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Galáxias

Nossa Galáxia – Breve Histórico

Em locais distantes das grandes cidades onde é menor o índice de poluição, é possível observar-se uma extensa faixa nebulosa que atravessa o céu. Nas noites límpidas e escuras de um passado distante, esta região do céu instigou a imaginação do homem antigo, dando subsídios para muitas lendas.

Para os gregos, a origem da Via Láctea estaria no leite da deusa Juno, derramado e espalhado pela abóboda celeste quando amamentava Hércules. Segundo outros, esta seria a estrada que conduzia à morada dos deuses.

Os aborígenes do deserto do Kalahari tinham ainda uma interpretação bem diferente para a Via Láctea. Chamavam-na de “a espinha dorsal da noite”, como se o céu fosse um grande animal dentro do qual vivêssemos.

Até 1610, todas as interpretações da natureza da Via Láctea eram meramente especulativas. Neste ano, a primeira observação científica foi realizada por Galileu, que, através de sua luneta, constatou que aquela região esbranquiçada nada mais era do que uma infinidade de estrelas.

Em 1750, o filósofo Thomas Wright descreveu nosso sistema de estrelas como sendo um sistema achatado. Sua descrição soa como nossos modernos conceitos da nossa galáxia, mas o modelo de Wright se baseava apenas em sua imaginação, não tendo sido, por isto, considerado com seriedade.

A primeira tentativa séria e sistemática de mapeamento da distribuição espacial das estrelas foi feita por William Herschel. Seu mapa revelava uma distribuição achatada de estrelas com o Sol próximo ao centro do sistema, e uma extensão estimada em 9.000 anos-luz.

Este modelo e outros que se seguiram foram descartados após o trabalho do astrônomo Shapley, que propõe um modelo alternativo onde o Sol se encontrava na periferia, e não mais no centro de nossa galáxia.

Seu estudo foi baseado na distribuição dos aglomerados globulares, que são objetos de fácil identificação, constituídos de agrupamentos de formato esférico com centenas de milhares de estrelas. Shapley, através de uma classe especial de estrelas variáveis, conseguiu determinar distâncias para estes objetos e construir um mapa tridimensional de sua distribuição. Ele constatou, então, que os aglomerados globulares estavam distribuídos não em torno do Sol, mas sim em torno de um ponto na direção da constelação de Sagitário, onde deveria então estar o centro da Via Láctea.

Entretanto, um erro de Shapley foi superestimar o tamanho de nossa galáxia, pois desconhecia o meio interestelar e o efeito que este tem de absorver a luz das estrelas, fazendo com que estrelas próximas pareçam fracas, dando a impressão de estarem mais distantes.

Já com algumas idéias e conceitos formados a respeito da Via Láctea, começaram então a surgir entre os astrônomos novas questões. Certas “nebulosas” em formato espiral passaram a despertar uma enorme curiosidade: seriam elas pequenos objetos próximos pertencentes à Via Láctea ou objetos externos e distantes comparáveis em grandeza a nossa galáxia?

Com o advento de maiores telescópios, os astrônomos verificaram que estas nebulosas eram também constituídas de uma infinidade de estrelas. Medidas feitas por Hubble, nos anos 20, de distâncias de estrelas variáveis cefeidas em algumas destas “nebulosas” colocaram estes objetos em seus devidos lugares – muito além da Via Láctea.

Esta descoberta permitiu ao homem do século XX compreender que a Via Láctea, a nossa galáxia, é apenas uma entre bilhões e bilhões de muitas outras galáxias que povoam um imenso universo!

Estrutura da Via Láctea

A galáxia em que vivemos possui em torno de 200 bilhões de estrelas, além de extensas nuvens de gás e poeira. Trata-se de uma galáxia de formato espiralado, com um diâmetro de aproximadamente 100.000 anos-luz.

Nosso Sol se encontra a 26.000 anos-luz do centro da Via Láctea, ligeiramente fora do plano do disco, na periferia de Órion, um dos braços da espiral, girando em torno do núcleo a uma velocidade de 250 km/s. Isto significa que levamos nada menos que cerca de 200 milhões de anos para darmos uma volta completa em torno da galáxia. Desde que se formou, estima-se que o Sol já deve ter completado cerca de 20 voltas em torno do núcleo galáctico.

