Galáxias

A descoberta das galáxias

Por volta do século XVIII vários astrônomos já haviam observado, entre as estrelas, a presença de corpos extensos e difusos, aos quais denominaram "nebulosas". Hoje sabemos que diferentes tipos de objetos estavam agrupados sob esse termo, a maioria pertencendo à nossa própria Galáxia: nuvens de gás iluminadas por estrelas dentro delas, cascas de gás ejectadas por estrelas em estágio final de evolução estelar, aglomerados de estrelas. Mas algumas nebulosas - as nebulosas espirais - eram galáxias individuais, como a nossa Via Láctea.

M86=S0                    M91=SBb                          M92=Irr

Immanuel Kant (1724-1804), o grande filósofo alemão, influenciado pelo astrônomo Thomas Wright (1711-1786), foi o primeiro a propor, por volta de 1755, que algumas nebulosas poderiam ser sistemas estelares totalmente comparáveis à nossa Galáxia. Citando Kant: "[A] analogia [das nebulosas] com o sistema estelar em que vivemos... está em perfeita concordância com o conceito de que esses objetos elípticos são simplesmente universos [ilha], em outras palavras, Vias Lácteas ...". Essa idéia ficou conhecia como a "hipótese dos universos-ilha". No entanto, as especulações cosmológicas de Kant não foram bem aceitas na época, de forma que a natureza das nebulosas permaneceu assunto de controvérsia.
Até 1908, cerca de 15 000 nebulosas haviam sido catalogadas e descritas. Algumas haviam sido corretamente identificadas como aglomerados estelares, e outras como nebulosas gasosas. A maioria, porém, permanecia com natureza inexplicada.

O catálogo de objetos difusos de Charles Messier (1758-1782) [Fonte: The SEDS Messier Catalog Webpages].

O problema maior era que a distância a elas não era conhecida, portanto não era possível saber se elas pertenciam à nossa Galáxia ou não.

Shapley Curtis

Dois dos maiores protagonistas nessa controvérsia foram Harlow Shapley (1885-1972), do Mount Wilson Observatory, e Heber Doust Curtis (1872-1942), do Lick Observatory, ambos nos Estados Unidos. Shapley defendia que as nebulosas espirais eram objetos da nossa Galáxia, e Curtis defendia a idéia oposta, de que eram objetos extragalácticos. A discussão culminou num famoso debate em abril de 1920, frente à Academia Nacional de Ciências. Mas o debate não resolveu a questão.
Somente em 1923 Edwin Powell Hubble (1889-1953) proporcionou a evidência definitiva para considerar as "nebulosas espirais" como galáxias independentes, ao identificar uma variável Cefeida na "nebulosa" de Andrômeda (M31).

Montagem da foto da galáxia Andrômeda, M31, que tem B=3,4, declinação de +41° e está a 2,2 milhões de anos-luz de nós, 190'×60', v_r=-300 km/s, z=-0.001, com a imagem da Lua na mesma escala, mas a Lua é 1,5 milhão de vezes mais brilhante (15,5 magnitudes). A Lua não passa próxima da posição da galáxia no céu. A galáxia M 110, sua satélite, está na parte inferior. ©Adam Block e Tim Puckett. O primeiro registro conhecido da galáxia é do ano 905 d.C., pelo astrônomo persa Abd Al-Rahman Al Sufi (903-986).

A partir da relação conhecida entre período e luminosidade das Cefeidas da nossa Galáxia, e do brilho aparente das Cefeidas de Andrômeda, Hubble pode calcular a distância entre esta e a Via Láctea, obtendo um valor de 2,2 milhões de anos-luz. Isso situava Andrômeda bem além dos limites da nossa Galáxia, que tem 100 mil anos-luz de diâmetro. Ficou assim provado que Andrômeda era um sistema estelar independente.

Uma cefeida na galáxia IC 4182, (m-M) = 28.36 ± 0.09, observada pelo Telescópio Espacial Hubble

Classificação morfológica de galáxias

As galáxias diferem bastante entre si, mas a grande maioria têm formas mais ou menos regulares quando observadas em projeção contra o céu, e se enquadram em duas classes gerais: espirais e elípticas. Algumas galáxias não têm forma definida, e são chamadas irregulares. Atualmente se sabe que as galáxias nascem nas regiões de maior condensação da matéria escura. A distribuição destas condensações é aleatória. Se há assimetria na distribuição das condensações em uma região do espaço, a força de maré produzida pela assimetria gera momentum angular na nuvem, e uma galáxia espiral se forma. Se a distribuição local é simétrica, não haverá momentum angular líquido, e uma galáxia elíptica se forma.
Um dos primeiros e mais simples esquemas de classificação de galáxias, que é usado até hoje, aparece no livro de 1936 de Edwin Hubble, The Realm of the Nebulae, baseado no esquema proposto por John Henry Reynolds (1874-1949) em 1920 (Photometric measures of the nuclei of some typical spiral nebulae, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 80, 746). O esquema de Hubble consiste de três sequências principais de classificação: elípticas, espirais e espirais barradas. Nesse esquema, as galáxias irregulares formam uma quarta classe de objetos.

