DEFINIÇÃO - Uma galáxia é uma enorme massa de estrelas, nebulosas de vários tipos, matéria interestelar (essencialmente matéria gasosa dispersa), planetas e outros objetos astronômicos, unidos por forças gravitacionais e girando em torno de um centro de massa comum. Podem conter entre 100 mil e 3.000 bilhões de estrelas.

    GRANDEZAS ASTRONÔMICAS – Antes de prosseguirmos precisamos nos acostumar com as dimensões do Universo, e com a quantidade de astros existentes nele...

    Para termos uma idéia da ordem de grandeza destes números, se começarmos a contar, a partir do número 1 à velocidade de um número por segundo, vejamos o tempo que levamos:

    E nesse processo estamos supondo que você contaria um número por segundo, a cada segundo, 24 horas por dia, todos os dias. Um ano tem 31,7 milhões de segundos (como é fácil de verificar), mas precisaríamos de cerca de 30 anos para chegar ao primeiro bilhão [na verdade muito mais, porque à medida que os números vão ficando maiores, demoras mais do que um segundo a dizê-los]. E em Astronomia lidamos com números superiores a este, como os trilhões...

    Agora, considere que existem aproximadamente 20.000.000.000 (20 bilhões) de estrelas só na nossa galáxia. Se uma pessoa na antiga Mesopotâmia começasse a contar um número cada segundo, estaria terminando de contar somente nos nossos dias, ainda que haja passado quase 6.000 anos, em chegar a este número. E sabemos que em nosso universo temos bilhões, ou trilhões de galáxias... E a nossa galáxia é apenas uma galáxia normal...

    Há mais galáxias no Universo do que grãos de área em todas as praias da Terra. Então pense nisso: Para cada grão de areia em nosso planeta existem 1.000.000 de estrelas lá do espaço [Fonte: série de TV “Hiperespaço” (Space”) – com Sam Neil].

    Se o Sol fosse do tamanho de um grão de sal, nossa galáxia seria do tamanho do Brasil (que tem uma área total de 8.514.876,599 km²). Mas se o Sol fosse do tamanho de uma ervilha, a estrela mais próxima estaria a uma distância de 144 km; mas as estrelas mais próximas ao núcleo galáctico estariam a menos de ¼ dessa distância.

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• A luz leva pouco mais de 1 segundo para viajar da Lua até a Terra.

• A luz leva cerca de 8,3 minutos para viajar do Sol até a Terra.

    O parsec é a unidade de distância mais usada em publicações astronômicas profissionais.

1 parsec = 3,26 anos-luz
um milhão de parsecs = um megaparsec
um megaparsec (Mpc) = 3,26 milhões de anos-luz

    INTRODUÇÃO – Quando os astrônomos observam as profundezas do universo por meio de poderosos telescópios, eles vêem miríades de galáxias. As galáxias ficam muito distantes umas das outras e se afastam constantemente à medida que nosso universo se expande. Observando em todas as direções é possível ver galáxias que podem estar tão perto como algumas centenas de milhares de anos luz até galáxias tão distantes que são necessários telescópios de grande porte para se fotografar e estudar.

    A Via Láctea possui algumas galáxias satélites. Este fato intrigante nos permite observar dois objetos muito interessantes que são melhores observados de latitudes mais austrais (ou seja, hemisfério celeste sul) devido à suas localizações no céu: As Nuvens de Magalhães (Grande Nuvem e Pequena, descobertos pelo navegador Fernão de Magalhães em torno de 1519) e a galáxia de Andrômeda, que tem o dobro de tamanho. Elas podem ser vistas a olho nu, ou com o auxílio de um binóculo.

    Estudos recentes de algumas divergências na velocidade de rotação das galáxias parecem indicar a presença de uma massa muito maior, invisível aos nossos olhos, que por isso está sendo chamada de “Matéria Escura”.

    Além disso, elas se organizam em grandes aglomerados e outras estruturas, o que pode ter implicações importantes para a estrutura geral, formação e destino do universo. Essas estruturas são chamadas de “Aglomerados Galáticos”.

    CARACTERÍSTICAS – Apesar do grande número de galáxias existentes elas possuem várias propriedades em comum. Entre as estrelas se encontra também muito gás e poeira, de fato ¾ da massa de uma galáxia está na forma de gás e poeira. Este é o material que restou de estrelas que já “se foram” e é também o material que novas estrelas utilização para se formar. Comentando de maneira breve: Estrelas são formadas principalmente por nuvens de gás, principalmente hidrogênio, que é o elemento mais simples existente e o primeiro a sofrer o processo de fusão nuclear no ciclo de reações que ocorrem durante o período de atividade de uma estrela. Toda essa poeira e gases existentes nas galáxias também emitem luz porque seus átomos estão sendo excitados de alguma forma pela radiação das estrelas vizinhas e quando seus respectivos elétrons retornam ao estado fundamental, estes emitem fótons.

    TIPOS DE GALÁXIAS - Para compreender como uma galáxia se forma, os astrônomos procuram padrões e tendências em suas propriedades. As galáxias dividem-se em vários tipos morfológicos diferentes segundo a estrutura que apresentam. A técnica de classificação morfológica utilizada na sua tipologia é primitiva, em virtude de seu caráter meramente descritivo.

    O astrônomo americano Edwin Hubble, nos anos 20, começou a catalogar galáxias, baseado na forma destas. Este trabalho foi feito após medidas de curvas de luz de Cefeídas* que mostraram que há várias Galáxias além da nossa Via Láctea (até então a única galáxia conhecida).