Na estrutura de nossa galáxia, podemos distinguir principalmente duas partes: a esferoidal e o disco. Estes dois subsistemas diferem tanto na composição química quanto nas propriedades físicas, dinâmicas e na história evolutiva.

É no disco que se encontram aglomerados jovens, conhecidos como abertos, contendo estrelas recém-formadas, algumas com grande brilho e curto período de vida. Como exemplo de um aglomerado aberto temos as Plêiades na constelação do Touro. A observação no plano do disco foi sempre limitada, pois é nesta região que se concentram também grandes complexos de nuvens de gás e poeira, responsáveis pelo obscurecimento da luz de estrelas mais distantes.

Grãos de poeira compreendem apenas 1% da massa de nossa galáxia, mas em suas viagens de milhares de anos-luz, os fótons têm grande chance de se deparar com algum grão que o desvia de seu destino original. A poeira mascara nossa visão do plano e do núcleo galáctico de maneira tão eficiente que a cada 100 bilhões de fótons de luz, apenas um consegue chegar até nós.

Entretanto, os avanços da Astronomia têm nos permitido ultrapassar este obstáculo. Observações em rádio e infravermelho, radiações transparentes à poeira interestelar têm nos revelado recantos escondidos, regiões anteriormente inacessíveis ao nosso conhecimento.

A estrutura em espiral de nossa galáxia, por exemplo, foi verificada pela observação de uma radiação de 21cm, pertencente à região rádio do espectro, emitida pelo hidrogênio neutro.

Os braços espirais são o principal cenário da formação estelar, daí serem repletos de estrelas jovens e de alto brilho. A rotação dos braços ocorre no sentido em que eles tendem a se enrolar, e pelos cálculos da idade da galáxia é surpreendente que ainda existam.

Uma das tentativas de explicação da permanência da estrutura em espiral foi a teoria das ondas de densidade, segundo a qual os braços são interpretados como sendo os picos de ondas de densidade que se deslocam mais lentamente que as estrelas em torno do núcleo galáctico. Assim, as estrelas não formariam os braços espirais, mas apenas passariam temporariamente por eles. Na passagem pelos braços, o meio interestelar é comprimido ocasionando uma intensa formação estelar.

A componente esferoidal apresenta uma população mais antiga de estrelas. Dela fazem parte os subcomponentes: núcleo, bojo e halo da galáxia. O núcleo possui dimensões pequenas, talvez 10 anos-luz de extensão e uma densidade de estrelas assustadora, cerca de um milhão de vezes maior que a densidade nas vizinhanças do Sol. Em média, a luz deve levar apenas 10 dias para ir de uma estrela a outra. Em comparação, temos que a estrela mais próxima do Sol se encontra a 4,2 anos-luz de distância.

A existência de um buraco negro com um milhão de massas solares no núcleo é uma hipótese não descartada.

Os aglomerados globulares, já anteriormente mencionados, com suas órbitas excêntricas e população de estrelas bem evoluídas, povoam a componente esferoidal.
Sabe-se da existência de 140 aglomerados globulares em nossa galáxia, mas estima-se que ela contenha em torno de 200, lembrando que alguns deles devem estar obscurecidos pelas extensas nuvens de poeira encontradas no disco galáctico.

Acredita-se que a Via Láctea esteja imersa num halo extenso e com muita massa, constituído principalmente pela misteriosa matéria escura. Existem fortes evidências de que a matéria visível dentro de nossa galáxia possa se responsabilizar por apenas 10% da massa real da galáxia.

Assim, segundo esta concepção, as estrelas e nebulosas que observamos podem representar apenas a ponta de um imenso “iceberg” de matéria invisível. Por mais estranho que pareça, a noção de que a maior parte da massa de nossa galáxia consiste de uma matéria escura e desconhecida, é atualmente muito bem aceita entre os astrônomos. Mas em que se baseiam para defender esta estranha teoria?