Esquema de Hubble para a classificação de galáxias.

Espirais (S)

As galáxias espirais, quando vistas de frente, apresentam uma clara estrutura espiral. Andrômeda (M31) e a nossa própria Galáxia são espirais típicas. Elas possuem um núcleo, um disco, um halo, e braços espirais. As galáxias espirais apresentam diferenças entre si principalmente quanto ao tamanho do núcleo e ao grau de desenvolvimento dos braços espirais. Assim, elas são subdivididas nas categorias Sa, Sb e Sc, de acordo com o grau de desenvolvimento e enrolamento dos braços espirais e com o tamanho do núcleo comparado com o do disco

a	núcleo maior, braços pequenos e bem enrolados
b	núcleo e braços intermediários
c	núcleo menor, braços grandes e mais abertos

Por exemplo, uma galáxia Sa é uma espiral com núcleo grande e braços espirais pequenos, bem enrolados, de difícil resolução.

Fotos de galáxias obtidas por Jim Wray, no McDonald Observatory.

Existem algumas galáxias que têm núcleo, disco e halo, mas não têm traços de estrutura espiral. Hubble classificou essas galáxias como S0, e elas são às vezes chamadas lenticulares. As galáxias espirais e lenticulares juntas formam o conjunto das galáxias discoidais.

Mais ou menos metade de todas as galáxias discoidais apresentam uma estrutura em forma de barra atravessando o núcleo. Elas são chamadas barradas e, na classificação de Hubble elas são identificadas pelas iniciais SB. As galáxias barradas também se subdividem nas categoria SB0, SBa, SBb, e SBc. Nas espirais barradas, os braços normalmente partem das extremidades da barra. O fenômeno de formação da barra ainda não é bem compreendido, mas acredita-se que a barra seja a resposta do sistema a um tipo de perturbação gravitacional periódica (como uma galáxia companheira), ou simplesmente a consequência de uma assimetria na distribuição de massa no disco da galáxia. Alguns astrônomos também acreditam que a barra seja pelo menos em parte responsável pela formação da estrutura espiral, assim como por outros fenômenos evolutivos em galáxias.

Normalmente se observa, nos braços das galáxias espirais, o material interestelar. Ali também estão presentes as nebulosas gasosas, poeira, e estrelas jovens, incluindo as super-gigantes luminosas. Os aglomerados estelares abertos podem ser vistos nos braços das espirais mais próximas e os aglomerados globulares no halo. A população estelar típica das galáxias espirais está formada por estrelas jovens e velhas.
As galáxias espirais têm diâmetros que variam de 20 mil anos-luz até mais de 100 mil anos-luz. Estima-se que suas massas variam de 10 bilhões a 10 trilhões de vezes a massa do Sol. Nossa Galáxia e M31 são ambas espirais grandes e massivas.
M83
NGC1365
Exemplos de galáxias espirais e espirais barradas.

Elípticas (E)

As galáxias elípticas apresentam forma esférica ou elipsoidal, e não têm estrutura espiral. Têm pouco gás, pouca poeira e poucas estrelas jovens. Elas se parecem ao núcleo e halo das galáxias espirais.

As galáxias elípticas são chamadas de En, onde n=10(a-b)/a, sendo a o semi-eixo maior e b o semi-eixo menor.

Hubble subdividiu as elípticas em classes de E0 a E7, de acordo com o seu grau de achatamento. Imagine-se olhando um prato circular de frente: essa é a aparência de uma galáxia E0. Agora vá inclinando o prato de forma que ele pareça cada vez mais elíptico e menos circular: esse achatamento gradativo representa a sequência de E0 a E7. Note que Hubble baseou sua classificação na aparência da galáxia, não na sua verdadeira forma. Por exemplo, uma galáxia E0 tanto pode ser uma elíptica realmente esférica quanto pode ser uma elíptica mais achatada vista de frente, já uma E7 tem que ser uma elíptica achatada vista de perfil. Porém nenhuma elíptica jamais vai aparecer tão achatada quanto uma espiral vista de perfil.
As galáxias elípticas variam muito de tamanho, desde super-gigantes até anãs. As maiores elípticas têm diâmetros de milhões de anos-luz, ao passo que as menores têm somente poucos milhares de anos-luz em diâmetro. As elípticas gigantes, que têm massas de até 10 trilhões de massas solares, são raras, mas as elípticas anãs são o tipo mais comum de galáxias.
A galáxia elíptica gigante M87.