    Em 1936, Edwin Hubble, no seu extenso trabalho de Cosmologia sobre a expansão do Universo (The Realm of the Nebulae), classificou as galáxias quanto à sua forma, na Seqüência de Hubble (conhecido como "diapasão") em: elípticas (E - que possui uma forma oval, representadas pelo braço do diapasão, à direita), espirais (S - que tem braços espiralados exteriores à protuberância central, nas pontas do diapasão) e irregulares (Irr - que não possui nenhuma forma definida, abaixo, à esquerda). Cada tipo tem subtipos determinados por detalhes na forma da galáxia. As galáxias menores, conhecidas como anãs, têm taxonomia própria, ainda incerta.

    A classificação de Hubble é usada até os dias de hoje, podendo ser visualizada no diagrama abaixo.

mais proeminente e o bulbo central menos nas imagens ópticas.

    Os tipos Hubble podem representar estágios de desenvolvimento diversos. As galáxias começam como espirais sem bulbo, passam por colisões nas quais aparecem como irregulares e terminam como elípticas ou espirais com bulbo.

    Nossa Via Láctea é classificada como SBc - uma espiral barrada de braços bem abertos.

    As galáxias elípticas são de maior massa e giram com baixa velocidade tangencial enquanto as espirais, menos massivas, giram mais rápido.

    As galáxias espirais possuem estrelas jovens e velhas, sugerindo que não se formam a partir de outra galáxia mais antiga ou de um antigo choque entre duas galáxias. No núcleo existe uma predominância de estrelas mais velhas e nos braços verifica-se uma maior atividade de formação estelar. Desta forma, os núcleos das galáxias espirais têm uma tonalidade mais laranja e os braços uma tonalidade mais azul. Têm diâmetros que variam de 20 mil anos-luz até mais de 100 mil anos-luz.

    O núcleo que normalmente representa o centro das galáxias espirais é constituído por um grande grupo de estrelas em grande proximidade. As estrelas são, na sua grande maioria, estrelas velhas e de pequenas dimensões (massa). Existe pouca matéria interestelar e, conseqüentemente, não existem grande áreas de formação de estelas. No centro do núcleo galáctico, é freqüente a existência de um ou mais Buracos-Negros.

    As galáxias espirais também podem possuir um formato característico que é denominado de espiral barrada. Mais ou menos um terço das galáxias espirais têm, na direção do centro, uma estrutura retangular, a barra. Provavelmente, a barra é conseqüência de instabilidades no disco.

    A galáxia espiral mais próxima de nós é a Galáxia de Andrômeda que é visível a olho nu no hemisfério norte.

    Galáxias elípticas tem uma aparência muito mais regular do que galáxias espirais. Isto é devido ao fato destas não conterem gás interestelar e poeira. Uma vez que estrelas formam-se em nuvens interestelares, estas galáxias não formam estrelas. Espectros de galáxias elípticas confirmam que estas contêm, em sua maioria, estrelas de população II, de baixa massa e de vida longa. Galáxias elípticas podem ter tamanhos variados, das menores às maiores galáxias do universo. As galáxias elípticas gigantes são muito menos numerosas que as anãs elípticas. Estas últimas contêm apenas alguns milhões de estrelas. Elas são difíceis de serem detectadas quando estão a grandes distâncias.

    São exemplos de Galáxias Irregulares: a Grande e a Pequena Nuvem de Magalhães, galáxias satélites à nossa; NGC 55, na constelação do Escultor; a M82 em Ursa Maior; etc.

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    Para as galáxias com menos brilho, o esquema de classificação deixa de ter utilidade. Essas galáxias anãs são heterogêneas por sua própria natureza e nenhuma tentativa de classificá-las deixou de criar muitas controvérsias. Em termos gerais, elas se dividem em duas categorias: sistemas ricos em gases, nos quais há muita atividade de formação de estrelas, e sistemas pobres em gases, sem formação de estrelas.

A Galáxia do Sombrero (M 104) serve de exemplo para praticamente todos os fenômenos galácticos que os astrônomos lutam há um século para resolver. Tem um grande bulbo elipsoidal de estrelas, um buraco negro supermaciço situado bem no interior desse bulbo e grupos de estrelas espalhados pelos limites. Estendendo-se para além desta imagem, está o que se acredita ser um grande halo de matéria escura, invisível. Ela contém uma massa de quase 800 vezes a da Via Láctea, e está a cerca de 40 milhões de anos-luz.

    DISTRIBUIÇÃO DAS GALÁXIAS - No Cosmos, a maioria dos objetos tendem a se agruparem. Seja em sistemas planetários (grupos de planetas luas e estrelas), seja em sistemas estelares (binárias, triplas, etc.), em aglomerados de estrelas (abertos ou globulares), ou seja, em galáxias, enormes aglomerados os quais englobam todos os tipos de objetos. Nesse sentido, nada mais natural que as galáxias se agrupassem. Olhando-se fotografias do céu, nota-se facilmente que as galáxias tendem a existir em grupos, que possuem vários tamanhos e variam em quantidade de elementos.

    As galáxias podem se associar de diversas maneiras. Muitas delas se encontram em pares, uma galáxia orbitando uma outra, em trios, quartetos e assim por diante. Os agrupamentos de galáxias podem ser divididos segundo o número de membros: quando há várias centenas são chamados aglomerados ricos de galáxias; quando há entre algumas dezenas à algumas centenas são chamados aglomerados pobres; no caso de haverem mais que três e até cerca de uma dezena, chamamos de grupos de galáxias.

