Galáxia
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NGC 4414,, uma galáxia espiral típica na constelaçãoComa Berenices, tem 55 mil anos-luz de diâmetro e está a
aproximadamente 60 milhões de anos-luz
anos
da Terra.
Uma galáxia é um grande sistema, gravitacionalmente ligado, que consiste
de estrelas, remanescentes de estrelas,
estrelas ummeio interestelar de gás e poeira e um importante mas
insuficientemente conhecido componente apelidado de matéria escura.1 2 A palavra “galáxia” deriva
do grego ‘’galaxias’’ (γαλαξίας), literalmente "leitoso", numa referência
referência à nossa galáxia, a Via Láctea.
Exemplos de galáxias variam desde as anãs, com até 10 milhões (107) de estrelas,3 até gigantes
com 100 trilhões (1014) de estrelas,4 todas orbitando o centro de massa da galáxia.
As galáxias contêm quantidades variadas de sistemas e aglomerados estelares e de tipos de
nuvens interestelares. Entre esses objetos existe
ex
um meio interestelar esparso de gás, poeira
e raios cósmicos. A matéria escura parece corresponder a cerca de 90% da massa da maioria das
galáxias. Dados observacionais sugerem que podem existir buracos negros supermaciços no centro
de muitas, se não todas as galáxias. Acredita-se
Acredita se que eles sejam o impulsionador principal dos
núcleos galácticos ativos – região compacta no centro de algumas galáxias que tem uma
luminosidade
uminosidade muito maior do que a normal. A Via Láctea parece possuir pelo menos um desses
objetos.5
As galáxias foram historicamente categorizadas segundo sua forma aparente, usualmente referida
como sua morfologia visual. Uma forma comum é a galáxia elíptica,6 que tem um perfil de
luminosidade em forma de elipse.
elipse Galáxias espiraistêm
têm forma de disco, com braços curvos.
curvo Aquelas
com formas irregulares ou não usuais são conhecidas como galáxias irregulares e se originam
tipicamente da disrupção pela atração gravitacional de galáxias vizinhas. Essas interações entre
galáxias, que podem ao final resultar na sua junção, às vezes induzem o aumento significativo de
incidentes de formação estelar,, levando às galáxias starburst.. Galáxias menores que não têm uma
estrutura coerente são referidas
ridas como galáxias irregulares.7
Existem provavelmente mais de 170 bilhões de galáxias no universo observável.8 9 Em sua maioria
elas possuem de 1 000 a 100 00010 parsecs de diâmetro e são separadas por distâncias da ordem
de milhões de parsecs.11 O espaço intergaláctico é preenchido com um gás tênue com uma
densidade média de menos de um átomo por metro cúbico. A maior parte
parte das galáxias está
organizada numa hierarquia de associações conhecidas como grupos e aglomerados,
aglomerados os quais, por
sua vez, formam superaglomerados maiores. Numa escala maior, essas associações são
geralmente organizadas em filamentos e muralhas,
muralhas que são circundados por vazios imensos.12
Índice
[mostrar]
[editar]Etimologia
A palavra galáxia deriva do termo grego para a nossa galáxia, galaxias (γαλαξίας,
γαλαξίας, "leitoso")
ou kyklos ("círculo") galaktikos ("leitoso")’’,13 pela sua aparência no céu. Na mitologia
grega, Zeus coloca o filho que havia gerado com uma mulher mortal, o pequeno
pequen Hércules,
Hércules no seio
de Hera enquanto ela dorme, de modo que o bebê, ao tomar o leite divino, também se torne imortal.
Hera acorda durante a amamentação e percebe que está alimentando um bebê desconhecido; ela
empurra o bebê e um jato do seu leite espirra no céu noturno, produzindo a tênue faixa de luz
conhecida como Via Láctea.14 15
Quando William Herschel criou o seu catálogo de objetos celestes em 1786, ele usou o
termo nebulosa espiral para alguns objetos, como M31 (Galáxia
(
de Andrômeda).
). Eles
El seriam mais
tarde reconhecidos como imensos aglomerados de estrelas, quando a verdadeira distância desses
objetos começou a ser avaliada, e eles passaram a ser chamadosuniversos
chamadosuniversos insulares.
insulares Entretanto, a
palavra Universo era entendida como a totalidade da
da existência, o que fez esta expressão cair em
desuso, preferindo-se
se usar o termo galáxia.16
[editar]História
[editar]Via
da observação
Láctea
Centro galáctico da Via Láctea.