Irregulares (I)

Hubble classificou como galáxias irregulares aquelas que eram privadas de qualquer simetria circular ou rotacional, apresentando uma estrutura caótica ou irregular. Muitas irregulares parecem estar sofrendo atividade de formação estelar relativamente intensa, sua aparência sendo dominada por estrelas jovens brilhantes e nuvens de gás ionizado distribuídas irregularmente. Em contraste, observações na linha de 21 cm, que revela a distribuição do gás hidrogênio, mostra a existência de um disco de gás similar ao das galáxias espirais. As galáxias irregulares também lembram as espirais no seu conteúdo estelar, que inclui estrelas de população I e II (jovens e velhas).
Os dois exemplos mais conhecidos de galáxias irregulares são a Grande e a Pequena Nuvens de Magalhães, as galáxias vizinhas mais próximas da Via Láctea, visíveis a olho nu no Hemisfério Sul, identificadas pelo navegador português Fernão de Magalhães (1480-1521), em 1519, mas incluídas em 964 no Livro de Estrelas Fixas, de Abd-al-Rahman Al Sufi. A Grande Nuvem, com diâmetro aparente de 650'×550', V=0,1, tem uma barra, embora não tenha braços espirais. Aparentemente ela orbita a Via Láctea, com velocidade de 387 km/s. Nela está presente o complexo 30 Doradus, um dos maiores e mais luminosos agrupamentos de de gás e estrelas super-gigantes conhecido em qualquer galáxia. A Supernova 1987A ocorreu perto de 30 Doradus. A massa da Grande Nuvem é da ordem de 6 × 10⁹ massas solares, e sua distância da ordem de 176 mil anos-luz. A Pequena Nuvem de Magalhães, com 280'×160', V=2,3, v=302 km/s, d=210 mil anos-luz.

A Grande Nuvem de Magalhães, uma galáxia irregular. A mancha vermelha à esquerda é a região de formação estelar gigante 30 Doradus. Foto por Wei-Hao Wang.

A Pequena Nuvem é bastante alongada e menos massiva do que a Grande Nuvem. Aparentemente é o resultado de uma colisão com a Grande Nuvem acontecida há uns 200 milhões de anos atrás.

Foto das galáxias irregulares Grande Nuvem de Magalhães e Pequena Nuvem de Magalhães, obtida por Wei-Hao Wang.

Propriedade	Espirais	Elípticas	Irregulares
Massa ()	a	a	a
Diâmetro ( parsecs)	5 - 30	1 - 1000	1 - 10
Luminosidade ()	108 a 1011	106 a 1012	107 a 2 × 109
População estelar	Velha e jovem	Velha	Velha e jovem
Tipo espectral	A a K	G a K	A a F
Gás	Bastante	Muito pouco	Bastante
Poeira	Bastante	Muito pouca	Varia
Cor	Azulada no disco	Amarelada	Azulada
	Amarelada no bojo
Estrelas mais velhas	anos	anos	anos
Estrelas mais jovens	Recentes	anos	Recentes

Principais características dos diferentes tipos de galáxias

As galáxias elípticas foram formadas de nuvens com baixo momentum angular, enquanto as espirais de nuvens com alto momentum angular. Como a rotação inibe a formação estelar pois dificulta a condensação da nuvem, as estrelas se formam mais lentamente nas galáxias espirais, permitindo que o gás perdure e a formação estelar se estenda até o presente.

Massas de galáxias

Assim como a massa de uma estrela é a sua característica física mais importante, também nas galáxias a massa tem um papel crucial, não apenas em sua evolução como sistemas individuais, mas na evolução do próprio Universo. Por exemplo, da quantidade de massa das galáxias depende a densidade de matéria visível do Universo.
A melhor maneira de medir a massa é a partir das velocidades das estrelas devido à atração gravitacional entre elas. Em galáxias elípticas, as velocidades medidas são velocidades médias, pois os movimentos das estrelas nesses sistemas têm componentes de mesma magnitude nas três direções, e todas seguem órbitas bastante elípticas.

Massas de galáxias elípticas

As massas das galáxias elípticas podem ser determinadas a partir do Teorema do Virial, segundo o qual num sistema estacionário (cujas propriedades não variam no tempo), a soma da energia potencial gravitacional das partículas e o dobro de sua energia cinética, é nula, ou seja:

onde é a energia potencial gravitacional e é a energia cinética. Podemos considerar uma galáxia como um sistema estacionário (pois ela não está nem se contraindo nem se expandindo), cujas partículas são as estrelas.
A energia cinética das estrelas na galáxia pode ser escrita como:

onde M é a massa total da galáxia e v é a velocidade média das estrelas, medida pelo alargamento das linhas espectrais ¹. A energia potencial gravitacional é

onde R é um raio médio da galáxia que pode ser estimado a partir da distribuição de luz. Combinando as três equações acima achamos que

Esse mesmo método pode ser usado também para calcular as massas de aglomerados de galáxias, assumindo que eles são estacionários. Nesse caso, consideraremos cada galáxia como uma partícula do sistema. A energia cinética pode ser calculada pelos deslocamentos das linhas espectrais, e a energia potencial gravitacional pela separação média das galáxias do aglomerado.

