Grupo Local: Galáxias e Subgrupos

A maior parte das galáxias reside em grupos, com massas tipicamente entre 10¹² e 10¹⁴ massas solares (M⊙). O texto destaca a variedade de grupos, alguns descritos como 'soltos', como o Grupo Local, enquanto outros são extremamente compactos. Um exemplo notável de grupo compacto é o Quinteto de Stephan, localizado a aproximadamente 300 milhões de anos-luz de distância. A proximidade de grupos é também abordada, mencionando-se o Grupo de Escultor (a 1,8 Mpc) e o Grupo de M81 (a 3,1 Mpc) como exemplos próximos. A velocidade das galáxias dentro de um grupo é um fator crucial para determinar sua união gravitacional; galáxias com velocidades semelhantes tendem a formar grupos ligados gravitacionalmente. A observação de M31 e M33, com suas massas aproximadas (~5 x 10¹⁰ M⊙), ilustra a escala de massa envolvida em grupos de galáxias.

A composição de grupos de galáxias é aproximadamente 12% de gás e 85% de matéria escura. Esta proporção destaca a predominância da matéria escura na estrutura e dinâmica dos grupos. Nos centros desses grupos, frequentemente são encontradas galáxias elípticas cD, caracterizadas por alta luminosidade central e grandes envoltórios difusos. Essa concentração de galáxias elípticas cD nos centros sugere um processo de evolução e interação gravitacional entre as galáxias dentro do grupo, com as mais massivas e luminosas se posicionando no centro, influenciando a estrutura geral. A presença de galáxias elípticas cD serve como um marcador importante na estrutura e dinâmica dos grupos de galáxias.

As maiores estruturas cósmicas observadas são os superaglomerados de galáxias, descritos como estruturas fora de equilíbrio, contendo dezenas de aglomerados e grupos de galáxias. A dimensão típica de um superaglomerado é de aproximadamente 30 Mpc. Uma característica importante é a observação de que não existem estruturas maiores que 100 Mpc no Universo observável, indicando uma homogeneidade em escalas superiores a 100 Mpc. Essa homogeneidade em larga escala contrasta com a estrutura complexa e hierárquica observada em menores escalas, onde grupos e superaglomerados de galáxias demonstram uma distribuição não uniforme. A ausência de estruturas maiores sugere um limite na escala de formação de estruturas gravitacionais no Universo. A observação de superaglomerados nos dá uma visão da estrutura em larga escala do Universo, evidenciando sua complexidade e fornecendo pistas sobre a sua evolução.

A seção inicia com a questão fundamental de como medir a massa de uma galáxia ou aglomerado, evidenciando a importância dessa medição para a compreensão da estrutura e dinâmica do Universo. A determinação precisa de massa é crucial para estudos de formação de estruturas, evolução de galáxias e testes de teorias cosmológicas. Métodos diretos são muitas vezes difíceis, tornando necessário o desenvolvimento de técnicas indiretas, como as lentes gravitacionais, que permitem inferências sobre a massa a partir dos efeitos gravitacionais sobre a luz. A dificuldade em obter massa diretamente de galáxias e aglomerados impulsiona a busca por métodos indiretos e eficientes.

A base teórica para a medição de massa usando lentes gravitacionais é a Relatividade Geral de Einstein (1915), que postula que matéria e energia curvam o espaço-tempo. Esta curvatura afeta a trajetória da luz, causando um efeito de lente gravitacional. Objetos massivos, como galáxias e aglomerados, atuam como lentes, desviando a luz de objetos mais distantes. A observação dessa deflexão da luz, portanto, permite inferir a massa do objeto que atua como lente. A Relatividade Geral fornece o arcabouço teórico para a interpretação das observações de lentes gravitacionais e a extração de informações sobre a distribuição de massa em escalas galácticas e extragalácticas. A precisão da medição da deflexão da luz é crítica para determinar com precisão a massa do objeto em estudo.