O filósofo grego Demócrito de Abdera (450 – 370 a.C) propôs que a faixa
xa brilhante no céu noturno,
conhecida como a Via Láctea, deveria consistir de estrelas distantes.17 Aristóteles (384 – 322 a.C),
entretanto, acreditava que a Via Láctea fosse causada pela “ignição da abrasadora exalação de
algumas estrelas que eram grandes, numerosas e próximas” e que “a ignição ocorre na parte
superior daatmosfera,, na região do mundo que está continuamente com os movimentos
celestiais.”18 O filósofo neoplatônico Olimpiodoro, o Jovem(c. 495 – 570 a.C) era cientificamente
crítico desta visão, argumentando que se a Via Láctea fosse sublunar ela deveria parecer diferente
em diferentes horas e lugares da Terra, e que teria paralaxe,, o que ela não tem. Em sua visão, a Via
Láctea era celestial. Esta ideia seria influente mais tarde no mundo islâmico.19
De acordo com Mohani Mohamed, o astrônomo árabe Alhazen (965 – 1037) fez a primeira tentativa
de observar e medir o paralaxe da Via Láctea,20 e ele “determinou que como a Via Láctea não tinha
paralaxe, ela estava muito distante da Terra e não pertencia à atmosfera.”21 O astrônomo persa Abu
Rayhan al-Biruni (973 – 1048) propôs que a Via Láctea era “uma coleção de incontáveis fragmentos
com a natureza de estrelas turvas.”22 23 O astrônomo andaluz Ibn Bajjah (Avempace, m. 1138)
propôs que a Via Láctea era feita de muitas estrelas que quase se tocavam umas nas outras e
pareciam uma imagem contínua devido ao efeito da refração no material sublunar,18 24 citando sua
observação da conjunção de Júpiter e Marte como uma evidência desta ocorrência quando dois
objetos estão próximos.18 No século XIV, o sírio Ibn Qayyim Al-Jawziyya propôs que a Via Láctea
era “uma miríade de pequenas estrelas empacotadas juntas na esfera das estrelas fixas.”25
A forma da Via Láctea, como deduzido pelas contagens de estrelas por William Herschel em 1785; assumiu-se
assumiu
que o Sistema Solar estava próximo ao centro.
A confirmação de que Via Láctea consiste de muitas estrelas veio em 1610, quando Galileu Galilei a
observou com uma luneta e descobriu que ela era composta de um enorme número de estrelas
fracas.26 Em 1750, Thomas Wright,
Wright na sua obra Uma teoria original ou nova hipótese sobre o
Universo,, especulou (corretamente) que a galáxia deveria ser um corpo em rotação de um grande
número de estrelas mantidas juntas por forças gravitacionais,, de forma similar ao Sistema Solar,
mas numa escala muito maior. O disco de estrelas resultante pode ser visto como uma faixa no céu
devido a nossa perspectiva de dentro do disco.27
A primeira tentativa de descrever a forma da Via Láctea e a posição do Sol nela foi realizada
por William Herschel em 1785, pela contagem cuidadosa do número de estrelas em diferentes
regiões do céu. Ele construiu um diagrama da forma da galáxia, com o Sistema Solar próximo do
centro.28 Utilizando uma abordagem refinada, Jacobus Kapteyn chegou em 1920 à figura de uma
pequena
quena (diâmetro de cerca de 15 mil parsecs) galáxia elipsoide, com o Sol próximo do centro. Um
método diferente por Harlow Shapley,
Shapley baseado na catalogação de aglomerados globulares,
globulares levou a
um desenho radicalmente diferente: um disco plano com diâmetro de aproximadamente 70 mil
parsecs e o Sol distante do centro. As duas análises falharam por não
não levarem em consideração
a absorção da luz pela poeira interestelar presente no plano galáctico,, mas depois que Robert Julius
Trumpler quantificou este efeito em 1930 pelo estudo de aglomerados abertos,, surgiu o atual
desenho da Via Láctea.29
[editar]Distinção
de outras galáxias
Esboço da Galáxia do Rodamoinho,
Rodamoinho porWilliam Parsons, em 1845.
No século X, o astrônomo persa
pers Abd al-Rahman al-Sufi (conhecido no ocidente como Azophi) fez a
mais antiga observação registrada da Galáxia de Andrômeda, descrevendo-a
a como uma “pequena
nuvem”.30 Esta galáxia foi redescoberta
escoberta independentemente por Simon Marius em 1612. Al-Sufi
Al
também identificou a Grande Nuvem de Magalhães,
Magalhães que é visível no Iêmen,, embora não
em Isfahan,, a cidade da Pérsia em que ele vivia; esta galáxia
galáxia não foi vista por europeus até a
viagem de Fernão de Magalhães no século XVI.31 32 Estas são algumas das poucas galáxias que
podem ser observadas da Terra sem o auxílio de instrumentos ópticos. Al-Sufi
Al Sufi publicou seus
achados no seu Livro de Estrelas Fixas em 964.33
No final do século XVIII, Charles Messier compilou um catálogo contendo as 109 mais brilhantes
nebulosas (objetos celestes
estes com uma aparência de nuvem), seguido mais tarde por um catálogo
maior de 5 000 nebulosas reunidas por William Herschel.27 Em 1845, Lord Rosse construiu um novo
telescópio e foi capaz de distinguir entre galáxias elípticas e espirais. Ele também conseguiu
distinguir pontos individuais em algumas dessas nebulosas, dando crédito à conjectura anterior
anter de
Kant.34
Em 1912, Vesto Slipher fez estudos espectrográficos das nebulosas espirais mais brilhantes
br
para
determinar se elas eram compostas de substâncias químicas que seriam esperadas em um sistema
planetário. Entretanto, Slipher descobriu que as nebulosas espirais tinham altos desvios para o
vermelho, indicando que elas estavam se afastando a velocidades
velocidades maiores do que a velocidade de
escapeda
da Via Láctea. Logo, elas não estavam gravitacionalmente ligadas à Via Láctea e
provavelmente não faziam parte da galáxia.35 36
Em 1917, Heber Curtis tinha observado uma nova, a S Andromedae,, dentro da “Grande Nebulosa
de Andrômeda”” (como era conhecida a Galáxia de Andrômeda, objeto MessierM31
M31). Pesquisando o
registro fotográfico, ele encontrou mais 11 novas. Curtis notou que essas novas eram, em média, 10
magnitudes mais fracas do que as que ocorriam
ocorriam em nossa galáxia. Como resultado, ele foi capaz de
definir uma distância estimada de 150 000 parsecs.. Ele se tornou um proponente da hipótese
chamada “universos insulares”, que indica que as nebulosas espirais são na verdade galáxias
independentes.37
Fotografia da “Grande Nebulosa de Andrômeda” de 1899, mais tarde identificada como a Galáxia de
Andrômeda.