Massas de galáxias espirais

As galáxias espirais têm grande parte das estrelas confinadas ao plano do disco, com órbitas quase circulares, e velocidades que dependem da distância ao centro.

Curva de rotação para a galáxia espiral NGC3198.

Em galáxias espirais, nas quais o movimento circular das estrelas no disco é dominante sobre o movimento desordenado das estrelas do bojo, a massa pode ser determinada através da curva de rotação, v(R), que é um gráfico da velocidade de rotação em função da distância galactocêntrica. As velocidades de rotação em cada ponto são obtidas medindo o deslocamento Doppler das linhas espectrais. Assumindo que a maior parte da massa da galáxia está no bojo interno, e que portanto o movimento rotacional das estrelas no disco é determinado pela massa do bojo, podemos determinar essa massa através da igualdade da força gravitacional com a força centrífuga, da mesma maneira como determinamos a massa da nossa Galáxia.

Chamando M(R) a massa interna ao raio R, temos que

Nas partes externas de muitas espirais, a velocidade v(R) não depende mais de R, ou seja, v(r) permanece constante, de forma que quanto maior o raio R, maior a massa M(R) interna a ele. Como as partes externas das galáxias são muito fracas, a partir de um certo valor de R a luminosidade não aumenta mais, mas de acordo com a curva de rotação a massa continua crescendo. Isso significa que uma grande parte da massa das galáxias deve ser não luminosa, e é conhecido como o problema da massa escura.

A formação e evolução das galáxias

Qual a causa de existirem diferentes tipos de galáxia? Quando os primeiros estudos sobre galáxias iniciaram, o fato de as galáxia elípticas terem estrelas em geral mais velhas do que as galáxias espirais levou os astrônomos a pensarem que as diferenças se deviam à evolução, ou seja, as galáxias quando jovens seriam espirais e mais tarde evoluiriam a elípticas.
Entretanto, se determinarmos as idades das estrelas mais velhas em sistemas espirais e em sistemas elípticos, encontramos que em todos os tipos, essas estrelas são igualmente velhas, em torno de 10 bilhões de anos. Portanto, todas as galáxias que vemos começaram a se formar mais ou menos na mesma época na história do universo, e portanto têm mais ou menos a mesma idade. A diferença é que nas espirais e nas irregulares sobrou gás suficiente para continuar o processo de formação estelar até a época presente.

Imagem de longa exposição do telescópio Espacial Hubble, mostrando que todos os tipos de galáxias já eram encontradas no passado remoto.

Uma diferença importante entre elípticas e espirais é a velocidade com que ocorre a formação estelar. Parece que nas elípticas a formação estelar aconteceu de forma mais rápida no início de sua evolução, talvez porque tenham se originado de nuvens protogalácticas mais densas do que as espirais. Da mesma forma, nas regiões centrais das espirais, onde a densidade era maior, a formação estelar foi rápida, mas nos braços se procedeu mais lentamente, de forma que o gás não foi consumido todo de uma vez, e a formação estelar pode continuar.
Outro fator importante é a quantidade de momentum angular (quantidade de rotação) da nuvem de gás primordial: quanto mais momentum angular a nuvem tinha inicialmente, mais achatada será a forma final. Levando isso em conta, as elípticas teriam se formado de nuvens que tinham pouca rotação quando começaram a se contrair, ao passo que as espirais teriam se formado do colapso de nuvens com mais rotação.
Qual a causa de existirem diferentes tipos de galáxia? Quando os primeiros estudos sobre galáxias iniciaram, o fato de as galáxia elípticas terem estrelas, em geral, mais velhas do que as galáxias espirais, levou os astrônomos a pensarem que as diferenças se deviam à evolução, ou seja, as galáxias, quando jovens, seriam espirais e, mais tarde, evoluiriam a elípticas. Mas essa idéia teve de ser abandonada pela constatação de que as estrelas mais velhas das galáxias espirais são tão velhas quanto as estrelas mais velhas das galáxias elípticas, e portanto os dois tipos devem ter sido formados à mesma época, quando o universo tinha cerca de 1 bilhão de anos. Por alguma razão - possivelmente a quantidade de momemtum angular induzida na nuvem pela distribuição aleatória das condensações na radiação de fundo do universo, refletida na distribuição da matéria escura - as galáxias elípticas formaram todas as suas estrelas em um breve surto, quando elas eram muito jovens, consumindo a maior parte de seu gás, enquanto que nas galáxias espirais a formação estelar ocorreu de forma mais lenta desde o início, preservando parte do gás e continuando a geração de novas estrelas por bilhões de anos.

