva para considerar as "nebulosas espirais" como galáxias independentes, ao identificar uma variável Cefeida na "nebulosa" de Andrômeda (M31).

A partir da relação conhecida entre período e luminosidade das Cefeidas em geral, e do brilho aparente das Cefeidas de Andrômeda, Hubble pode calcular a distância entre esta e a Galáxia, obtendo um valor de 2 milhões de anos-luz. Isso situava Andrômeda bem além dos limites da nossa Galáxia, que tem 100 mil anos-luz de diâmetro. Ficou assim provado que Andrômeda era um sistema estelar independente.

Classificação morfológica de galáxias

As galáxias diferem bastante entre si, mas a grande maioria têm formas mais ou menos regulares quando observadas em projeção contra o céu, e se enquadram em duas classes gerais: espirais e elípticas. Algumas galáxias não têm forma definida, e são chamadas irregulares.

Um dos primeiros e mais simples esquemas de classificação de galáxias, que é usado até hoje, foi inventado por Hubble nos anos 1920. O esquema de Hubble consiste de três sequencias principais de classificação: elípticas, espirais e espirais barradas. Nesse esquema, as galáxias irregulares formam uma quarta classe de objetos.

Espirais (S)

As galáxias espirais, quando vistas de frente, apresentam uma clara estrutura espiral. M31 e a nossa própria Galáxia são espirais típicas. Elas possuem um núcleo, um disco, um halo, e braços espirais. As galáxias espirais apresentam diferenças entre si principalmente quanto ao tamanho do núcleo e ao grau de desenvolvimento dos braços espirais. Assim, elas são subdivididas nas categorias Sa, Sb e Sc, de acordo com o grau de desenvolvimento e enrolamento dos braços espirais e com o tamanho do núcleo comparado com o do disco.

a núcleo maior, braços pequenos e bem enrolados
b núcleo e braços intermediários
c núcleo menor, braços grandes e mais abertos

Elípticas (E)

As galáxias elípticas apresentam forma esférica ou elipsoidal, e não têm estrutura espiral. Têm pouco gás, pouca poeira e poucas estrelas jovens. Elas se parecem ao núcleo e halo das galáxias espirais.

As galáxias elípticas são chamadas de En, onde n=10(a-b)/a, sendo a o semi-eixo maior e b o semi-eixo menor. Hubble subdividiu as elípticas em classes de E0 a E7, de acordo com o seu grau de achatamento.

As galáxias elípticas variam muito de tamanho, desde super-gigantes até anãs. As maiores elípticas têm diâmetros de milhões de anos-luz, ao passo que as menores têm somente poucos milhares de anos-luz em diâmetro. As elípticas gigantes, que têm massas de até 10 trilhões de massas solares, são raras, mas as elípticas anãs são o tipo mais comum de galáxias.

A galáxia elíptica gigante M87

Irregulares (I)

Hubble classificou como galáxias irregulares aquelas que eram privadas de qualquer simetria circular ou rotacional, apresentando uma estrutura caótica ou irregular. Muitas irregulares parecem estar sofrendo atividade de formação estelar relativamente intensa, sua aparência sendo dominada por estrelas jovens brilhantes e nuvens de gás ionizado distribuídas irregularmente.

Os dois exemplos mais conhecidos de galáxias irregulares são a Grande e a Pequena Nuvens de Magalhães, as galáxias vizinhas mais próximas da nossa Galáxia, visíveis a olho nu no Hemisfério Sul, identificadas pelo navegador português Fernão de Magalhães, em 1520. A Grande Nuvem aparentemente orbita a Galáxia. Nela está presente o complexo 30 Doradus, um dos maiores e mais luminosos agrupamentos de gás e estrelas super-gigantes conhecido em qualquer galáxia. A Supernova 1987A ocorreu perto de 30 Doradus. A Pequena Nuvem é bastante alongada e menos massiva do que a Grande Nuvem. Aparentemente é o resultado de uma colisão com a Grande Nuvem acontecida há uns 200 milhões de anos atrás.

 
Foto da galáxia irregular Pequena Nuvem de Magalhães

Principais características dos diferentes tipos de galáxias

Propriedade

Espirais

Elípticas

Irregulares

Massa (M¤) 109 a 1012 105 a 1013 108 a 1011
Diâmetro (103 parsecs) 5 - 30 1 - 1000 1 - 10
Luminosidade (L¤) 108 a 1011 106 a 1012 107 a 2 × 109
População estelar velha e jovem velha velha e jovem
Tipo espectral A a K G a K A a F
Gás bastante muito pouco bastante
Poeira bastante muito pouca varia
Cor azulada no disco amarelada azulada
  amarelada no bojo    
Estrelas mais velhas 1010 anos 1010 anos 1010 anos
Estrelas mais jovens recentes 1010 anos recentes

Massas de galáxias

Assim como a massa de uma estrela é a sua característica física mais importante, também nas galáxias a massa tem um papel crucial, não apenas em sua evolução como sistemas individuais, mas na evolução do próprio universo. Por exemplo, da quantidade de massa das galáxias depende a densidade do universo, que determina se o universo vai se expandir para sempre ou se um dia irá se contrair. Determinamos a massa a partir das velocidades das estrelas e do gás interestelar.