As observações espectroscópicas de Vesto Slipher (1914) revelaram que a maioria das galáxias apresenta redshift, um deslocamento para comprimentos de onda maiores que os esperados em repouso. Este redshift foi interpretado, através do efeito Doppler, como um indicativo de que as galáxias estão se afastando de nós. Essa observação teve implicações profundas na cosmologia, fornecendo evidências observacionais para a expansão do Universo. A descoberta do redshift por Slipher foi um marco fundamental na astronomia, abrindo caminho para a compreensão da expansão do Universo e sua evolução. O efeito Doppler, como interpretação do redshift, transformou a forma como entendemos a dinâmica do cosmos em larga escala.

Ao realizar observações fotométricas de uma galáxia distante, o redshift introduz uma complexidade adicional: ele desloca uma parte do espectro da galáxia, de comprimento de onda menor, para uma dada banda de observação (banda X), em comparação com o que seria observado se a galáxia tivesse redshift zero. Isso é importante porque diferentes comprimentos de onda podem carregar informações distintas sobre a galáxia. Para contornar essa dificuldade, é necessária uma correção, conhecida como correção K, para assegurar que as medições fotométricas sejam comparáveis e interpretáveis. A correção K, portanto, é essencial para obter informações precisas e consistentes sobre as propriedades das galáxias, levando em conta os efeitos do redshift nas observações fotométricas. Sem essa correção, análises de galáxias distantes seriam afetadas pela distorção causada pelo redshift.

As galáxias Seyfert são um tipo de AGN (Active Galactic Nuclei), caracterizadas por seus espectros peculiares. A principal característica é a presença de linhas de emissão, tanto largas quanto estreitas. As galáxias Seyfert 1 exibem linhas de emissão largas (HI, HeI, HeII) originárias do núcleo, além de linhas estreitas (mais largas que em galáxias normais), incluindo linhas proibidas (ex: OIII, SII). Já as galáxias Seyfert 2 apresentam apenas linhas estreitas, e a emissão no contínuo e raios-X é menos intensa. A diferença na intensidade das linhas de emissão, particularmente a presença ou ausência de linhas largas, é um critério de classificação importante entre os dois tipos de galáxias Seyfert. A largura das linhas espectrais é atribuída ao efeito Doppler, refletindo diferentes velocidades do gás na região nuclear. A diferença entre Seyfert 1 e Seyfert 2 sugere diferentes geometrias e processos de emissão.

A atividade observada em AGNs, incluindo as galáxias Seyfert, provém de seus núcleos. Apesar da variedade de formas e características espectrais, existe um esforço para descrevê-los com um modelo unificado. Esse modelo postula que a atividade é consequência da acreção de matéria em um buraco negro supermassivo central. Em AGNs mais brilhantes, como Seyfert 1, o contínuo e a emissão nos raios-X são mais fortes. Em outros, como Seyfert 2, a emissão nos raios-X parece ser atenuada por gás denso. A ideia de um modelo unificado para AGNs busca explicar as diversas manifestações observacionais através de um único mecanismo físico, variando apenas alguns parâmetros, como a orientação e a taxa de acreção. Este enfoque simplifica a complexidade dos fenômenos observados em AGNs, atribuindo-os a uma causa central: a acreção de matéria em um buraco negro.

As radiogaláxias são caracterizadas pela emissão extremamente forte em ondas de rádio. O texto cita Cygnus A como exemplo, classificando-o como o terceiro objeto mais brilhante no rádio no céu, após o Sol e um remanescente de supernova, apesar de sua grande distância (240 Mpc). Esta alta luminosidade em rádio indica processos físicos energéticos ocorrendo no núcleo dessas galáxias. A grande distância de Cygnus A enfatiza a potência da emissão de rádio dessas galáxias, indicando processos extremamente energéticos. A comparação com objetos mais próximos, como o Sol e remanescentes de supernovas, ajuda a colocar em perspectiva a intensidade da emissão de rádio de radiogaláxias.