Em 1920, teve lugar o chamado Grande Debate entre Harlow Shapley e Heber Curtis, a respeito da
natureza da Via Láctea, as nebulosas espirais e as dimensões do Universo. Para apoiar sua tese de
que a Grande Nebulosa de Andrômeda era uma galáxia externa, Curtis apontou a aparição de faixas
escuras lembrando as nuvens de poeira da Via Láctea, além do significativo desvio Doppler.
Doppler 38
A matéria foi resolvida conclusivamente
conclusivamente no início dos anos 1920. Em 1922, o astrônomo Ernst
Öpik fez uma determinação de distância que apoiava a teoria de que a Nebulosa de Andrômeda é
realmente um objeto extragaláctico distante.39 Usando o novo telescópio doObservatório
Observatório Monte
Wilson de 100 polegadas, Edwin Hubble foi capaz de definir as partes externas de algumas
nebulosas espirais como coleções de estrelas individuais e identificou algumas variáveis Cefeidas,
Cefeidas
permitindo a ele estimar a distância para a nebulosa: elas estavam distantes demais para ser parte
da Via Láctea.40 Em 1936, Hubble criou um sistema de classificação para galáxias que é usado até
hoje, a sequência de Hubble.41
[editar]Pesquisa
moderna
A segunda galáxia mais distante: UDFy-38135539.
UDFy
Em 1944, Hendrik van de Hulst predisse uma radiação de micro-ondas num comprimento de onda
de 21 cm resultante de gás hidrogênioatômico
hidrogênio
interestelar;42 esta radiação foi observada em 1951. A
radiação permitiu grande melhoria do estudo da Via Láctea, pois ela não é afetada pela absorção de
poeira e o seu desvio Doppler pode ser usado para mapear o movimento
movimento do gás na galáxia. Essas
observações levaram à postulação de uma estrutura de barra no centro da galáxia.43 Com o
desenvolvimento dos radiotelescópios,
radiotelescópios, o gás hidrogênio pode ser pesquisado também em outras
galáxias.
Nos anos 1970, no estudo de Vera Rubin sobre a velocidade de rotação do gás em galáxias,
descobriu-se
se que a massa total visível (das estrelas e do gás) não é compatível com a velocidade do
gás em rotação. Acredita-se que este problema da rotação das galáxias seja explicado pela
presença de grandes quantidades de matéria escura invisível.44 45
A partir dos anos 1990, o Telescópio Espacial Hubble permitiu
rmitiu o incremento das observações. Entre
outras coisas, ele estabeleceu que a matéria escura em nossa galáxia não poderia consistir
somente de estrelas pequenas e fracas.46 O Campo Profundo Observável do Hubble (Hubble Deep
Field), uma exposição extremamente longa de uma parte do céu relativamente vazia, forneceu
evidência de que há cerca de 125 bilhões
b
de galáxias no universo.47 O desenvolvimento da
tecnologia para detecção do espectro
spectro invisível para o homem (radiotelescópios, câmeras
infravermelhas e telescópios de raios-X)
raios ) permitiu a detecção de outras galáxias que não são
detectáveis pelo
lo Hubble. Particularmente, pesquisas na região do céu bloqueada pela Via Láctea
revelaram certo número de novas galáxias.48
[editar]Tipos
e morfologias
Ver artigo principal: Classificação de Hubble
Tipos de galáxias de acordo com a classificação de Hubble. Um “E” indica uma galáxia elíptica, um “S” é uma
espiral e “SB” é uma galáxia espiral barrada.
Existem três tipos principais de galáxias: elípticas, espirais e irregulares. Uma descrição ligeiramente
mais extensa dos tipos de galáxias baseada em sua aparência é dada pela classificação de Hubble.