    Jan Hendrik Oort (1900-1992) demonstrou que as galáxias não estão distribuídas aleatoriamente no espaço, mas concentram-se em grupos, como o Grupo Local, que contém cerca de 50 galáxias. Aglomerados jovens - e por conseqüência muito quentes - na Galáxia são chamados de Aglomerados Abertos ou Galácticos, pois suas estrelas se distribuem de maneira dispersa e irregular. Os Aglomerados Abertos caracterizam-se por possuírem um número reduzido de estrelas, entre 100 e 1000 estrelas componentes, e por estas estrelas poderem ser diferenciadas umas das outras, ou seja, podemos contá-las num sistema, apenas observando-o. O nome galáctico provém do fato de eles estarem no plano da nossa Galáxia. Raramente consegue-se observar uma nebulosidade ao redor das estrelas constituintes do grupo. Exemplos de aglomerados abertos não faltam: a "Caixa de Jóias" é um típico, possui estrelas coloridas de fácil identificação e está situado na constelação do Cruzeiro do Sul; as "Plêiades" é um aglomerado aberto que pode ser visto sem instrumentos, ficando localizado na constelação do Touro.

    Na época em que se formou a Galáxia, aglomerados muito grandes, chamados de Aglomerados Fechados ou Globulares, foram formados a partir de nuvens moleculares gigantes. Aglomerados globulares contêm cerca de 10.000 membros ou mais, são compactos e têm forma esférica (daí o nome), cuja densidade de estrelas é enorme, chegando a dezenas de estrelas por ano-luz cúbico. A conseqüência dessa alta densidade é a impossibilidade de contarmos as estrelas do grupo, já que a luminosidade de cada uma se confunde, e quando observado, o aglomerado fica parecido com uma nuvem difusa. As estrelas existentes nesse tipo de grupo são velhas e por isso frias e vermelhas. Os aglomerados globulares são objetos que datam do início da formação do que conhecemos hoje como Universo. O maior aglomerado globular conhecido é chamado "Ômega Centauro", que recebe este nome por ser observado a olho nu como a estrela mais fraca da constelação do Centauro. Outros exemplos de globulares são o "47 Tucanae", na constelação do Tucano, o "M 22" em Sagitário, dentre outros.

    Como todas as estrelas de um aglomerado se formam ao mesmo tempo, todas têm a mesma idade.

    O exemplo mais próximo de um aglomerado rico e regular é o aglomerado de Coma, localizado a 300 milhões de anos luz, na direção da constelação de Coma Berenices. Embora a distância deste aglomerado seja grande, mais de 1.000 galáxias são facilmente vistas em placas fotográficas.

espaço (2 graus de diâmetro) e contém milhares de membros.

    Aglomerados ricos e regulares como o aglomerado de Coma contêm em sua maioria galáxias elípticas; apenas 15% das galáxias em Coma são espirais e irregulares. Aglomerados irregulares como Virgo tem uma quantidade de espirais e irregulares muito maior.

    O Aglomerado de Virgem contém aproximadamente 2.500 galáxias (embora noventa por cento delas sejam galáxias anãs), logo é um conjunto muito denso, com diâmetro da ordem de aproximadamente 15 milhões de anos-luz - esta é uma fronteira arbitrária, existem muitas outras galáxias além deste limite, especialmente ao sul do aglomerado, onde há diversos grupos adicionais de galáxias. Embora não seja muito maior do que nosso Grupo Local, contém cinqüenta vezes o número de galáxias. Muitas galáxias dominantes em aglomerados tem características excepcionais (muito brilhantes e muito grandes).

    O Aglomerado de Virgem é tão massivo e tão próximo que influencia gravitacionalmente o Grupo Local, fazendo com que nos movamos na sua direção.

    Não há conhecimento de nenhum aglomerado de Superaglomerados, mas sua existência é debatida, nesse caso seriam chamados de Hiperaglomerados. Se for Provada sua existência esses últimos serão as segundas maiores estruturas do Universo, atrás apenas da Grande Muralha.

    Um dos mais impressionantes é o Aglomerado de Abel, são milhões de galáxias.

Superaglomerado de Abell NGC 1689

    Uma dificuldade que se encontra no estudo de aglomerado de galáxias é o fato deles não terem uma fronteira bem definida como, por exemplo, um planeta. Além disto o que é observado da Terra é a distribuição do aglomerado projetada no céu e, a partir desta informação, devemos reconstituir a distribuição tridimensional do aglomerado.

    Entre estes Superaglomerados observam-se grandes regiões sem galáxias, mas onde foram detectadas nuvens de hidrogênio neutro.

    Observações de um grande número de galáxias, feitas principalmente nos últimos vinte anos, mostrou que a matéria se distribui em forma de filamentos e muros, havendo entre estas estruturas grandes vazios. Provavelmente, a origem dos aglomerados de galáxias está ligada à estabilidade destes filamentos cosmológicos. Como estes filamentos não foram criados de forma perfeitamente homogênea, a ação da gravidade nas regiões do filamento de densidade superior à densidade média produz um colapso gravitacional da matéria: a densidade destas regiões mais densas tenderiam a aumentar com o tempo. Nestas regiões de alta densidade se formariam as galáxias e os aglomerados de galáxias. Isto explicaria, inclusive, porque as galáxias são encontradas na maioria dos casos em grupos.

    Se a nossa escala de tamanho se ampliasse, iríamos nos deparar com grupos de grupos de grupos e assim por diante, até chegarmos aos superaglomerados de galáxias e às estruturas filamentares do universo, onde cada superaglomerado é mostrado como um mísero pontinho num esquema desenhado.