Galáxias em formação no universo jovem. O objeto marcado com o número 2 está ampliado no canto superior esquerdo da figura, mostrando tratar-se de duas pequenas galáxias se juntando para formar uma galáxia maior. O redshift desse objeto é z=4,88, indicando que sua idade é menos da metade da idade atual do universo. [Crédito: NASA, ESA e N. Pirzkal STScI/ESA) et al.]

Na segunda metade do século passado surgiram as duas teorias principais sobre formação e evolução de galáxias: o modelo monolítico propõe que as galáxias se formaram e evoluíram isoladamente pelo colapso de grandes nuvens de gás; o modelo hierárquico propõe que as galáxias se formaram e evoluiram através de encontros sucessivos de nuvens menores. Ambas as teorias assumem que as nuvens de gás que deram origem às galaxias se formaram pela condensação de matéria em certas regiões do espaço devido às flutuações de densidade existentes no universo primordial.
No modelo monolítico, a forma das galáxias seria determinada pela rapidez com que aconteceu a formação estelar (taxa de formação estelar) na nuvem em contração, e pela quantidade de rotação (momentum angular) da nuvem. Em nuvens de baixa rotação, a taxa de formação estelar era alta, praticamente todo o gás foi consumido rapidamente e a galáxia resultante é uma elíptica, de forma ovalada e com pouco gás para dar origem a novas estrelas. Em nuvens com alta rotação, a taxa de formação estelar é baixa, parte do gás se deposita em um disco, como consequencia da rotação da nuvem. A galáxia resultante então é uma espiral, com gás suficiente para manter formação estelar até a época atual.
No modelo hierárquico, as pequenas nuvens de gás em contração dariam origem preferencialmente a sistemas puramente discoidais, que evoluiriam a galáxias espirais, se sofressem poucas interações entre si, ou a elípticas, no caso de os encontros e fusões serem muito frequentes. Neste modelo, o o fator determinante para a evolução da galáxia é o meio em que ela se encontra.
Nos últimos 20 anos, o uso de telescópios modernos, que permitem estudar galáxias a grandes distâncias, têm fornecido vários vínculos observacionais para o estudo da evolução das galáxias. Observando galáxias remotas, os astrônomos constataram que que no passado havia um grande número de galáxias pequenas, irregulares e com uma taxa muito alta de formação estelar, que não existem no universo atual, sugerindo que elas se fundiram posteriormente dando origem a galáxias maiores.
Outra observação importante é a de que galáxias espirais são raras em aglomerados densos de galáxias, onde as galáxias elípticas predominam. Essas observações em geral favorecem o modelo hierárquico, pois evidenciam que as estruturas menores se formaram antes das maiores, e que o meio tem influência sobre a evolução das galáxias, pois interações e colisões podem alterar suas morfologias. No entanto, existem contradições, como as indicações de que todas as estrelas de elipticas em uma dada distância (redshift) têm idades similares, o que seriam melhor explicado pelo colapso monolítico, e não por mergers sucessivos.
Portanto, no momento não existe uma teoria que dê conta de todos os aspectos observacionais para explicar como as galáxias se formaram e evoluíram até o presente, muito menos uma teoria que possa prever sua evolução futura. Provavelmente acontece tanto a formação monolítica, em galáxias isoladas, quanto a hierárquica, em aglomerados de galáxias.

Aglomerados de galáxias

Olhando-se fotografias do céu, nota-se facilmente que as galáxias tendem a existir em grupos.

Foto do Aglomerado de Hydra e desenho do Grupo Local

Jan Hendrik Oort (1900-1992) demonstrou que as galáxias não estão distribuídas aleatoriamente no espaço, mas concentram-se em grupos, como o Grupo Local, que contém cerca de 50 galáxias, e grande cúmulos, como o grande cúmulo de Virgem, que contém 2500 galáxias. Oort demonstrou também que as 2500 galáxias do cúmulo de Virgem, movendo-se a 750 km/s, são insuficientes por um fator de 100 para manter o cúmulo gravitacionalmente estável, indicando novamente que a matéria escura deve ser dominante. Recentemente a detecção pela emissão de raio-X dos gás quente no meio entre as galáxias dos cúmulos indica que um terço da matéria originalmente chamada de escura é na verdade gás quente. Mas pelo menos dois terços da matéria escura não pode ser bariônica, ou a quantidade de hélio e deutério do Universo teria que ser diferente da observada, como explicitado no capítulo de Cosmologia.

Imagem de lentes gravitacionais no cúmulo Abell 2218, fotografado pelo Telescópio Espacial Hubble.