Como esta classificação é totalmente baseada no tipo morfológico visual, ela pode desconsiderar
algumas características importantes das galáxias, como a taxa de formação de estrelas (em
galáxias starburst) e a atividade no núcleo (em galáxias ativas).7
[editar]Elípticas
Ver artigo principal: Galáxia elíptica
O sistema de classificação de Hubble identifica as galáxias elípticas com base em sua elipticidade,
variando de E0, quase esféricas, até E7, que são bastante alongadas. Essas galáxias têm um
perfil elipsoidal,, o que lhes confere uma aparência elíptica independentemente do ângulo de visão. A
sua aparência mostra pouca estrutura e elas têm
t
tipicamente pouca matéria interestelar.
interestelar
Consequentemente, essas galáxias também possuem uma porção pequena de aglomerados
abertos e uma taxa reduzida de formação de novas estrelas. Em vez disso, elas são geralmente
dominadas por estrelas mais velhas e evoluídas,, que orbitam o centro comum de gravidade em
direções aleatórias. Neste sentido, elas têm alguma similaridade com os muito
menores aglomerados
os globulares.
globulares 49
As maiores galáxias são elípticas gigantes. Acredita-se
Acredita se que muitas galáxias elípticas se formam
devido à interação de galáxias,, resultando em colisões e junções. Elas podem crescer a tamanhos
enormes (comparados
mparados com os das galáxias espirais, por exemplo), e galáxias elípticas gigantes são
frequentemente encontradas perto do núcleo de grandes aglomerados de galáxias.50 Galáxias
starburst são o resultado de uma colisão galáctica, que pode levar à formação de uma galáxia
elíptica.49
[editar]Espirais
Ver artigo principal: Galáxia espiral
A Galáxia do Rodamoinho (à esquerda), um exemplo de galáxia espiral não barrada.
Galáxias espirais consistem de um disco giratório de estrelas e meio interestelar, juntamente com
um bulbo central destacado, composto geralmente de estrelas mais velhas. Estendendo-se
Estendendo
para fora
deste bulbo existem braços relativamente
lativamente brilhantes. Na classificação de Hubble, as galáxias
espirais são indicadas como tipo S, seguido por uma letra (a, b ou c)) que indica o grau de aperto dos
braços espirais e o tamanho do bulbo central. Uma galáxia Sa tem braços apertados e pouco
definidos, com uma região de núcleo relativamente grande. No outro extremo, uma galáxia Sc tem
braços abertos e bem definidos e uma pequena região de núcleo.51 Uma galáxia com braços pouco
pouc
definidos é às vezes chamada de galáxia espiral floculenta, em contraste com as galáxias espirais
de grande desenho,, que têm braços espirais proeminentes e bem definidos.52
Em galáxias espirais, os braços têm a forma aproximada de espirais logarítmicas,, um padrão que
pode ser teoricamente demonstrado como resultado de uma perturbação em uma massa de estrelas
girando uniformemente. Como as estrelas, os braços espirais giram em torno do centro da galáxia,
mas eles o fazem com velocidade angular constante. Acredita-se
se que os braços espirais sejam
áreas de matéria de alta densidade, ou "ondas
"
de densidade".53 À medida que as estrelas se
movem através de um braço, a velocidade espacial de cada sistema estelar é modificada pela força
gravitacional da maior densidade e a velocidade retorna ao normal depois que a estrela sai pelo
outro lado do braço. Este efeito é similar a uma “onda” de desacelerações movendo-se
movendo
ao longo de
uma rodovia cheia de carros em movimento. Os braços são visíveis porque a alta densidade facilita
a formação de estrelas, portanto eles abrigam muitas estrelas jovens e brilhantes.54
NGC 1300, um exemplo de galáxia espiral barrada.
A maioria das galáxias espirais possui uma faixa linear de estrelas em forma de barra que se
estende para fora de cada lado do núcleo e depois se junta à estrutura do braço espiral.55 Na
classificação de Hubble, elas são designadas por um SB,, seguido de uma letra minúscula (a,
( b ou c)
que indica a forma do braço espiral, da mesma forma como são categorizadas as galáxias espirais
normais. Acredita-se que as barras sejam estruturas temporárias que podem ocorrer como resultado
de uma onda de densidade irradiando-se
irradiando
para fora do núcleo, ou devido a uma interação de
maré com outra galáxia. 56 Muitas galáxias espirais barradas são ativas, possivelmente como
resultado de gás sendo canalizado para o núcleo ao longo dos braços.57
A Via Láctea é uma grande galáxia espiral barrada em forma de disco,58 com cerca de 30 mil
parsecs
ecs de diâmetro e mil parsecs de espessura. Ela contém cerca de 200 bilhões de estrelas.59 e
tem uma massa total de 600 bilhões de vezes a massa do Sol.60
[editar]Outras
morfologias
Objeto de Hoag,, um exemplo de umagaláxia
uma
em anel.
NGC 5866, um exemplo de uma galáxia lenticular.
lenticular
Galáxias peculiares são formações galácticas que desenvolvem propriedades não usuais devido a
interações de maré com outras galáxias. Um exemplo disto é a galáxia em anel,, que possui uma
estrutura de estrelas e meio interestelar em forma de anel, circundando um núcleo vazio. AcreditaAcredita
se que uma galáxia em anel acontece quando uma galáxia pequena passa pelo núcleo de uma
galáxia espiral.61 Um evento desses pode ter afetado a Galáxia de Andrômeda,, uma vez que ela
apresenta uma estrutura multi-anel
anel quando observada pela radiação infravermelha.
infravermelha 62 Uma galáxia
lenticular é uma forma intermediária que possui propriedades tanto de galáxias elípticas quanto de
espirais. Elas são categorizadas como tipo S0 na classificação
classificação de Hubble e possuem braços
espirais mal definidos, com um halo elíptico de estrelas.63 Galáxias lenticulares barradas são
denominadas Sb0 na classificação de Hubble.