    Em geral, este gás intra-aglomerado contribui em 15% para a massa total do aglomerado.

    Observa-se que as galáxias distribuídas em uma escala muito grande estão todas se dirigindo para esse ponto (essa descoberta foi feita por uma colaboração entre sete cientistas de diversas nacionalidades examinando observações feitas por astrônomos, na época, daqui do Observatório Nacional Brasileiro).

    Mas o Aglomerado de Virgem não permaneceu muito tempo com o título de Atrator: em 1977, descobriu-se que a Terra tinha outra direção no espaço além dessa. O planeta parecia estar se dirigindo rumo ao Superaglomerado de Hidra-Centauro, duas vezes mais distante, e a julgar por sua força, dez vezes maior do que Virgem. A surpresa foi grande, pois não se esperava que houvesse outra enorme concentração de matéria capaz de competir com aquele aglomerado.

    O MEIO INTERGALÁTICO - O espaço entre galáxias e aglomerados de galáxias - não é inteiramente vazio. Não conhecemos a natureza exata do meio intergaláctico, mas é provável que contenha uma densidade relativamente pequena de gás. A maior parte do meio intergaláctico é frio (temperatura de cerca de 2^o Kelvin), mas recentes observações por raios-X sugerem que algumas áreas nele são quentes (temperaturas de milhões de graus Kelvin) e ricas em metais. Uma das áreas mais ativas da pesquisa astronômica atual tem por objetivo determinar a natureza do meio intergaláctico - o que pode nos ajudar a compreender exatamente como o Universo começou e como as galáxias se formam e evoluem.

    MATÉRIA ESCURA - É provável que uma quantidade significativa da massa dos Aglomerados e Superaglomerados seja composta por Matéria Escura.

    Uma misteriosa espécie de matéria, que não pode ser vista, representa 90% de toda a matéria existente no universo. As galáxias não passam de manchas brilhantes em meio a um mar de “matéria escura”. Sem a atração adicional proporcionada pela matéria escura, não haveria gravidade suficiente para atrair a matéria em aglomerados de dimensões galácticas ou mesmo para a formação da primeira estrela.

    Jan Hendrik Oort demonstrou que as 2.500 galáxias do cúmulo de Virgem, movendo-se a 750 km/s, são insuficientes por um fator de 100 para manter o cúmulo gravitacionalmente estável, indicando novamente que a Matéria Escura deve ser dominante (pelo menos dois terços da matéria escura não pode ser bariônica, ou a quantidade de hélio e deutério do Universo teria que ser diferente da observada).

    O que faz com que as galáxias em Aglomerados e Superaglomerados não se dispersem e sim fiquem orbitando em volta de um centro comum? Deve haver massa suficiente no aglomerado para manter as galáxias gravitacionalmente ligadas. No entanto, não há nenhum Aglomerado ou Superaglomerado que tenha massa visível suficiente para mantê-lo ligado. Os aglomerados de galáxias devem ter uma grande quantidade de material não luminoso espalhado pelo aglomerado, senão as galáxias já teriam há muito tempo se dispersado. Esta massa não luminosa, que está "faltando", é que é chamada de "Matéria Escura". Sabemos que em um típico aglomerado é necessário 10 vezes mais massa do que o material que podemos detectar, para manter o aglomerado ligado.

    Recentemente a detecção pela emissão de raio-X dos gases quentes no meio entre as galáxias dos cúmulos indica que um terço da matéria originalmente chamada de escura é na verdade gás quente. O gás quente em aglomerados tem temperaturas de 10 a 100 milhões de Kelvin. Mas isto é apenas uma pequena parte do problema que foi solucionada...

    Existe ainda uma possibilidade de que não haja matéria escura, mas sim que as leis da dinâmica não sejam exatamente como acreditamos serem. Uma tal proposta foi levantada por Milgrow em 1983 com o objetivo de explicar o problema da matéria escura em galáxias espirais. Contudo, mesmo aplicando da teoria de Milgrow nos aglomerados é necessário postular a existência da matéria invisível. Vale lembrar que apesar disto ainda não existe nenhuma prova de que a teoria de Milgrow não seja correta.

    A maioria dos astrônomos apóia a idéia de que a matéria escura é constituída na maior parte de partículas ainda não identificadas que interagem mal com partículas comuns ou entre si. A identificação da natureza da matéria escura é um dos objetivos mais importantes da astronomia moderna. Saiba mais...

    O MAPA DO UNIVERSO - Quando os astrônomos Margaret Geller e Emilio E. Falco calcularam as posições das galáxias e aglomerados galácticos no universo, tornou-se claro que os aglomerados galácticos e galáxias não se distribuem de maneira aleatória, mas se agrupam em paredes (longos filamentos) entremeados de vácuos, o que faz com que o universo tenha uma estrutura semelhante à de uma teia de aranha. Entre estes filamentos estão regiões, de diâmetros de 150 milhões de anos-luz, sem galáxias. A estrutura lembra uma esponja.

Distribuição de galáxias no espaço medidas pelo 2dF Galaxy Redshiffht Survey, conforme observações de Margaret Geller e John 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, cobrindo 6 bilhões de anos-luz. Cada ponto nesta figura representa uma das 9325 galáxias, na direção dos pólos sul e norte da nossa galáxia, que está no centro da figura, onde as duas partes se unem; as regiões não mapeadas são obscurecidas pelo disco da nossa galáxia. A Grande Parede é a banda de galáxias que se estende de lado a lado quase no meio da parte superior da figura. O Sloan Digital Sky Survey continua este mapeamento.

