Galáxias: Estrutura e Formação

A seção inicia descrevendo a Via Láctea como uma faixa de estrelas visível à noite, identificada como nossa galáxia. A observação da emissão de rádio ao longo do plano galáctico confirma sua natureza de galáxia. A estrutura da Via Láctea é descrita como um disco com um bojo central, envolvido por um halo esférico. O disco, com um diâmetro estimado em 100.000 anos-luz e espessura de 2.000 anos-luz, contém a maioria das estrelas, principalmente estrelas de população I (mais jovens e com composição química heterogênea). O halo, por sua vez, é composto majoritariamente por estrelas de população II (mais velhas e composição homogênea), muitas em aglomerados globulares. O nosso Sistema Solar está localizado a aproximadamente 30.000 anos-luz do centro da galáxia, em um dos braços espirais. Além das estrelas, o disco contém gás interestelar e poeira cósmica, componentes cruciais para a compreensão da estrutura e formação galáctica. A distância do nosso Sistema Solar ao centro da galáxia é um dado fundamental para a compreensão de nossa posição na Via Láctea.

O texto aprofunda a discussão sobre o papel do gás interestelar e da poeira cósmica na estrutura da Via Láctea. Essas nuvens de gás e poeira, concentradas no plano galáctico, causam um significativo obscurecimento, absorvendo a luz emitida pelas estrelas mais distantes. Este fenômeno impede a observação direta de objetos além do plano galáctico. O astrônomo Robert Trumpler, na década de 1930, demonstrou a importância da poeira e do gás no obscurecimento do plano galáctico. Seus estudos revelaram que a luz estelar é reduzida pela metade a cada 3.000 anos-luz percorridos ao longo do plano. Consequentemente, a radiação emitida pelo centro da galáxia chega até nós com intensidade muito reduzida devido à absorção pelo gás e poeira. A compreensão do obscurecimento é crucial para modelos de estrutura galáctica, já que ele afeta diretamente as observações e a análise da distribuição estelar e do gás.

A seção discute como o mapeamento da emissão de rádio contribui para a compreensão da forma espiral da Via Láctea. Um mapa de emissão sincrotron, obtido por Haslam e colaboradores a partir de dados de diversos telescópios ao longo de 15 anos, mostra a concentração da emissão de rádio no plano galáctico, confirmando sua forma de “corcova”. Este mapa, feito na frequência de 408 MHz, não revela estrelas individuais, mas sim radiofontes extensas e restos de supernovas. A observação da emissão de rádio, em conjunto com outras evidências, corrobora a descrição da Via Láctea como uma galáxia espiral, com braços em torno de um núcleo, confirmando a estrutura geral da galáxia. A análise da emissão de rádio é uma técnica fundamental em astronomia, permitindo o estudo de estruturas e componentes galácticas, inclusive em regiões obscurecidas pela poeira.

A seção inicia discutindo a classificação das estrelas em dois grupos principais: População I e População II. As estrelas de População I são caracterizadas como mais jovens, com composição química mais heterogênea, contendo hidrogênio, hélio e uma fração de elementos mais pesados. Elas tendem a se concentrar em regiões próximas ao plano galáctico, influenciadas pela estrutura dos braços espirais e pela gravidade local. Já as estrelas de População II são consideradas mais antigas, apresentando uma composição química mais homogênea, quase que exclusivamente hidrogênio e hélio, similar à da nuvem primordial que deu origem à galáxia. Essas estrelas mais velhas se encontram principalmente em aglomerados globulares, distribuídos pelo halo galáctico. A distinção entre População I e População II é fundamental para a compreensão da evolução estelar e da história da galáxia.

Além das estrelas, o texto destaca a importância do gás interestelar e da poeira cósmica como componentes da galáxia. O gás interestelar é descrito como um resíduo do processo de formação de estrelas, permanecendo espalhado entre as estrelas devido à gravidade. Sua presença, concentrada no plano galáctico e nos braços espirais, causa um fenômeno conhecido como obscurecimento, ou seja, a absorção da luz emitida pelas estrelas mais distantes, dificultando a observação. As partículas de poeira cósmica, também presentes no plano galáctico, contribuem significativamente para este obscurecimento, especialmente na faixa óptica. A presença dessas nuvens de gás e poeira afeta diretamente as observações astronômicas, obscurecendo regiões da galáxia e influenciando a interpretação dos dados. A análise do obscurecimento permite inferências sobre a distribuição do gás e poeira dentro da galáxia.