A luminosidade em rádio das radiogaláxias origina-se de um caroço compacto no núcleo, estendendo-se para um halo que pode ter o tamanho da galáxia ou até maior. Alternativamente, a emissão pode ser proveniente de um par de lóbulos. A maioria das radiogaláxias apresentam jatos colimados ligando o caroço aos lóbulos, sugerindo um mecanismo de transporte de energia do núcleo para as regiões externas. Os jatos colimados são estruturas características de muitas radiogaláxias, indicando um papel fundamental na formação dos lóbulos e na emissão de rádio. A presença de um caroço compacto no núcleo e de uma estrutura extensa (halo e/ou lóbulos) define a morfologia típica das radiogaláxias, indicando a escala e complexidade dos fenômenos físicos em jogo.

Os quasares (QUAsi-StellAr Radio sources) ou QSOs (Quasi-Stellar Objects), termos frequentemente usados como sinônimos, apresentam-se como objetos puntiformes em telescópios, inicialmente confundidos com estrelas. A observação de linhas espectrais desconhecidas marcou o início de sua investigação. Sua natureza extragaláctica só foi compreendida posteriormente, revelando sua extraordinária luminosidade. A aparência pontual inicial dos quasares contribuiu para o mal-entendido inicial sobre sua natureza, sendo considerados inicialmente como estrelas incomuns. A descoberta de linhas espectrais desconhecidas indicava a presença de elementos ou processos físicos até então não observados.

O espectro dos quasares cobre uma gama impressionante de 15 ordens de grandeza em frequência (ν). Em baixas frequências, a radiação provém do jato, enquanto o pico de emissão pode estar próximo do infravermelho, raios-X ou raios gama. Essa vasta faixa de frequências sugere a presença de diferentes mecanismos de emissão e processos físicos ocorrendo em escalas variadas dentro dos quasares. A emissão em diversas frequências, desde ondas de rádio a raios gama, indica processos altamente energéticos ocorrendo nesses objetos. A compreensão da origem e dos mecanismos físicos por trás dessa diversidade espectral é fundamental para a compreensão desses objetos extremamente luminosos.

Analisando a densidade de quasares em função do redshift, observa-se que no passado (z~2), quasares brilhantes (MB < -25.9) eram muito mais abundantes. A diminuição da densidade de quasares ao longo do tempo sugere que eles estão 'apagando', possivelmente por falta de combustível. No entanto, interações com outras galáxias, como colisões, podem 'reacender' a atividade, provavelmente por meio da remoção do momento angular de um disco de acreção, fazendo com que matéria caia no centro da galáxia. O trabalho de Dunlop et al. (2003) sugere que galáxias ativas em alto redshift são essencialmente as mesmas que hoje abrigam buracos negros supermassivos (~10⁹ MSol), mas nem todas estão necessariamente ativas. A duração da atividade de um quasar estaria ligada à escala de tempo de queda livre de material em direção ao buraco negro.

Os blazares, ou objetos tipo BL Lac, são AGNs caracterizados por variações rápidas e significativas em sua luminosidade. Essas variações podem atingir até 30% em poucas horas ou fatores de até 100 em períodos mais longos. Esses eventos rápidos sugerem regiões emissoras compactas. A rápida variabilidade observada nos blazares indica que as regiões emissoras são extremamente compactas. A alta variabilidade sugere também mecanismos de emissão extremamente eficientes e dinâmicos.

As ULIRGs (UltraLuminous InfraRed Galaxies) são galáxias extremamente luminosas no infravermelho. Seus espectros são similares aos de quasares, mas sem as linhas largas de emissão características. O intenso brilho no infravermelho sugere processos de formação estelar intensa e/ou intensa atividade nuclear. A ausência de linhas largas diferencia as ULIRGs dos quasares, sugerindo diferenças nos processos físicos que geram a sua emissão. A alta luminosidade no infravermelho indica a presença de grandes quantidades de poeira e gás aquecidos.