    HISTÓRIA DA DESCOBERTA DAS GALÁXIAS - Até o final do século XVIII, para a maior parte dos astrônomos, Galáxia e Universo eram sinônimos; eles acreditavam que a Via Láctea (o Universo conhecido de então) possuía cerca de 100 milhões de estrelas - Atualmente sabemos que a Via Láctea contém mais de 100 bilhões de estrelas e que existem cerca de 100 bilhões de galáxias no universo. Destacamos que, entre os gregos, Hiparco (130 a.C.) já imaginava outras "Vias Lácteas".

    Astrônomos como William Herschel e Charles Messier notaram a existência de concentrações de "nebulosas" (corpos extensos e difusos) nas constelações de Coma Berenice e Virgem, respectivamente. Hoje sabemos que diferentes tipos de objetos estavam agrupados sob esse termo, a maioria pertencendo à nossa própria Galáxia: nuvens de gás iluminadas por estrelas dentro delas, cascas de gás ejetadas por estrelas em estágio final de evolução estelar, aglomerados de estrelas. Mas algumas nebulosas - as nebulosas espirais - eram galáxias individuais, como a nossa Via Láctea.

    Immanuel Kant (1724-1804), o grande filósofo alemão, influenciado pelo astrônomo Thomas Wright (1711-1786), foi o primeiro a propor, por volta de 1755, que algumas nebulosas poderiam ser sistemas estelares totalmente comparáveis à nossa Galáxia. Citando Kant: "[A] analogia [das nebulosas] com o sistema estelar em que vivemos... está em perfeita concordância com o conceito de que esses objetos elípticos são simplesmente universos [ilha], em outras palavras, Vias Lácteas ...". Essa idéia ficou conhecia como a "hipótese dos universos-ilha". Este era um pensamento bastante inovador, já que nessa época a Via Láctea era sinônimo de Universo. No entanto, as especulações cosmológicas de Kant não foram bem aceitas na época, de forma que a natureza das nebulosas permaneceu assunto de controvérsia.

    Laplace (1749 – 1827) também especulou que algumas nebulosas poderiam não ser galáxias em si.

    Nas primeiras décadas do século XX, porém, a astronomia passou por uma idade de ouro.

    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.

    Dois dos maiores protagonistas nessa controvérsia foram Harlow Shapley (1885-1972), do Mount Wilson Observatory, e Heber Doust Curtis (1872-1942), do Lick Observatory, ambos nos Estados Unidos. Shapley defendia que as nebulosas espirais eram objetos da nossa Galáxia, e Curtis defendia a idéia oposta, de que eram objetos extragalácticos. A discussão culminou num famoso debate em abril de 1920, frente à Academia Nacional de Ciências. Mas o debate não resolveu a questão, porque os astrônomos precisavam de telescópios maiores e mais poderosos para resolver os detalhes.

    Somente em 1923 o astrônomo americano Edwin Powell Hubble (1889-1953), usando um grande telescópio (com diâmetro de 2,5m, instalado em Mount Wilson, na Califórnia, maior do que os disponíveis para Shapely e Curtis), proporcionou a evidência definitiva para considerar as "nebulosas espirais" como galáxias independentes, ao identificar uma variável Cefeida na "nebulosa" de Andrômeda (essas estrelas mudam de brilho regularmente e a luminosidade que exibem se relaciona diretamente ao ponto em que estiverem em seu ciclo de brilho). Através da relação período-luminosidade (estabelecida por H. Leavitt em 1912) das Cefeidas da nossa Galáxia, e do brilho aparente das Cefeidas de Andrômeda, Hubble pode calcular a distância entre esta e a Via Láctea, obtendo um valor de 900.000 [embora hoje saibamos que o valor correto é de 2,2 milhões de anos-luz]; este resultado foi suficiente para colocar Andrômeda bem fora da Via Láctea, pois isso a situava 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. Hubble determinou outras distâncias a várias nebulosas, estabelecendo as principais galáxias componentes do nosso Grupo Local.

    As observações de Hubble e a subseqüente Lei de Hubble levaram à idéia de que o universo está se expandindo. Podemos estimar a idade do universo com base em seu ritmo de expansão.

    Em função da quantidade descoberta foram adotados catálogos utilizando códigos alfanuméricos, isto é, formados por letras e números. Hubble foi o primeiro a identificar o Grupo Local.

P    rogressos espetaculares na tecnologia dos telescópios e dos detectores estão agora permitindo aos astrônomos acompanhar as mudanças que ocorrem nas galáxias.

O Hubble é um telescópio refletor (seu elemento óptico principal é um espelho) com 2,40 metros de diâmetro. Se fosse um telescópio de solo ele seria considerado de porte médio. (Os 2 maiores telescópios do mundo estão no observatório de Mauna Kea no Havaí e têm 10 metros de diâmetro cada. Existem 28 telescópios maiores que o Hubble, espalhados pelo mundo, em funcionamento.) Contém 3 câmeras, 1 detector astrométrico e 2 espectrógrafos. Está em uma órbita baixa, a 600 km da superfície da Terra e gasta apenas 95 minutos para dar uma volta completa em torno de nosso planeta. A energia necessária para o seu funcionamento é coletada por 2 painéis solares.

    Os equipamentos do Telescópio Espacial Hubble penetram profundamente no céu, revelando a existência de novas galáxias em níveis praticamente impensáveis.

    FORMAÇÃO E EVOLUÇÃO DAS GALÁXIAS - Um dos campos da astrofísica mais em voga no momento é o estudo da formação das galáxias. Os telescópios estão explorando galáxias muito antigas e simulações de computador obtêm detalhes sem precedentes.