A seção ilustra a influência do obscurecimento causado pelo gás e poeira na observação de objetos celestes. A redução da intensidade da luz estelar devido à absorção é quantificada: a luz é reduzida pela metade a cada 3.000 anos-luz percorridos no plano galáctico. Para exemplificar, a radiação do centro da galáxia, a 30.000 anos-luz de distância, chega até nós com apenas 0,001 da intensidade original. O texto menciona exemplos de aglomerados abertos, como as Plêiades e as Híades, e aglomerados globulares, como Messier 80 (localizado a 28.000 anos-luz da Terra), para ilustrar a distribuição estelar na galáxia. Esses aglomerados são usados como ferramentas para entender as diferentes populações estelares e a história da formação da galáxia. O estudo da distribuição e composição desses aglomerados complementa a compreensão do papel do gás e poeira na estrutura galáctica.

A classificação de galáxias proposta por Edwin Hubble é apresentada, utilizando um diagrama semelhante a um diapasão. Este sistema divide as galáxias em dois grandes grupos: galáxias elípticas e galáxias espirais. As galáxias elípticas, representadas pela letra E seguida de um número que indica seu grau de achatamento, variam em tamanho, desde anãs até gigantes. As galáxias espirais são subdivididas em dois tipos: espirais normais (S) e espirais barradas (Sb). As espirais normais são categorizadas em Sa (núcleos grandes e braços curtos), Sb (núcleos menores e braços mais abertos), e Sc (núcleos pequenos e braços muito abertos). A classificação das espirais barradas segue a mesma lógica (SBa, SBb, SBc), porém com uma barra central de estrelas. A razão para a existência da barra em algumas galáxias ainda não é completamente compreendida pelos astrônomos. A classificação de Hubble se baseia na aparência visual das galáxias, observada através de telescópios.

O texto destaca as diferenças entre os tipos de galáxias. Galáxias espirais, como a nossa, possuem discos com núcleos e halos. O brilho intenso se deve à presença de estrelas de população I, jovens, e grandes quantidades de gás e poeira, especialmente nos braços espirais, que favorecem a alta taxa de formação de estrelas. Já o halo é composto majoritariamente por estrelas de população II, mais velhas. A formação dos braços espirais é explicada pela teoria da onda de densidade, proposta por Bertil Lindblad e aperfeiçoada por C.C. Lin. Galáxias elípticas, por outro lado, são constituídas principalmente por estrelas de população II e possuem uma faixa de massa e tamanho muito ampla, que vão desde anãs a gigantes. A velocidade de rotação e a quantidade de poeira são fatores que diferenciam galáxias elípticas e espirais, porém não há evidências que um tipo evolui para o outro. A classificação também inclui galáxias irregulares (Irr), que não se encaixam nas categorias anteriores, como as Nuvens de Magalhães.

Além das galáxias elípticas e espirais, o texto menciona a existência de galáxias compactas e extremamente brilhantes, descobertas por Fritz Zwicky, e galáxias com formas distorcidas. Algumas dessas distorções são atribuídas à interação com objetos próximos, enquanto outras permanecem sem explicação. Um pequeno percentual de galáxias não se enquadra nas classificações de Hubble, sendo classificadas como irregulares (Irr). A Grande e Pequena Nuvem de Magalhães são exemplos de galáxias irregulares, sendo também as nossas vizinhas mais próximas. A diversidade morfológica das galáxias sugere complexos processos de formação e evolução, influenciados pela gravidade e possivelmente por interações entre galáxias. A compreensão destes processos é considerada um desafio importante na astronomia moderna, ligando a astrofísica à cosmologia.

A seção inicia abordando o desenvolvimento da astronomia de rádio, a partir dos trabalhos de Karl Jansky e Grote Reber na década de 1930. O uso de radiotelescópios, especialmente após a Segunda Guerra Mundial, tornou possível a observação de objetos distantes, pois a emissão de rádio consegue viajar grandes distâncias sem sofrer absorção no meio intergaláctico. A observação detalhada, utilizando radiotelescópios modernos, revelou uma estrutura peculiar para muitas fontes de emissão de rádio, frequentemente com uma forma “dupla”. A emissão de rádio concentra-se nas extremidades dessas estruturas, chamadas de componentes extensas, separadas por centenas de milhares de anos-luz, com a radiogaláxia situada entre elas. A classificação das radiofontes inclui componentes extensas (estruturas externas) e compactas (regiões dentro da própria radiogaláxia). O estudo de radiogaláxias contribuiu significativamente para nossa compreensão de processos de alta energia em galáxias.