Além das classificações mencionadas acima, existe um número de galáxias que não podem ser
prontamente classificadas na morfologia espiral ou elíptica. Essas são classificadas como galáxias
irregulares. Uma galáxia Irr-II possui alguma estrutura, mas não se alinha adequadamente
adequadamente com a
classificação de Hubble. Galáxias Irr-II
Irr II não possuem qualquer estrutura que se pareça com a
classificação de Hubble e podem ter sido rompidas.64 Exemplos próximos de galáxias irregulares
(anãs) são as Nuvens de Magalhães.
Magalhães
[editar]Anãs
Ver artigo principal: Galáxia anã
Apesar da proeminência das grandes galáxias elípticas e espirais, a maioria das galáxias no
universo parecem ser anãs. Elas são relativamente pequenas quando comparadas com outras
formações galácticas, tendo cerca de um centésimo do tamanho da Via Láctea e contendo apenas
alguns bilhões de estrelas. Galáxias anãs ultra-compactas
ultra compactas recentemente descobertas têm apenas
100 parsecs de largura.65
Muitas galáxias anãs podem orbitar uma galáxia maior; a Via Láctea tem pelo menos uma dúzia
desses satélites, estimando-se
se que haja de 300 a 500 ainda desconhecidos.66 Galáxias anãs podem
ser classificadas também como elípticas, espirais ou irregulares.. Como as pequenas anãs elípticas
têm pouca semelhança
ança com as grandes elípticas, elas são frequentemente chamadas galáxias anãs
esferoidais.6768
Um estudo de 27 vizinhas da Via Láctea descobriu que em todas as galáxias anãs, a massa central
é de aproximadamente 10 milhões demassas
de
solares,, independentemente de se a galáxia possui
milhares ou milhões de estrelas. Isto levou à sugestão de que as galáxias são grandemente
formadas por matéria escura e que o tamanho mínimo pode indicar uma forma de matéria escura
morna, incapaz de coalescência gravitacional numa escala menor.69
[editar]Dinâmica
e atividades incomuns
[editar]Interação
Ver artigo principal: Galáxia em interação
A separação média entre galáxias dentro de um aglomerado é de pouco mais de uma
u
ordem de
grandeza maior do que o seu diâmetro. Logo, as interações entre essas galáxias são relativamente
frequentes e têm um papel importante em sua evolução.. Pequenas distâncias entre galáxias
resultam em deformações devido a interações de maré e podem causar trocas de gás e poeira.70 71
As galáxias NGC 4038 e NGC 4039 estão passando por uma colisão que vai resultar na sua junção.
Colisões ocorrem quando duas galáxias passam diretamente uma através da outra e têm suficiente
momento relativo para não se juntarem. As estrelas dentro dessas galáxias que interagem
tipicamente passam direto sem colidirem, entretanto o gás e a poeira dentro das duas formas vão
interagir. Isto pode aumentar a taxa de formação de estrelas, na medida em que o meio interestelar
é rompido e comprimido. Uma colisão pode distorcer severamente a forma de uma ou de ambas as
galáxias, formando barras, anéis ou estruturas similares a caudas.70 71
No extremo das interações estão as junções de galáxias. Neste caso, o momento relativo das duas
galáxias é insuficiente para permitir que passem uma dentro da outra. Em vez disso, elas
gradualmente se juntam para formar uma única galáxia maior. As junções podem resultar em
mudanças significativas da morfologia, se comparada às das galáxias originais. Quando uma das
galáxias tem massa muito maior, entretanto, o resultado é conhecido como canibalismo. Neste caso,
a galáxia maior permanece relativamente inalterada pela junção, enquanto a menor é rasgada em
pedaços. A Via Láctea está atualmente no processo de canibalizar a Galáxia Anã Elíptica de
Sagitário e a Galáxia Anã do Cão Maior.