    Infelizmente a teoria de formação de galáxias ainda não está muito desenvolvida. Há muitas incógnitas nos possíveis cenários de formação de galáxias. Nós não entendemos a formação de galáxias tão bem quanto entendemos a formação de estrelas, afinal de contas galáxias são muito mais complexas, muito mais difíceis de se observar e as observações são mais difíceis de se interpretar.

    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 todos 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.

    Uma diferença importante entre elípticas e espirais é a velocidade com que ocorre a formação estelar. Parece que nas elípticas a formação estelar aconteceu de forma mais rápida no início de sua evolução, talvez porque tenham se originado de nuvens protogalácticas mais densas do que as espirais. Da mesma forma, nas regiões centrais das espirais, onde a densidade era maior, a formação estelar foi rápida, mas nos braços se procedeu mais lentamente, de forma que o gás não foi consumido todo de uma vez, e a formação estelar pode continuar.

    Outro fator importante é a quantidade de momentum angular (quantidade de rotação) da nuvem de gás primordial: quanto mais momentum angular a nuvem tinha inicialmente, mais achatada será a forma final. Levando isso em conta, as elípticas teriam se formado de nuvens que tinham pouca rotação quando começaram a se contrair, ao passo que as espirais teriam se formado do colapso de nuvens com mais rotação. Atualmente se sabe que as galáxias nascem nas regiões de maior condensação da matéria escura. A distribuição destas condensações é aleatória. Se há assimetria na distribuição das condensações em uma região do espaço, a força de maré produzida pela assimetria gera momentum angular na nuvem, e uma galáxia espiral se forma. Se a distribuição local é simétrica, não haverá momentum angular líquido, e uma galáxia elíptica se forma.

    Como algumas galáxias ficam a milhões de anos-luz de distância, pode-se determinar que se formaram pouco depois do Big Bang (ao observar o espaço mais profundo, estamos olhando um passado mais remoto). A maioria das galáxias se formou cedo, mas dados do Telescópio Galaxy Explorer (Galex), da NASA, indicam que algumas galáxias se formaram recentemente - ao longo dos últimos bilhões de anos.

    Menor e mais denso do que hoje, o Universo era todo escuro e continha quase que só hidrogênio e hélio, além de uma pequena quantidade de lítio. As primeiras estruturas cósmicas provavelmente tinham a forma de uma rede de “filamentos”. As "sementes" das galáxias formaram-se no começo do Universo, quando pequenas flutuações de densidade de matéria primordial começaram a acumularem-se nos nós dessa rede e crescer. Enormes massas de hidrogênio, em geral sem estrelas, mas grande o suficiente para formar uma galáxia quando esse hidrogênio se desfizer sob a pressão das forças gravitacionais e a matéria se aglutinar ao longo de milhões de anos. Surgia no cenário as Protogaláxias, sistemas de pequena escala de mais ou menos 30 a cem anos-luz de uma extremidade a outra. A nuvem ainda não emite luz visível, mas fortes emissões de rádio. As Protogaláxias consistiam em sua maior parte de partículas elementares conhecidas como matéria escura.

Chegou uma hora em que os gases giravam tão depressa que a força centrífuga, dirigida para fora, igualou a da gravidade, dirigida para dentro. Ao atingir o equilíbrio centrífugo, os gases estavam tão achatados que formavam um disco fino. A densidade era suficiente para que os gases se amontoassem em nuvens e foi assim que as estrelas se formaram.

    A matéria ordinária – principalmente átomos de hidrogênio – misturou-se no início com a matéria escura. Mas o resfriamento do gás hidrogênio permitiu que a matéria ordinária se contraísse, enquanto a matéria escura permanecia dispersa. Nessas nuvens protogalácticas, a gravidade fazia com que o gás e a poeira entrassem em colapso. À medida que elas se contraíam, formavam discos giratórios. Os discos giratórios atraíam mais gases com a força da gravidade e as regiões mais densas do gás entraram em colapso para formar as primeiras estrelas.

    O Processo que levou à criação das primeiras estrelas foi muito diferente da formação de estrelas do presente. Simulações em computador mostram que as primeiras estrelas devem ter surgido entre cem milhões e 250 milhões de anos depois do Big Bang. As Estrelas de Primeira Geração teriam massas e luminosidade muito superiores à do Sol e constituídas de plasma. Seriam compostas basicamente de hidrogênio e hélio e emitiriam grande parte de sua luminosidade na faixa do ultravioleta. A radiação ultravioleta das estrelas ionizou o gás hidrogênio que as envolvia.

    Devido a sua grande massa e composição de elementos, as Estrelas de Primeira Geração teriam uma vida relativamente curta cerca de 1 milhão de anos), sendo as idades determinadas pela quantidade de massa das estrelas. Ao chegar aos estágios finais de suas vidas, as Estrelas de Primeira Geração queimaram todo o seu combustível (hidrogênio) responsável em contrapor sua força de atração gravitacional. Devido a isso os núcleos das estrelas começam a fundir hélio. Nesse processo, elementos mais pesados são criados em seus núcleos. Quando as estrelas não têm mais elementos que fornecem energia na sua fusão, suas gravidades as comprimem e dependendo de suas massas, o resultado é um colapso, súbito e catastrófico, espalhando esses elementos através do Universo, produzindo as primeiras Supernovas e o núcleo central continuou se contraindo até se transformarem em Buracos Negros gigantes. Na explosão, os elementos pesados foram espalhados pelo cosmos, para que pudessem ser incorporados à geração seguinte de estrelas, permitindo uma maior estabilidade na fusão nuclear e garantindo maior tempo de sobrevivência para as mesmas, criando um cenário mais favorável para abrigar vida.