O Grupo Local

O grupo de galáxias ao qual a Via Láctea pertence chama-se Grupo Local. É um aglomerado pequeno, com cerca de 50 membros, que ocupa um volume de 3 milhões de anos-luz na sua dimensão maior. A Via Láctea e Andrômeda (M31) são de longe os dois membros mais massivos, estando um em cada borda do aglomerado. A terceira galáxia mais luminosa do grupo é outra espiral, M33, que tem 20% da luminosidade da Via Láctea e 13% da luminosidade de Andrômeda. Entre os demais membros existem duas elípticas, M32, satélite de M31, e M110, e várias irregulares e galáxias anãs. As Nuvens de Magalhães (Grande Nuvem de Magalhães e Pequena Nuvem de Magalhães), galáxias irregulares satélites da nossa Galáxia , também fazem parte desse grupo. A Grande Nuvem de Magalhães, localizada a 150 mil anos-luz (46 kpc) da Via Láctea, era até 1994 considerada a galáxia mais próxima². Desde 2003 foram descobertas várias galáxias anãs na região do Grupo Local, entre as quais uma anã localizada a apenas 25 mil anos-luz de distãncia, na direção do centro galáctico. Essa é atualmente a galáxia mais próxima, e só não foi detectada antes devido a estar numa região de grande extinção e ter brilho superficial muito baixo. No total, o grupo local contém pelo menos 3 galáxias espirais, 2 elípticas, 15 galáxias irregulares de diferentes tamanhos, e 17 anãs elípticas. A maioria das galáxias se encontram orbitando a Via Láctea ou Andrômeda, dando uma aparência binária ao Grupo Local.

Outros aglomerados de galáxias

Fotografia de parte do cúmulo de Virgem, obtida por David Malin com o UK Schmidt Telescope do ©Anglo-Australian Telescope. O cúmulo contém mais de 2500 galáxias e cobre mais de 5° no céu. A galáxia elíptica brilhante M84 é a que está logo acima do centro e M86 é a elíptica brilhante à direita.

Outros aglomerados de galáxias variam de grupos pequenos a aglomerados compactos. O aglomerado de Fornax, relativamente próximo, apresenta um conjunto variado de tipos de galáxias, embora tenha poucos membros.

Imagem do centro do aglomerado de galáxias do Fornax, a 15 Mpc de distância e RA=3h 36m, DEC=-35°37m. No centro está a galáxia elíptica tipo E1 NGC 1399. Abaixo desta a E1 NGC 1404 e a esquerda desta a irregular NGC 1427.

O grande aglomerado de Coma cobre 20 milhões de anos-luz no espaço (2 graus de diâmetro) e contém milhares de membros. O aglomerado de Virgem tem no centro as galáxias elípticas gigantes M84 e M86, situadas a uma distância de 34 milhões de anos-luz. Ele também cobre 20 milhões de anos-luz no espaço e é um dos mais espetaculares do céu. Suas quatro galáxias mais brilhantes são galáxias elípticas gigantes, embora a maior parte das galáxias membros visíveis sejam espirais.

Aglomerado de Coma: quase todo objeto visto nesta foto é uma galáxia do aglomerado.

O aglomerado de Virgem é tão massivo e tão próximo que influencia gravitacionalmente o Grupo Local, fazendo com que nos movamos na sua direção. A galáxia elíptica gigante M87, também do aglomerado, contém um buraco-negro massivo em seu centro, com massa de . A galáxia elíptica gigante M87, do aglomerado de Virgem, a 50 milhões de anos-luz da Terra, fotografada pelo Hubble Space Telescope. A galáxia está muito distante mesmo para o telescópio espacial detectar estrelas individuais. As formas puntuais são cúmulos estelares. O jato de elétrons relativísticos é acelerado pelo buraco negro massivo central.

O aglomerado de galáxias de Hydra.

A denominação M das galáxias vem de Charles Messier (1730-1817), um buscador de cometas, que em 1781 registrou a posição de 103 objetos extensos (nebulosas) para não confundí-los com cometas.

Superaglomerados

Depois de descobrir que as galáxias faziam partes de aglomerados ou cúmulos de galáxias, os astrônomos se perguntaram se existiam estruturas ainda maiores no Universo. Em 1953, o astrônomo francês Gérard de Vaucouleurs (1918-1995) demonstrou que os aglomerados de galáxias também formam superaglomerados.
O superaglomerado mais bem estudado é o Supercúmulo Local, porque fazemos parte dele. Ele tem um diâmetro de aproximadamente 100 milhões de anos-luz e aproximadamente uma massa de cerca de massas solares, contendo o Grupo Local de galáxias, e o cúmulo de Virgem.