Curva de Rotação de Nossa Galáxia

Uma das mais fortes evidências para esta defesa é o estudo do movimento das estrelas em volta do núcleo galáctico. A uma boa distância do centro, a dinâmica da galáxia deveria ser análoga ao movimento dos planetas em torno do Sol, ou seja, apresentaria velocidade decrescente com a distância.

Entretanto, podemos ver que não é isto o que ocorre. As estrelas mais distantes giram muitíssimo depressa em relação à massa galáctica visível, apresentando velocidades bem superiores aos valores previstos. Assim fica a evidência de que a Via Láctea se acha imersa num halo com muita massa, invisível, que se estende talvez por uns 300.000 anos-luz.

Mas, afinal, de que poderia ser feita esta exótica e misteriosa matéria escura? A natureza desta matéria constitui ainda uma questão em aberto. Estrelas mortas, anãs marrons, planetas e buracos negros são alguns candidatos, mas teorias de evolução estelar indicam que a quantidade destes objetos é muito pequena para dar conta da grande quantidade de matéria que falta. Provavelmente representam apenas uma pequena contribuição.

Partículas como os neutrinos, áxions, gravitinos, fotinos e outras são mais uma sugestão. Os neutrinos interagem muito pouco com a matéria e, portanto, são extremamente difíceis de se detectar. Se estas partículas realmente tiverem massa, mesmo que seja muito pequena, devido à sua grande abundância (a teoria do Big Bang prevê a existência de um bilhão de neutrinos para cada próton no Universo), elas devem constituir uma boa parcela da matéria do Universo.

As outras partículas mencionadas, apesar de previstas teoricamente, têm a grande desvantagem de não terem sido ainda observadas. Uma melhor compreensão a respeito da matéria escura seria de grande importância, visto que a densidade média de matéria no Universo é um parâmetro fundamental para o estudo da Cosmologia.

Classificação Morfológica de Galáxias

Ao contrário das estrelas que produzem imagens puntiformes e, portanto, todas iguais, as galáxias se mostram como objetos extensos e com morfologias complexas. Segundo o critério de Hubble, as galáxias são classificadas em três principais tipos segundo suas formas: elípticas, espirais e irregulares.

Para a classificação das galáxias elípticas emprega-se a letra E seguida por um número entre 0 e 7 equivalente a 10 (1-b/a), onde a e b correspondem aos eixos maior e menor respectivamente. Assim, estas galáxias vão de quase esféricas, chamadas E0, a bem achatadas, onde o eixo maior é três vezes maior que o eixo menor. Vale lembrar que observamos apenas o achatamento aparente, e não sua estrutura intrínseca. Uma galáxia muito achatada vista de frente pode parecer esférica.

As espirais podem ser normais ou barradas. No primeiro caso, os braços espirais originam-se do núcleo, enquanto nas barradas eles se desenvolvem a partir dos extremos de uma barra luminosa que atravessa o núcleo.

As espirais, tanto normais quanto barradas, são divididas em subclasses a, b ou c, que indicam diferentes graus de enrolamento dos braços, e diferentes proporções de tamanho do bojo em relação à galáxia. As irregulares, por sua vez, são galáxias cujas formas não se enquadram nos casos acima.

Nossa galáxia, a Via Láctea, segundo esta classificação, é considerada uma espiral intermediária entre os tipos Sb e Sc. Além disto, possui um leve esboço de uma estrutura barrada com talvez mais de 14.000 anos-luz de extensão.

Galáxias são feitas de estrelas, gás e poeira em quantidades diversas. As proporções destes ingredientes mudam muito de tipo para tipo.

Classificação Morfológica de Galáxias, segundo Hubble

Nas espirais que contêm extensas nuvens de gás e poeira, os objetos mais velhos estão concentrados no núcleo e no halo, e as estrelas mais jovens, fruto de novas gerações, se encontram no disco e nos braços espirais.