A formação e evolução das galáxias

Qual a causa de existirem diferentes tipos de galáxia? Quando os primeiros estudos sobre galáxias iniciaram, o fato de as galáxia elípticas terem estrelas em geral mais velhas do que as galáxias espirais levou os astrônomos a pensarem que as diferenças se deviam à evolução, ou seja, as galáxias quando jovens seriam espirais e mais tarde evoluiriam a elípticas.

Entretanto, se determinarmos as idades das estrelas mais velhas em sistemas espirais e em sistemas elípticos, encontramos que em ambos os tipos essas estrelas são igualmente velhas, em torno de 10 bilhões de anos. Portanto, todas as galáxias que vemos começaram a se formar mais ou menos na mesma época na história do universo, e portanto têm mais ou menos a mesma idade. A diferença é que nas espirais e nas irregulares sobrou gás suficiente para continuar o processo de formação estelar até a época presente.

Aglomerados de galáxias

Olhando-se fotografias do céu, nota-se facilmente que as galáxias tendem a existir em grupos. Jan Hendrik Oort demonstrou que as galáxias não estão distribuídas aleatoriamente no espaço, mas concentram-se em grupos, como o Grupo Local, que contém 30 galáxias, e grande aglomerados, como o de Virgem, que contém 2.500 galáxias.

O Grupo Local

O grupo de galáxias ao qual a nossa Galáxia pertence chama-se Grupo Local. É um aglomerado pequeno com cerca de 30 membros, dos quais a Galáxia e Andrômeda são os mais massivos. As Nuvens de Magalhães, galáxias satélites da nossa Galáxia, também fazem parte desse grupo. Os outros membros são, na maioria, galáxias elípticas, e algumas são bem fracas. O Grupo Local ocupa um volume de 3 milhões de anos-luz na sua dimensão maior, tendo a nossa Galáxia e Andrômeda localizadas uma em cada extremidade.

Outros aglomerados de galáxias

Outros aglomerados de galáxias variam de grupos pequenos a aglomerados compactos. O aglomerado de Fornax, relativamente próximo, apresenta um conjunto variado de tipos de galáxias, embora tenha poucos membros.

O grande aglomerado de Coma cobre 20 milhões de anos-luz no espaço (2 graus de diâmetro) e contém milhares de membros. O aglomerado de Virgem tem no centro as galáxias elípticas gigantes M84 e M86, situadas a uma distância de 34 milhões de anos-luz. Ele também cobre 20 milhões de anos-luz no espaço e é um dos mais espetaculares do céu. Suas quatro galáxias mais brilhantes são galáxias elípticas gigantes, embora a maior parte das galáxias membros visíveis sejam espirais. O aglomerado de Virgem é tão massivo e tão próximo que influencia gravitacionalmente o Grupo Local, fazendo com que nos movamos na sua direção.

O aglomerado de galáxias de Hydra. 

A denominação M das galáxias vem de Charles Messier, um buscador de cometas, que em 1781 registrou a posição de 103 objetos extensos (nebulosas) para não confundi-los com cometas.

Superaglomerados

Depois de descobrir que as galáxias faziam partes de aglomerados, os astrônomos se perguntaram se existiam estruturas ainda maiores no Universo. Em 1953, o astrônomo francês Gérard de Vaucouleurs demonstrou que os aglomerados de galáxias também formam superaglomerados.

O superaglomerado mais bem estudado é o Local, porque fazemos parte dele. Ele tem um diâmetro de aproximadamente 100 milhões de anos-luz e aproximadamente uma massa de cerca de 1015 massas solares, contendo o Grupo Local de galáxias, e o aglomerado de Virgem.

Entre estes superaglomerados observam-se grandes regiões sem galáxias, mas onde foram detectadas nuvens de hidrogênio neutro. Margaret J. Geller e John Peter Huchra, do Center for Astrophysics da Universidade de Harvard, e os brasileiros Luiz Alberto Nicolaci da Costa e Paulo Sergio de Souza Pellegrini, do Observatório Nacional, têm estudado a distribuição de galáxias em grande escala, mostrando que as galáxias não estão distribuídas uniformemente, mas formam filamentos no espaço. Um exemplo destes filamentos é a Grande Parede, uma concentração de galáxias que se estende por cerca de 500 milhões de anos-luz de comprimento, 200 milhões de anos-luz de altura, mas somente 15 milhões de anos-luz de espessura. Esta estrutura está a uma distância média de 250 milhões de anos-luz da nossa Galáxia. Entre estes filamentos estão regiões, de diâmetros de 150 milhões de anos-luz, sem galáxias. A estrutura lembra um esponja.