Os LINERs (Low Ionization Nuclear Emission-line Regions) são AGNs com luminosidades baixas nos núcleos. Seus espectros apresentam linhas de elementos baixamente ionizados ([OI], [NII], etc.), indicando um ambiente de baixa energia comparado a outros tipos de AGNs. A baixa ionização sugere condições físicas distintas, com densidades e temperaturas menores do que em outros AGNs. A baixa luminosidade nuclear dos LINERs indica processos físicos menos energéticos em comparação com quasares ou galáxias Seyfert. A presença de linhas de elementos baixamente ionizados é uma característica espectroscópica fundamental para a sua identificação.

O modelo unificado de AGNs parte do princípio de que as galáxias ativas, apesar de sua diversidade observacional, possuem uma natureza similar. A fonte de energia principal é a acreção de matéria em um buraco negro supermassivo localizado no núcleo da galáxia. As diferenças observadas entre os diversos tipos de AGNs seriam então explicadas por variações em parâmetros como a massa do buraco negro, a taxa de acreção e a presença ou ausência de jatos ou lóbulos. A centralidade do buraco negro supermassivo na geração de energia é o conceito fundamental. A variabilidade observada em diferentes tipos de AGNs seria explicada por diferentes geometrias e taxas de acreção.

As escalas de tempo das variações observadas em diferentes partes dos espectros dos AGNs fornecem informações cruciais sobre o tamanho das regiões emissoras. A relação R ~ c Δt/2 indica que variações mais rápidas correspondem a regiões menores. Usando variações típicas nos raios-X e ótico (~1 hora), o modelo estima um raio da região central de emissão em aproximadamente 7 UA (Unidades Astronômicas), menor que o sistema solar para um objeto irradiando ~5 x 10³⁹ W. Essa estimativa indica a compacidade das regiões centrais de emissão em AGNs. A relação entre escala de tempo e tamanho da região emissora permite estimar as dimensões físicas das estruturas envolvidas na emissão de energia em AGNs.

O modelo unificado prevê três regiões principais: um disco de acreção, um toro de íons e jatos. O disco de acreção, cuja rotação pode ser detectada pelo efeito Doppler, é responsável pela acreção da matéria no buraco negro supermassivo. Um toro de íons, a cerca de 1000 raios de Schwarzschild, contrabalança a radiação do buraco negro. O toro de íons pode gerar campos magnéticos que aceleram partículas carregadas, formando os jatos. A região das linhas largas de emissão estaria localizada perto do centro, enquanto a região de linhas estreitas se situa mais afastada. A presença de um toro de íons é um componente chave para explicar a absorção de parte da radiação central, e a influência de campos magnéticos na formação dos jatos. O modelo explica as diferentes características espectrais observadas através da geometria do sistema e da interação da luz com o meio circundante.

A formação dos jatos extremamente finos observados em alguns AGNs requer um mecanismo de colimação das partículas carregadas que saem do disco de acreção. Além disso, algum processo deve manter esses jatos a velocidades relativísticas. A colimação dos jatos é um processo fundamental para a sua observação como estruturas finas e bem definidas. A manutenção de velocidades relativísticas nos jatos indica a presença de mecanismos de aceleração e confinamento eficientes.

A energia nos jatos é dissipada e 'deixada para trás' à medida que eles se propagam. As frentes de choque nos jatos aparecem como hot spots (pontos quentes) na extremidade dos lóbulos. Esses hot spots são regiões de emissão intensa, resultantes da dissipação da energia cinética dos jatos no meio circundante. A presença de hot spots indica a dissipação de energia dos jatos e fornece pistas sobre a dinâmica da sua interação com o meio intergaláctico. Os lóbulos, regiões de emissão mais difusas, são o resultado da expansão da matéria ejetada pelos jatos.