As elípticas são pobres em gás e apresentam uma população de estrelas velhas, já em estágios avançados de evolução. É importante ter em mente que o diagrama mostrado anteriormente não representa de maneira nenhuma um esquema evolutivo, como já se pensou no passado, mas constitui apenas uma simples classificação morfológica. Os diferentes formatos devem corresponder, de maneira geral, não a estágios evolucionários distintos, mas principalmente a uma diversidade de condições iniciais nos tempos de formação destes objetos.

Além de variarem na forma, as galáxias variam muito em tamanho. As menores galáxias, conhecidas como anãs, podem conter poucos milhões de estrelas, enquanto as maiores chegam a uma população que atinge uns poucos trilhões.

Assim como existem muito mais estrelas de pouca massa em uma galáxia, também existem muito mais galáxias anãs que gigantes no Universo.

Galáxias Peculiares

Uma pequena fração das galáxias no céu apresenta formatos por demasiado estranhos. Estas galáxias pertencem ao grupo denominado de peculiares, que perfazem 1 ou 2% da população total de galáxias.

Provavelmente as peculiares tiveram suas formas alteradas por interações ou colisões com outras galáxias. Colisões entre galáxias são fenômenos bem mais prováveis de ocorrer do que colisões entre estrelas. Nenhuma colisão entre estrelas foi jamais observada ou fotografada. A distância média entre as estrelas é milhões de vezes maior que o tamanho de uma delas. Isto torna as colisões estelares acontecimentos de extrema raridade.

Já as galáxias apresentam uma distância média apenas 10 vezes maior que o diâmetro de uma galáxia típica. Sob estas circunstâncias, não é nenhuma surpresa que centenas de aparentes colisões entre galáxias já tenham sido fotografadas.

Mesmo em uma colisão frontal entre duas galáxias, a probabilidade de colisão entre suas estrelas é ínfima. Entretanto, se participarem da colisão galáxias espirais ou irregulares, ricas em gás, choques entre extensas nuvens irão desencadear uma formação em massa de novas estrelas.

Os efeitos de interações e colisões serão sentidos na estrutura global das galáxias envolvidas, produzindo fortes distorções e formação de peculiaridades morfológicas.
A colisão e a posterior fusão entre galáxias espirais podem gerar, após milhões e milhões de anos de reorganização deste material, galáxias de formato elíptico.

Galáxias com Núcleos Ativos

As galáxias também podem ser classificadas em normais ou ativas, segundo sua emissão de energia.

Uma galáxia normal pode ser regular ou irregular em formato, mas tem em geral as propriedades que se esperaria de um conjunto formado por bilhões de estrelas, ou seja, a energia emitida por uma galáxia normal é o que esperaríamos obter se adicionássemos a radiação emitida por reações nucleares de estrelas isoladas de diferentes massas.

Já a emissão de energia das galáxias ativas não pode ser explicada desta maneira. Elas podem emitir muito mais energia que uma galáxia comum e a emissão se estende por diferentes freqüências do espectro, incluindo raios g, raios x, radiação visível, infravermelho e rádio.

Algumas emitem, a partir de uma pequena região central, enormes jatos de matéria que se estendem muito além da galáxia visível.

Como explicar a produção de tamanha quantidade de energia? Uma vez que as quantidades de energia envolvidas são imensas, as teorias propostas como tentativa de explicação recorrem aos buracos negros – objetos extremos no limite entre a ciência e a ficção. Buracos negros gigantescos com bilhões de massas solares estariam alojados no interior destas galáxias devorando a matéria ao seu redor.

Alguns exemplos de galáxias ativas são as radiogaláxias, as galáxias Seyfert e os quasares, que só mais recentemente passaram a ser reconhecidos como tais.

Radiogaláxias
Todas as galáxias emitem um pouco de radiação rádio, entretanto esta emissão em uma galáxia normal é milhões de vezes mais fraca que a emissão de luz visível. As radiogaláxias são galáxias anômalas que emitem intensos sinais de rádio. A emissão só em rádio das mais potentes equivale e pode superar o total de energia emitida pela nossa galáxia em todos os comprimentos de onda.