    A atração gravitacional empurrou as protogaláxias umas em direção às outras. Ao longo de milhões de anos sucessivas fusões levaram à criação de galáxias. Os Buracos Negros das Protogaláxias provavelmente se fundiram, levando à criação de Buracos Negros Supermassivos.

    As interações entre galáxias, em especial as colisões entre elas, desempenham importante papel em sua evolução.

    LENTES GRAVITACIONAIS - Observações efetuadas com o telescópio VLT (Very Large Telescope) do ESO (Observatório Europeu do Sul) permitiram a um grupo internacional de Astrônomos estudar com um detalhe sem precedentes a vizinhança de uma galáxia muito distante, que se encontra a cerca de 12 mil milhões de anos-luz de distância.

    A galáxia MS 1512-cB58 é a galáxia mais brilhante que se conhece a tão grande distância. Isto acontece devido a uma feliz circunstância: entre a Terra e a galáxia MS 1512-cB58 existe, a meio caminho de distância (a 7 mil milhões de anos-luz), um enxame massivo de galáxias de nome MS 1512+36. Este enxame funciona como uma lente gravitacional, ampliando a imagem da galáxia que, deste modo, parece 50 vezes mais luminosa.

    A luz de objetos distantes, como quasares, pode ser desviada por grandes concentrações de massa em seu caminho até nós. Esta distorção, formada devido às "lentes gravitacionais", pode criar várias imagens de uma galáxia, ou quasares distantes. Se o objeto distante estiver exatamente atrás do objeto que agirá como lente gravitacional, a luz do objeto distante chegará até nós como um anel, chamado de anel de Einstein.

 

• Galáxias Seyfert

• Radiogaláxias

• Quasares

• Blazares

    As Seyfers são cem vezes menos energéticas que as Radiogalaxias, e mil vezes menos brilhantes que os Quasares. Os Quasares são os objetos mais luminosos do universo

    Para explicar as galáxias ativas, os cientistas precisam explicar como elas emitem tamanhas doses de energia de áreas tão pequenas quanto os núcleos galácticos. A hipótese mais aceita é a de que, no centro de cada uma dessas galáxias, existe um Buraco Negro maciço ou extremamente maciço, que têm de milhões a bilhões de massas solares. Em torno do buraco negro fica um disco de acreção, formado por gás em giro rápido, por sua vez cercado por um toro (um disco de gás e poeira em forma de rosquinha). À medida que o material cai para a área que cerca o buraco negro (o horizonte de eventos), sua temperatura sobe a centenas de milhões de graus Kelvin e os gases se aceleram em forma de jatos lançados da área. De acordo com estudos teóricos, os gases que caem nesses monstros irradiam cerca de 10% de sua energia intrínseca, o suficiente para criar um farol capaz de ser visto do outro lado do universo.

Buraco Negro, cujo núcleo é formado de partículas
fundamentais desconhecidas para a Ciência.

    Os exemplos mais luminosos e mais raros são os quasares, tão intensos que obscurecem as galáxias onde estão localizados.

    Os NGA já foram considerados anomalias, mas hoje se sabe que fazem parte do processo de formação da galáxia. O pico da atividade dos NGA ocorreu quando o Universo tinha aproximadamente um quarto de sua idade atual, aproximadamente o mesmo período de formação da maioria das estrelas das galáxias elípticas. Além disso, acredita-se agora que existem buracos negros supermaciços em praticamente todas as galáxias elípticas e em todas as galáxias espirais com bulbos, tenham ou não NGA. A conclusão é a de que todas as galáxias podem passar por um ou mais episódios de atividade dos NGA. Enquanto matéria continuar a cair no buraco negro, o núcleo se mantém ativo. Quando o centro pára de receber material novo, entra em dormência.

    Abell 2218, Galáxia de Seyfert. Em uma Galáxia Seyfert, a radiação provém também dos enormes lobos laterais (vide imagem abaixo da Radiogalaxia Centaurus A).

    Uma estrela ao explodir como supernova pode liberar muito mais energia do que o Sol em toda a sua vida. No entanto, mesmo as emissões devido à explosão de supernovas não são comparáveis às de um quasar ou de uma galáxia ativa. Alguns quasares emitem mais energia em um segundo do que o Sol emite em 200 anos.

    Algumas delas são altamente variáveis. Algumas galáxias tem caudas que emanam do centro. Algumas destas galáxias são classificadas como peculiares, devido a sua forma diferente de todas as classificações de Hubble.

Comparação entre as intensidades de radiação
emitidas por uma galáxia normal e uma ativa.

    Carl Seyfert foi o primeiro a descobrir galáxias ativas, quando estava estudando galáxias espirais. Uma sub-classe grande de galáxias ativas é desde então chamada de galáxias Seyfert. Aproximadamente 10% das galáxias brilhantes no céu são galáxias Seyfert. Algumas das galáxias Seyfert são tão brilhantes quanto aos quasares menos luminosos e têm características muito similares às destes. Por isso muitos astrônomos acham que galáxias Seyfert são na verdade quasares de baixa luminosidade.

    A galáxia N5128 (Centaurus A), uma das fontes de rádio mais fortes no céu está relativamente próxima (13 milhões de anos-luz). A energia em rádio desta galáxia vem de duas regiões de cada lado da galáxia chamadas de "lóbulos de rádio". Os astrônomos acham que partículas e energia são ejetadas no núcleo da galáxia em direção aos lóbulos.