Maior 70 71
[editar]Starburst
Ver artigo principal: Galáxia starburst
M82,, o arquétipo da galáxia starburst. Nessa galáxia, a taxa de formação de estrelas é 10 vezes maior que em
galáxias normais.72
As estrelas são criadas no interior de galáxias a partir de uma reserva de gás frio que se transforma
em nuvens moleculares gigantes. Observou-se
Observou se que estrelas se formam numa taxa excepcional em
algumas galáxias, as quais são chamadas starburst. Se elas continuassem nesse comportamento,
entretanto, elas consumiriam
iriam sua reserva de gás em um tempo menor do que o tempo de vida de
uma galáxia. Logo, a atividade de nascimento de estrelas dura normalmente cerca de dez milhões
de anos, um período relativamente breve na história de uma galáxia. As galáxias starburst eram
er
mais comuns no início da história do universo73 e estima-se
se que, atualmente, ainda contribuem com
15% da taxa total de produção de estrelas.74
As galáxias starburst se caracterizam pela concentração de gás e poeira e pela aparição de novas
estrelas, inclusive estrelas massivas que ionizam as nuvens circundantes, criando regiões
HII.75 Essas estrelas massivas produzem supernovas, resultando emremanescentes
remanescentes em expansão
que interagem fortemente com o gás circundante. Essas explosões provocam uma reação em
cadeia de criação de estrelas que se espalha por toda a região gasosa. Somente quando o gás
disponível foi quase todo consumido ou disperso a atividade de criação de estrelas chega ao fim.73
A criação de estrelas está frequentemente associada com a junção ou interação de galáxias. Um
exemplo típico de uma interação formadora de estrelas é M82,, que passou por uma aproximação
com a maior M81.. Galáxias irregulares frequentemente exibem núcleos espaçados de atividade de
formação de estrelas.76
[editar]Núcleo
ativo
Ver artigo principal: Núcleo galáctico ativo
Uma parte das galáxias observáveis são classificadas como ativas, isto é, uma significativa porção
da produção de energia da galáxia é emitida por uma fonte que não são as estrelas, a poeira e
o meio interestelar.77
O modelo padrão para um núcleo galáctico ativo se baseia em um disco de acreção que se forma
em torno de um buraco negro supermaciço na região do núcleo. A radiação de um núcleo galáctico
ativo resulta da energia gravitacional da matéria do disco que cai no buraco negro.78 Em cerca de
10% desses objetos, um par diametralmente oposto de jatos de energia ejeta partículas do núcleo a
velocidades próximas à velocidade da luz.
luz O mecanismo de produção desses jatos ainda não é bem
compreendido.79
Um jato de partículas sendo emitido pelo núcleo da galáxia elíptica M87.
Galáxias ativas que emitem radiação de alta energia na forma de raios-X são classificadas
como galáxias Seyfert ou quasares,
quasares dependendo da luminosidade. Acredita-se
se que
os blazares sejam galáxias ativas com um jato relativístico apontado na direção da Terra.
Uma radiogaláxia emite frequências de rádio a partir de jatos relativísticos. Um modelo unificado
desses tipos de galáxias ativas explica suas diferenças baseado no ângulo de visão do
observador.79
Possivelmente associados a núcleos galácticos ativos (bem como a regiões de formação estelar)
estão as regiões de linhas de emissão nuclear de baixa ionização (low ionization nuclear emissionemission
line regions – LINERs). A emissão deste tipo de galáxia é dominada por elementos fracamente
ionizados.80 Aproximadamente um terço das galáxias próximas
próximas são classificadas como contendo
núcleos LINER. 78 80 81
[editar]Formação
e evolução
Ver artigo principal: Formação e evolução de galáxias
[editar]Formação
Impressão artística de uma galáxia jovem acretando material. Crédito Observatório Europeu do Sul/L.
Sul Calçada
Os modelos cosmológicos atuais do início do universo são baseados na teoria do Big Bang. Cerca
de 300 mil anos depois deste evento, átomos de hidrogênio e hélio começaram a se formar, num
evento chamado “recombinação”. Quase todo o hidrogênio era neutro (não ionizado) e rapidamente
absorveu luz, e nenhuma estrela tinha se formado ainda. Como resultado, este período foi chamado
de “Erass Escuras”. Foi a partir de flutuações de densidade (ou irregularidades anisotrópicas)
anisotrópicas nesta
matéria primordial que as estruturas maiores começaram a aparecer. Como resultado, massas de
matéria bariônica começaram a se condensar dentro de halos de matéria escura fria.82 83 Essas
estruturas primordiais acabaram se tornando as galáxias que vemos hoje.
A evidência para o início da aparição de galáxias foi encontrada em 2006, quando se descobriu que
a galáxia IOK-1 tem um desvio para o vermelho incomumente alto de 6,96, correspondendo
corresponde
a
apenas 750 milhões de anos depois do Big Bang, fazendo dela a mais distante e primordial galáxia
já vista.84 Enquanto alguns cientistas argumentam que outros objetos (como Abell 1835 IR1916)
IR1916 têm
maiores desvios para o vermelho (e, portanto, são vistos em um estágio anterior da evolução do
Universo),
), a idade e composição da IOK-1
IOK 1 foram estabelecidas com maior confiabilidade. A
existência dessas protogaláxias iniciais sugere que elas devem ter crescido nas chamadas Eras
Escuras.82
O processo detalhado pelo qual esta formação inicial de galáxias ocorreu é uma importante questão
em aberto na astronomia. As teorias podem ser divididas em duas categorias: de cima para baixo e
de baixo para cima. Nas teorias de cima para baixo (como o modelo
mo
de Eggen-Lynden
Lynden-Bell-Sandage
[ELS]), as protogaláxias se formam num colapso simultâneo de larga escala que dura cerca de cem
milhões de anos.85 Nas teorias de baixo para cima (como o modelo de Searle-Zinn
Zinn [SZ]), estruturas
pequenas como osaglomerados
aglomerados globulares se formam primeiro, e depois um número de tais corpos
acretam para formar uma galáxia maior.
ma 86 Uma vez que as protogaláxias começaram a se formar e
contrair, as primeiras estrelas do halo (chamadas estrelas da População III)) apareceram dentro
delas. Estas eram compostas quase inteiramente de hidrogênio e hélio, e podem ter sido massivas.