Algumas apresentam enormes jatos de matéria que são geralmente lançados ao espaço em duas direções opostas, formando dois grandes lóbulos, que às vezes chegam a conter 100 milhões de massas solares.

Estima-se que a velocidade média com que estes lóbulos se separam do núcleo é menor ou igual a 30.000 km/s (um décimo da velocidade da luz). Os maiores jatos podem se estender por mais de um milhão de anos-luz (10 vezes o diâmetro da Via Láctea). Estas grandes extensões nos indicam que esta emissão vem ocorrendo por centenas de milhares de anos. O exemplo mais próximo de nós é a radiogaláxia Centaurus A, a uma distância de 15 milhões de anos-luz.

Galáxias Seyfert
Primeiramente descritas por Carl Seyfert em 1943, se distinguem pelo fato de que sua emissão total de energia é 100 vezes superior à emissão total de energia de uma galáxia comum como a nossa, e o que é mais esquisito, esta energia é emitida de um núcleo brilhante, porém extremamente pequeno. Seus espectros mostram largas linhas de emissão. A porcentagem das galáxias espirais Seyfert é de 1%.

Quasares
Mesmo quando observados através dos melhores telescópios, os quasares têm aparência de pontos luminosos de fraquíssimo brilho, daí terem sido confundidos a princípio com estrelas. O termo quasar se origina da expressão quasi-stellar astronomical radiosource, isto é, fonte de rádio astronômica quase estelar.

Os primeiros astrônomos que os observaram ficaram intrigados com a intensidade de emissão de energia em comprimento de onda rádio, uma vez que estrelas normais não apresentam este comportamento.

Seus espectros despertaram ainda mais a atenção. Eram estranhíssimos e não correspondiam a nenhum elemento conhecido. Levou algum tempo para que o mistério fosse desvendado. Seus espectros haviam se tornado irreconhecíveis devido ao enorme desvio para o vermelho que suas linhas apresentavam.

Se, como se acredita, a origem destes desvios for cosmológica, ou seja, devido à expansão do Universo, então estes são os objetos mais distantes jamais observados.
Se somos capazes de observá-los a tão grandes distâncias, isto significa que eles devem emitir uma enorme quantidade de energia, com luminosidades cerca de 100 vezes superior à luminosidade das galáxias mais brilhantes conhecidas. Isto os torna de longe os objetos mais luminosos do Universo.

Flutuações de brilho nos permitem colocar restrições aos tamanhos máximos dos quasares. Grandes variações de brilho têm sido observadas em curtos períodos de tempo, indicando dimensões muito pequenas. Se realmente estão a estas distâncias, eles devem produzir o brilho de centenas de galáxias em volumes não muito maiores que nosso Sistema Solar.

Qual a natureza destes estranhos objetos? Atualmente, tendo em vista semelhanças destes objetos com radiogaláxias e galáxias Seyfert, acredita-se que sejam casos extremos de núcleos ativos de galáxias, responsáveis pelos eventos mais violentos acessíveis à observação no Universo.

Outro fato interessante a respeito destes objetos é que um único quasar pode aparecer em duas ou mais imagens em nosso céu – efeito conhecido como lentes gravitacionais.
Segundo a Teoria da Relatividade Geral de Einstein, a presença de massa deforma o espaço ao seu redor, e a luz que percorre este espaço segue então não mais em linha reta, mas em curvas, conforme as deformações produzidas.

Os raios de luz que saem dos quasares viajam por bilhões de anos antes de chegar à Terra, e assim têm uma grande chance de encontrar pelo caminho grandes concentrações de massa, como galáxias e aglomerados de galáxias. Estes raios percorrem então caminhos curvos, e o efeito final será a visão de mais de uma imagem do mesmo objeto.

Quando observamos um objeto a bilhões de anos-luz de distância, estamos, na realidade, investigando como este objeto era há bilhões de anos. Neste sentido, os quasares têm para nós um valor inestimável, uma vez que nos revelam um passado distante. Representam, para os astrônomos, verdadeiros fósseis do Universo, enviando informações dos tempos primordiais, próximos da criação.