Estrutura em Grande Escala

Entre estes superaglomerados observam-se grandes regiões sem galáxias, mas onde foram detectadas nuvens de hidrogênio neutro. Margaret J. Geller (1947-) e John Peter Huchra (1948-), do Center for Astrophysics da Universidade de Harvard, e os brasileiros Luiz Alberto Nicolaci da Costa (1950-) e Paulo Sergio de Souza Pellegrini (1949-), do Observatório Nacional, têm estudado a distribuição de galáxias em grande escala, mostrando que as galáxias não estão distribuídas uniformemente, mas formam filamentos no espaço. Um exemplo destes filamentos é a Grande Parede (Great Wall), um concentração de galáxias que se estende por cerca de 500 milhões de anos-luz de comprimento, 200 milhões de anos-luz de altura, mas somente 15 milhões de anos-luz de espessura. Esta estrutura está a uma distância média de 250 milhões de anos-luz da nossa Galáxia, e tem uma massa da ordem de . Entre estes filamentos estão regiões, de diâmetros de 150 milhões de anos-luz, sem galáxias. A estrutura lembra um esponja. O Sloan Digital Sky Survey continua este mapeamento

Distribuição de galáxias no espaço, conforme observações de Margaret Geller e John Huchra. Cada ponto nesta figura representa uma das 9325 galáxias, na direção do pólos sul e norte da nossa galáxia. Nossa galáxia está no centro da figura, onde as duas partes se unem; as regiões não mapeadas são obscurecidas pelo disco da nossa galáxia. A Grande Parede é a banda de galáxias que se estende de lado a lado quase no meio da parte superior da figura.

Distribuição espacial de 100 mil galáxias próximas determidado pela Busca de Galáxias 6df, na Austrália. Cada galáxia é representada por um ponto. Nossa Galáxia está no centro da distribuição e a faixa onde não foram observadas galáxias indica o disco de nossa Galáxia (Chris Fluke, Centre for Astrophysics and Supercomputing, Swinburne University of Technology).

Colisões entre galáxias

Galáxias em aglomerados estão relativamente próximas umas das outras, isto é, as separações entre elas não são grandes comparadas com seus tamanhos (o espaçamento entre as galáxias é da ordem de apenas cem vezes o seu tamanho, enquanto a distância média entre as estrelas é da ordem de 1 parsec = 22 milhões de diâmetros solares. Isso significa que provavelmente essas galáxias estão em frequentes interações umas com as outras.

Imagem do Telescópio Espacial Hubble da galáxia do girino (tadpole).

Nos catálogos existentes de galáxias peculiares há muitos exemplos de pares de galáxias com aparências estranhas que parecem estar interagindo uma com a outra. Podemos entender muitos desses casos em termos de efeitos de maré gravitacional, que tendem a esticar os objetos na direção de aproximação. Os efeitos de marés entre pares de galáxias que passam perto uma da outra foram estudados por Alar e Juri Toomre (1972, Galactic Bridges and Tails, Astrophysical Journal, 178, 623; 1973, Violent tides between galaxies, Scientific American, 229, 38). Eles assinalaram três propriedades fundamentais nas interações por maré:

1. a força de maré é proporcional ao inverso do cubo da separação entre as galáxias;
2. as forças de maré sobre um objeto tende a alongá-lo; assim, os bojos de maré se formam no lado mais próximo e no lado mais distante de cada galáxia em relação à outra;
3. as galáxias perturbadas geralmente giravam antes do encontro de maré e a distribuição posterior de seu material deve portanto refletir a conservação de seu momentum angular.

Como um primeiro resultado, é de se esperar que uma interacção de maré entre duas galáxias puxe matéria de uma em direção à outra. Essas "pontes" de matéria realmente se formam entre as galáxias interagentes, mas também se formam caudas de matéria que saem de cada galáxia na direção oposta à outra. Devido à rotação das galáxias, as caudas e pontes podem assumir formas esquisitas, especialmente se levarmos em conta o fato de que os movimentos orbitais das galáxias estarão em um plano que forma um ângulo qualquer com a nossa linha de visada. Os irmãos Toomre têm conseguido calcular modelos de galáxias interagentes que simulam a aparência de diversos pares de galáxias com formas estranhas, vistas realmente no céu.

NGC 4038/9: um exemplo clássico de galáxias em colisão.

Molelo calculado por Alar Toomre para uma colisão frontal entre duas galáxias, formando uma galáxia com anel, e uma foto obtida com Telescópio Espacial Hubble da galáxia da roda.

Imagem em 21 cm de M81, a mais brilhante, M82 e NGC 3077, e um modelo de interação de sua formação, obtidos por Min Yun, do National Radio Astronomy Observatory.