Se isto aconteceu, essas estrelas enormes consumiram rapidamente seu suprimento de combustível
e se tornaram supernovas,, liberando elementos pesados no meio interestelar.87 Esta primeira
geração de estrelas reionizou o hidrogênio neutro circundante, criando bolhas de espaço em
expansão, através das quais a luz poderia viajar facilmente.88
[editar]Evolução
I Zwicky 18 (embaixo, à esquerda), parece uma galáxia recentemente formada.89 90
Um bilhão de anos após o início da formação de uma galáxia, as estruturas chaves começam a
aparecer. Formam-se aglomerados globulares,
globulares o buraco negro supermaciço central
tral e um bulbo
galáctico de estrelas da População II,
II pobres em metal. A criação de um buraco negro supermaciço
parece deter um papel relevante de regular ativamente o crescimento de galáxias, por limitar a
quantidade total de matéria acrescentada.91 Durante este período inicial, as galáxias passam por um
grande aumento de formação de estrelas.92
Durante os dois bilhões de anos seguintes, a matéria acumulada se dispõe em um disco
galáctico.93 Uma galáxia continua a absorver matéria proveniente de nuvens de alta velocidade e
de galáxias anãs por toda a sua vida,94 que se constitui principalmente de hidrogênio e hélio. O ciclo
de nascimento e morte estelar aumenta lentamente a abundância de elementos pesados, permitindo
ao fim a formaçãode planetas.95
A evolução das galáxias pode ser afetada significativamente por interações e colisões. Junções de
galáxias foram comuns na época inicial, e a maioria das galáxias tinha uma morfologia
peculiar.96 Tendo em vista as distâncias entre as estrelas, a grande maioria dos sistemas estelares
em galáxias que colidem não é afetada. Entretanto, a remoção gravitacional
gravitacional do gás e poeira
interestelares que formam os braços espirais produz uma longa cadeia de estrelas conhecida como
caudas de maré. Exemplos dessas formações podem ser vistos em NGC 467697 e NGC 4038.98
Como exemplo de tais interações, a Via Láctea e a vizinha Galáxia de Andrômeda estão se
movendo uma em direção à outra a cerca de 130 km/s e – dependendo dos movimentos laterais –
as duas podem colidir dentro de cinco a seis bilhões de anos. Embora a Via Láctea nunca tenha
colidido com uma galáxia tão grande quanto a de Andrômeda, há crescentes evidências de ela ter
colidido no passado com galáxias anãs.99
Interações de grande escala como esta são raras. À medida que o tempo passa, junções de
sistemas do mesmo tamanho ficam menos comuns. A maioria das galáxias brilhantes permaneceu
basicamente inalterada nos últimos bilhões de anos, e a taxa global de formação de estrelas
provavelmente teve seu pico há aproximadamente dez bilhões de anos.100
[editar]Tendências
para o futuro
Atualmente, a maior parte da formação de estrelas ocorre em galáxias menores, onde o gás frio não
está esgotado.96 Galáxias espirais, como a Via Láctea, só produzem novas gerações de estrelas
enquanto têm nuvens moleculares densas de hidrogênio interestelar nos seus braços espirais.101 As
galáxias elípticas já estão desprovidas deste gás, portanto não formam novas estrelas.102 O
suprimento de material para formação de estrelas é finito; quando as estrelas tiverem convertido o
estoque disponível de hidrogênio em elementos mais pesados, a formação de novas estrelas
chegará ao fim.103
Acredita-se que a atual era de formação de estrelas vai continuar por até cem bilhões de anos, e
então a “era estelar” se concluirá depois de cerca de dez trilhões a cem trilhões de anos, quando as
menores e mais longevas estrelas, as pequenas anãs vermelhas, começarem a morrer. Ao final da
era estelar, as galáxias serão compostas por objetos compactos: anãs marrons, anãs brancas que
estão se resfriando ou frias (“anãs negras”), estrelas de nêutrons e buracos negros. Ao final, como
resultado do relaxamento gravitacional, todas as estrelas cairão nos buracos negros supermaciços
ou serão arremessadas para o espaço intergaláctico, como resultado de colisões.103 104
[editar]Estruturas
de grande escala
Sexteto de Seyfert é um exemplo de um grupo compacto de galáxias.
Pesquisas nas profundezas do céu revelam que as galáxias são frequentemente encontradas em
associações relativamente próximas com outras galáxias. São relativamente raras as galáxias
solitárias que não tenham interagido significativamente com alguma outra galáxia de massa
comparável no último bilhão de anos. Somente cerca de 5% das galáxias pesquisadas foram
caracterizadas como verdadeiramente isoladas; entretanto, mesmo essas podem ter
te interagido ou
mesmo se juntado com outras galáxias no passado, e podem ainda ser orbitadas por galáxias
satélites menores. Galáxias isoladas podem produzir estrelas a uma taxa mais alta que o normal,
105
pois o seu gás não é removido por outras galáxias próximas.
próx
Em escala maior, o universo está continuamente se expandindo, resultando no aumento médio da
separação entre galáxias individuais (ver Lei de Hubble-Humason).