Colisões entre galáxias

Galáxias em aglomerados estão relativamente próximas umas das outras, isto é, as separações entre elas não são grandes comparadas com seus tamanhos (o espaçamento entre as galáxias é da ordem de apenas cem vezes o seu tamanho). Isso significa que provavelmente essas galáxias estão em frequentes interações umas com as outras.

Nos catálogos existentes de galáxias peculiares há muitos exemplos de pares de galáxias com aparências estranhas que parecem estar interagindo uma com a outra.

Como um primeiro resultado, é de se esperar que uma interação  entre duas galáxias puxe matéria de uma em direção à outra. Essas "pontes" de matéria realmente se formam entre as galáxias interagentes, mas também se formam caudas de matéria que saem de cada galáxia na direção oposta à outra. Os irmãos Toomre têm conseguido calcular modelos de galáxias interagentes que simulam a aparência de diversos pares de galáxias com formas estranhas, vistas realmente no céu. A NGC 4038AB é um exemplo clássico de galáxias em colisão.

Quasares

Os quasares, cujo nome vem de "Quasi Stellar Radio Sources", foram descobertos em 1961, como fortes fontes de rádio, com aparência ótica aproximadamente estelar, azuladas. Mais provavelmente são galáxias com buracos negros fortemente ativos no centro, como proposto em 1964 por Edwin Ernest Salpeter e Yakov Borisovich Zel'dovich. São objetos extremamente compactos e luminosos, emitindo mais do que centenas de galáxias juntas, isto é, até um trilhão de vezes mais do que o Sol. Cerca de 600 quasares são conhecidos. São fortes fontes de rádio, variáveis, e seus espectros apresentam linhas largas com efeito Doppler indicando que eles estão se afastando a velocidades muito altas, de até alguns décimos da velocidade da luz.

Hoje o modelo mais aceito é que os quasares são buracos negros com massas de 1 milhão a 1 bilhão de vezes a massa do Sol localizados no núcleo de galáxias ativas.

Radiogaláxias

São galáxias que têm uma emissão em rádio muito intensa, em torno de 1033 a 1038 Watts. Observadas no ótico, geralmente têm a aparência de uma galáxia elíptica grande, mas, observadas em rádio, apresentam uma estrutura dupla, com dois lóbulos emissores em rádio, localizados um em cada lado da galáxia elíptica, e a distâncias que chegam a 6 Mpc de seu centro. Outra característica das radiogaláxias é a presença de um jato de matéria saindo da fonte central, localizada no núcleo da galáxia. A explicação mais plausível para a fonte de energia é a mesma dos quasares: partículas carregadas se movendo em um campo magnético. Como a trajetória seguida pelas partículas é helicoidal, seu movimento é acelerado e elas irradiam energia. Uma das radiogaláxias mais brilhantes é Centauro A, localizada na constelação do Centauro, no Hemisfério Sul celeste.

Galáxias Seyfert

As galáxias Seyfert, descobertas por Carl Keenan Seyfert, em 1943, são galáxias espirais com núcleos pontuais muito luminosos, em torno de 1036 a 1038 Watts, contribuindo com aproximadamente metade da luminosidade total da galáxia no ótico. O espectro nuclear apresenta linhas de emissão alargadas, de elementos pesados altamente ionizados, e um contínuo não térmico muito intenso no ultravioleta, cuja estrutura é explicada como devida a movimentos internos muito rápidos no núcleo. Geralmente, a emissão dessas galáxias sofre variabilidade em períodos relativamente curtos, o que leva a concluir que a fonte emissora deve ser compacta, como um buraco negro. Estima-se que aproximadamente 1% de todas as galáxias espirais são Seyfert.

Objetos BL Lacertae (BL Lac)

Os objetos BL Lacertae, também chamados blazers, constituem uma outra classe de objetos exóticos, que apresentam um núcleo muito brilhante e compacto. Têm como principais características a extraordinária variabilidade em curtos períodos de tempo, luz polarizada, e um espectro não térmico sem linhas de emissão ou absorção. O primeiro objeto desse tipo, e que deu nome à classe, foi BL Lacertae, observado em 1929, na constelação do Lagarto. No princípio, foi confundido com uma estrela, por seu brilho poder variar por um fator de 15, em poucos meses. Muitos desses objetos são também fontes de rádio, e acredita-se que eles sejam radiogaláxias, orientadas de forma que a linha de visada fica na direção do jato.

O catálogo de galáxias ativas dos franceses Marie-Paule Véron-Cetty e Philippe Véron, Quasars and Active Galactic Nuclei, publicado em 2000, contém 13.214 quasares (definidos como objetos mais brilhantes que magnitude absoluta B=-23), 4.428 AGNs (Active Galactic Nuclei, definidos como objetos mais fracos que magnitude absoluta B=-23) e 462 BL Lac.

 
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