Formação e Evolução das Galáxias

A formação das galáxias inicia-se com zonas de maior densidade que surgem por processos espontâneos. Essas sobredensidades permitem que o gás e a poeira se contraiam, resultando na formação das primeiras estrelas. O Universo começou com o Big Bang, e apenas 1 bilhão de anos depois, as primeiras galáxias começaram a se formar. O gás resultante do nascimento do Universo passou por várias sobredensidades, levando à criação de nuvens protogalácticas. No entanto, essas sobredensidades não são suficientes para explicar a totalidade do surgimento e evolução das galáxias. As galáxias, ao contrário das estrelas, possuem tamanhos consideráveis em comparação às distâncias que as separam. A interação entre galáxias é um fenômeno observável, desafiando o conceito de “Universos Ilhas”.

As colisões entre galáxias são eventos significativos na evolução galáctica. Durante uma colisão, as estrelas geralmente não colidem devido à grande distância que as separa. A interação gravitacional entre as estrelas é conhecida como fricção dinâmica. Quando uma galáxia se move através de outra, a massa acumulada gera uma força contrária ao movimento, resultando em uma desaceleração. A velocidade de passagem influencia a intensidade da fricção dinâmica; galáxias que colidem em alta velocidade permitem que as estrelas atravessem uma à outra sem grandes alterações em suas posições. Essas interações são cruciais para a formação de novas estruturas e a evolução das galáxias.

A fusão é um processo vital na formação e evolução das galáxias. Através da fusão, as galáxias podem ganhar ou perder massa e momento angular. Um resultado notável da interação entre galáxias é a formação de galáxias starburst, que apresentam taxas de formação estelar extremamente altas, variando de 10 a 300 M Sol/ano. Essas galáxias são indicativas de ambientes dinâmicos e interativos, onde a fusão de galáxias resulta em um aumento significativo na atividade de formação estelar. A fusão não apenas altera a massa das galáxias, mas também influencia sua morfologia e evolução a longo prazo.

O estudo das interações galácticas enfrenta desafios significativos, especialmente no que diz respeito ao problema de múltiplos corpos. Atualmente, não existem ferramentas matemáticas que resolvam adequadamente as interações entre múltiplos corpos. A solução para esses problemas é frequentemente alcançada através do uso de supercomputadores, que simulam a interação de várias galáxias ao longo do tempo. As simulações modernas podem incluir até 100 mil estrelas, além de gás, poeira e matéria escura. Esses modelos ajudam a entender como as galáxias evoluem e interagem, revelando que os halos de matéria escura podem acelerar o processo de fusão galáctica.

O modelo mais aceito para a formação da Via Láctea é o Modelo Hierárquico de Fusões, proposto por Searle e Zinn em 1978. Após o Big Bang, flutuações de densidade formaram estrelas e aglomerados globulares, que eram essencialmente galáxias anãs. As zonas de densidade mais afastadas, com menor metalicidade, foram atraídas para o centro, formando a estrutura atual da Via Láctea. O disco da galáxia passou por várias fases de resfriamento e contração, resultando na formação de novas estrelas. A migração de material para o centro da galáxia, facilitada pela barra central, é um aspecto crucial na formação estelar contínua.