Centaurus A, uma radiogaláxia

    Nos anos 70 os astrônomos já tinham encontrado dezenas de objetos como Centaurus A; estes são agora chamados de "fontes de rádio com lóbulo duplo".

    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 rádiogaláxias é a presença de um jato de matéria saindo da fonte central, localizada no núcleo da galáxia.

    A explicação mais plausível para os jatos 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.

    Existem muitas colisões de galáxias observáveis atualmente e observamos ao telescópio inúmeras delas em andamento, de sorte que observamos colisões em vários estágios.

    Normalmente fusão se refere a galáxias do mesmo tamanho enquanto canibalismo se refere a uma galáxia grande que engole uma pequena.

    A Fusão ocorre quando duas galáxias se encontram, mas não têm velocidade suficiente para continuar em movimento e, ao invés disso, "caem" uma sobre a outra várias vezes, formando por fim uma única galáxia em lugar de duas. Embora dificilmente suas estrelas se choquem; é que a distância que as separa é muito grande em relação a seus tamanhos. As estrelas ficam afastadas entre si, em média 3 ou 4 anos-luz, ocupando toda a galáxia um espaço de centenas de milhares de anos-luz, de modo que uma galáxia inteira pode passar por dentro de outra sem que haja um único choque. No entanto, as enormes nuvens de gás interestelar e poeira são tão grandes que estas sim colidem, batendo umas contra as outras e produzindo ondas de choque. As nuvens interestelares que se colidem podem representar a fusão de duas galáxias ou podem fazer com que estrelas de uma ou das duas galáxias envolvidas sejam empurradas para fora da galáxia.

    Uma colisão violenta pode tirar todo material interestelar, gás e poeira, do centro das galáxias e transferir para o meio intra-aglomerado. Colisões violentas podem esquentar o gás tirado das galáxias a temperaturas altas. Este processo pode ser a principal fonte de gás quente observado em aglomerados ricos e regulares. Em uma colisão menos violenta ou em situações onde duas galáxias se cruzam em proximidade, há normalmente indução de formação estelar.

    A característica mais comum de sistemas onde colisões ocorreram (ou quase ocorreram) é a formação de caudas e braços formados de estrelas que são empurradas para fora das galáxias devido à colisão.

    E se uma delas for muito grande pode restar pouco modificada após a colisão, ao contrário da outra, praticamente absorvida pela maior. Isto é chamado “canibalismo galáctico”.

    É possível que estas colisões sejam responsáveis mesmo pela transformação do tipo morfológico das galáxias. Segundo os resultados de simulações numéricas, a colisão e eventual fusão de duas galáxias espirais de massas semelhantes resulta em uma galáxia elíptica. As massas principais se convertem em sistemas binários (ou múltiplos) com pequenas órbitas ao redor uma da outra, e eventualmente pode se fundir formando uma única galáxia. Esse processo é especialmente provável nas colisões entre os membros mais massivos de um aglomerado de galáxias, que tendem a ter velocidades relativamente mais baixas.

    Mesmo quando não há uma colisão, mas apenas uma passagem próxima entre duas galáxias, isto já é suficiente para afetar a estrutura interna delas. Quando duas galáxias estão próximas ocorre um efeito de maré, o mesmo fenômeno que ocorre na Terra devido à ação da Lua e do Sol. Este efeito de maré deforma as galáxias, podendo mesmo arrancar uma parte delas. Este material arrancado, formado de estrelas e gases, tem a aparência de um filamento que pode se estender por muitas dezenas de milhares de anos-luz e por isto são chamados de “caudas de maré”. Nos catálogos existentes de galáxias peculiares há muitos exemplos de pares de galáxias com aparências estranhas que parecem estar interagindo uma com a outra.

    Os cientistas estimam que até metade das galáxias existentes podem ter passado por algum tipo de colisão.

    Praticamente todos os 3.000 objetos visíveis na imagem são galáxias, embora algumas galáxias do campo estejam a escassos pixels (elemento de qualificação fotográfica) de distância umas das outras. A revelação deste número elevado de galáxias recém-formadas tornou o HDF uma imagem de referência no estudo da formação do universo.

    Três anos após as observações do HDF, a região do hemisfério celestial sul foi fotografada seguindo um método semelhante, ao qual se deu o nome Hubble Deep Field Sul.

    Assista a esse excelente vídeo no YouTube para maiores esclarecimentos sobre a importância dessa descoberta:

    DICA PARA USAR O GOOGLE EARTH/SKY – Com o botão “Alterar entre o Céu e a Terra” ativado (parte superior da barra de ferramentas, com ícone similar ao planeta Saturno), pesquise as palavras abaixo:

1. Hubble Deep Field / Hubble Ultra Deep Field

 

2. GALÁXIAS: Via Láctea / Andrômeda (ou experimente M 31) / NGC 1566 [Galáxia Ativa Seyfer] / M87 (ou NGC 4486 – galáxia gigante elíptica) / NGC 262 [chamada Markarian 348] / M 51 (galáxias em colisão) / (Pequena ou Grande) Nuvem de Magalhães [Galáxias irregulares] / NGC 1689 [superaglomerado de Abell] / M 104 [Galáxia do Sombrero] / NGC 2997 /  NGC 5754 (colisão de galáxias)

 

3. AGLOMERADOS: Caixinha de Jóias / NGC 104 [47 tucanae – o aglomerado globular mais brilhante do céu] / M 22 [Aglomerado Omega Centauro].