). Associações de galáxias podem
superar esta expansão em escala local por meio da sua atração gravitacional mútua. Essas
associações se formaram cedo no universo, quando pedaços de matéria escura forçaram a
aproximação das suas respectivas galáxias. Mais tarde, grupos vizinhos se juntaram para formar
aglomerados em escala maior. Este processo de junção, assim como o influxo de gás, aquece o gás
intergaláctico dentro do aglomerado a temperaturas
t
muito altas, atingindo 30–
100megakelvins.106 Entre 70 e 80% da massa dos aglomerados está na forma de matéria escura,
es
enquanto 10 a 30% consiste deste gás aquecido e o pequeno percentual remanescente está na
forma de galáxias.107
Simulação da estrutura em grande escala do cosmos. A imagem cobre cerca de 400 milhões de anos-luz.
anos
A maioria das galáxias no universo está gravitacionalmente ligada a outras galáxias. Elas formam
uma hierarquia de estruturas aglomeradas semelhante a fractais,, sendo as menores dessas
associações chamadas de grupos. Um grupo de galáxias é o tipo mais comum de aglomerado
galáctico, e essas formações contêm a maioria das galáxias (bem como a maior parte da
massa bariônica) do universo.108 109 Para permanecer gravitacionalmente ligado a este grupo, cada
membro da galáxia deve ter uma velocidade suficientemente baixa para impedir que ele escape
(ver Teorema do virial).
). Se não houver energia cinéticasuficiente,
suficiente, porém, o grupo pode evoluir para
um número menor de galáxias por meio de junções.110
Estruturas maiores contendo muitos milhares de galáxias comprimidas numa área de alguns
megaparsecs de largura são chamadas aglomerados. Aglomerados de galáxias são frequentemente
dominados por uma única galáxia elíptica gigante, a galáxia mais brilhante do aglomerado, a qual,
com o tempo, devido à força de maré destrói suas galáxias satélites e soma as suas massas à sua
própria.111
Os superaglomerados contêm dezenas de milhares de galáxias, que são encontradas em
aglomerados, grupos e às vezes individualmente. Na escala do superaglomerado, as galáxias são
dispostas em lâminas e filamentos circundando vastos espaços vazios.112 Acima desta escala, o
universo parece ser isotrópico e homogêneo.113
A Via Láctea é membro de uma associação chamada Grupo Local, um grupo relativamente pequeno
de galáxias, com um diâmetro de aproximadamente um megaparsec. A Via Láctea e a Galáxia de
Andrômeda são as duas galáxias mais brilhantes dentro do grupo; muitas das outras galáxias
membros são companheiras anãs dessas duas galáxias.114O próprio Grupo Local é parte de uma
estrutura semelhante a uma nuvem dentro do Superaglomerado de Virgem, uma grande estrutura
de grupos e aglomerados de galáxias centrada no Aglomerado de Virgem.115
[editar]Observação
com múltiplos comprimentos de onda
[[Image:|264px|Uma imagem a luz visível daGaláxia de Andrômeda, mostrando a emissão de estrelas
comuns e a luz refletida pela poeira.]]
Uma imagem a luz visível da Galáxia de Andrômeda, mostrando a emissão de estrelas comuns e a luz refletida
pela poeira.
Esta imagem ultravioleta de Andrômeda mostra regiões azuis contendo estrelas jovens e massivas.
A poeira presente no meio interestelar é opaca à luz visível. Ela é mais transparente ao
infravermelho distante, que pode ser usado para observar as regiões interiores de nuvens
moleculares gigantes e núcleos galácticos em grande detalhe.116 O infravermelho também é usado
para observar galáxias distantes, com desvio para o vermelho, que foram formadas muito mais cedo
na história
istória do universo. Vapor d’água e dióxido de carbono absorvem porções úteis do espectro
infravermelho, portanto telescópios de grande altitude ou espaciais são usados
usados para a astronomia
infravermelha.117 118
O primeiro estudo não-visual
visual de galáxias, particularmente de galáxias ativas,
ativas, foi feito
usando frequências de rádio.. A atmosfera é quase transparente ao rádio entre 5 MHz e 30 GHz
(a ionosfera bloqueia sinais abaixo desta faixa).119 Grandes interferômetrosde
de rádio foram usados
para mapear os jatos ativos emitidos pelos núcleos ativos. Radiotelescópios também podem ser
usados para observar hidrogênio neutro (radiação de 21 cm), potencialmente incluindo a matéria
não ionizada no universo primordial que mais tarde colapsou para formar galáxias.120
Telescópios de ultravioleta e de raios-X podem observar fenômenos galácticos de alta energia. Um
clarão ultravioleta foi observado quando uma estrela de uma galáxia distante foi despedaçada pelas
p
forças de maré de um buraco negro.121 A distribuição de gás quente em aglomerados galácticos
pode ser mapeada por raios-X.
X. A existência de buracos negros supermaciços nos núcleos de
galáxias foi confirmada pela astronomia de raios-X.
raios 122
[editar]Ver
também
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Astronomia
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Estrela
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Via Láctea
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Galáxia de Andrômeda
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