A seção discute os quasares, objetos que inicialmente foram identificados como fontes de rádio semelhantes a estrelas, mas com um grande desvio para o vermelho (redshift). O nome quasar é uma abreviação de QUASI-STELLAR RADIO SOURCE. A grande distância implicada pelo alto redshift indica uma taxa de geração de energia fenomenal. Além disso, muitos quasares demonstram variações regulares na emissão de radiação, observadas em poucos dias (no óptico) ou até horas (em raios-X), indicando tamanhos relativamente pequenos. A variação de luminosidade, em conjunto com a grande distância, evidencia a enorme energia gerada por estes objetos. A hipótese de que a energia dos quasares poderia ser explicada por buracos negros supermassivos no centro de galáxias, apesar de extrema, sugere a enorme escala dos processos físicos envolvidos.

O texto propõe uma relação entre radiogaláxias, quasares, e núcleos ativos de galáxias (AGN). Quasares e radiogaláxias podem apresentar componentes compactas e extensas, sendo que, em alguns casos, a distinção entre um quasar e o núcleo brilhante de uma radiogaláxia é difícil. A hipótese de que quasares e núcleos de radiogaláxias sejam o mesmo objeto em diferentes estágios evolutivos é apresentada. Um mecanismo proposto para explicar a emissão de rádio em quasares envolve a hipótese de que o gás que é sugado para dentro de um buraco negro pode agir como um dínamo, produzindo feixes de partículas ejetados em direções opostas, energizando as regiões extensas. Centaurus A (Cen A), uma galáxia elíptica gigante localizada a cerca de 10 milhões de anos-luz da Terra, é apresentada como exemplo de uma radiogaláxia próxima.

Esta seção aborda a problemática da medição de distâncias a objetos extragalácticos, um desafio fundamental para o mapeamento cósmico. Métodos tradicionais, como o uso de Cefeidas, fornecem medidas confiáveis até cerca de 10 milhões de anos-luz, porém a identificação individual de Cefeidas em galáxias distantes se torna progressivamente difícil. Para determinar distâncias maiores, são necessários outros calibradores padrão, objetos com brilho e tamanho angular intrínsecos conhecidos, que podem ser comparados a objetos similares, porém mais distantes. A precisão deste método depende da correta identificação do tipo de objeto observado, assegurando que o mesmo critério de classificação seja aplicado a objetos próximos e distantes. A determinação de distâncias é crucial para a compreensão da estrutura e da evolução do universo, permitindo a construção de modelos cosmológicos mais precisos.

A seção descreve a estrutura hierárquica do universo observável, revelada pelo mapeamento de galáxias. Esta organização não é aleatória, existindo escalas preferenciais de aglutinação da matéria. As galáxias se agrupam em estruturas maiores, formando grupos (algumas a algumas dezenas de galáxias, num raio de 1 milhão de anos-luz), aglomerados (milhares de galáxias, num raio de 10 milhões de anos-luz), e superaglomerados (centenas ou milhares de aglomerados, num raio de 100 milhões de anos-luz). Existe uma espécie de parede de galáxias a aproximadamente 450 milhões de anos-luz, após a qual não há evidências de outro nível hierárquico na aglutinação da matéria. O aglomerado de Virgem, localizado a 50 milhões de anos-luz, serve como exemplo próximo, contendo cerca de 200 galáxias brilhantes, com predominância de galáxias espirais.

O texto destaca o aglomerado de Virgem como o aglomerado de galáxias mais próximo do nosso, situado a cerca de 50 milhões de anos-luz na direção da constelação de Virgem. Este aglomerado contém aproximadamente 200 galáxias brilhantes, com uma composição de 68% de galáxias espirais, 19% de galáxias elípticas, e o restante de galáxias irregulares ou não classificadas. A observação da distribuição de galáxias em escalas maiores levanta questões sobre a existência de escalas preferenciais de aglutinação no universo, questionando por que a hierarquia observada se limita a um determinado nível. O estudo da distribuição de galáxias e a identificação de grandes estruturas como o aglomerado de Virgem contribuem para a compreensão da estrutura em larga escala do universo, fornecendo dados relevantes para modelos cosmológicos.