Fusão de galáxias e canibalismo galáctico

Se as galáxias colidem com velocidade relativamente baixa, elas podem evitar a disrupção por maré. Os cálculos mostram que algumas partes das galáxias que colidem podem ser ejectadas, enquanto as massas principais se convertem em sistemas binários (ou múltiplos) com pequenas órbitas ao redor uma da outra. O sistema binário recentemente formado encontra-se envolto em um envelope de estrelas e possivelmente matéria interestelar, e eventualmente pode se fundir formando uma única galáxia. Esse processo é especialmente provável nas colisões entre os membros mais massivos de um aglomerado de galáxias, que tendem a ter velocidades relativamente mais baixas. A fusão pode converter galáxias espirais em elípticas.
O termo fusão de galáxias é usado em referência à interacção entre galáxias de tamanhos semelhantes. Quando uma galáxia muito grande interage com outra muito menor, as forças de maré da galáxia maior podem ser tão fortes a ponto de destruir a estrutura da galáxia menor cujos pedaços serão então incorporados pela maior. Astrônomos chamam este processo de canibalismo galáctico.
Observações recentes mostram que galáxias elípticas gigantes, conhecidas como galáxias cD, têm propriedades peculiares, tais como: halos muito extensos (até 3 milhões de anos luz em diâmetro), núcleos múltiplos, e localização em centros de aglomerados. Essas propriedades sugerem que essas galáxias se formaram por canibalismo galáctico.
Muitas vezes, o encontro entre as galáxias não é forte o suficiente para resultar em fusão. Numa interacção mais fraca, ambas as galáxias sobrevivem, mas o efeito de maré pode fazer surgirem caudas de matéria, em um ou ambos lados das duas galáxias. Muitas galáxias com aparências estranhas, que não se enquadram em nenhuma das categorias de Hubble, mostram evidências de interações recentes. Simulações por computador mostram que sua forma pode ser reproduzida por interacção de maré, em colisões. Um resultado recente de simulações em computador é a possibilidade de que colisões possam transformar galáxias espirais em elípticas: a interacção pode retirar gás, estrelas e poeira das duas galáxias, transformando-as em uma elíptica. A colisão pode também direcionar grande quantidade de gás ao centro da elíptica resultante, propiciando a criação de um buraco negro.

Quasares

Imagem no ótico do quasar 3C 279, obtida com o Canada-France-Hawaii Telescope de 3,6 m de diâmetro. O quasar tem magnitude aparente V=17,75 e magnitude absoluta estimada de M_V=-24,6 (uma estrela O5V tem M_V=-5). O nome vem do fato de ser o objeto número 279 do terceiro catálogo de rádio fontes de Cambridge. Pelo módulo de distância, r=2,951 Gpc.

Os quasares, cujo nome vem de Quasi Stellar Radio Sources, foram descobertos em 1960, como fortes fontes de rádio, com aparência ótica aproximadamente estelar, azuladas. 3C 48 foi a primeira fonte do Third Cambridge Catalogue of Radio Sources identificada óticamente por Allan Rex Sandage (1926-2010) e Thomas Matthews in 1960, através de interferometria (1963, Optical Identification of 3c 48, 3c 196, and 3c 286 with Stellar Objects, Astrophysical Journal, 138, 30). Muito provavelmente são galáxias com buracos negros fortemente ativos no centro, como proposto em 1964 por Edwin Ernest Salpeter (1925-2008) e Yakov Borisovich Zel'dovich (1914-1989). São objetos extremamente compactos e luminosos, emitindo mais do que centenas de galáxias juntas, isto é, até um trilhão de vezes mais do que o Sol. São fortes fontes de rádio, variáveis, e seus espectros apresentam linhas largas com efeito Doppler indicando que eles estão se afastando a velocidades muito altas, de até alguns décimos da velocidade da luz. O primeiro a ter seu espectro identificado foi 3C 273, pelo astronomo holandêz Maarten Schmidt (1929-), em 1963 (3C 273: a star-like object with large red-shift, Nature, 197, 1040). Maarten foi orientando de Oort, em Leiden, em 1956. Este quasar tem magnitude aparente V=12,85, mas magnitude absoluta estimada de Pelo módulo de distância, r=891 Mpc.

O espectro do quasar 3C 273 no ótico e infravermelho próximo é dominado pelas linhas do hidrogênio em emissão e deslocadas para o vermelho (redshifted) por efeito Doppler. Por exemplo, a linha H está deslocada de 4861Å para 5630Å.

Modelo de um quasar, com um buraco negro no centro, um disco de acresção em volta deste, e jatos polares.

No modelo mais aceito, o buraco negro central acreta gás e estrelas da sua vizinhança, emitindo intensa radiação enquanto a matéria se acelera, espiralando no disco de acresção, e parte da matéria é ejetada por conservação de momento angular. Na aceleração da matéria, a energia liberada é da ordem de 0,1 mc², comparada com 0,007 mc² na reação nuclear mais energética conhecida, a transformação de 4 átomos de hidrogênio em um átomo de hélio. Quando o buraco negro consumir toda matéria circundante, ele cessará de emitir. No disco de acreção, as regiões internas giram mais rapidamente do que as regiões externas (terceira lei de Kepler), causando a fricção entre as partículas do gás. A fricção esquenta o gás e faz as partículas perderem energia e espiralarem em direção ao buraco negro. À medida que espirala, a matéria é acelerada a velocidades supersônicas e aquecida a milhões de graus, emitindo enormes quantidades de radiação. O espiralamento causa o acúmulo de matéria na borda interna do disco, aumentando a pressão dos gases nesse local. Como meio de se livrar do excesso de pressão, o disco libera parte do gás, que é ejetado na direção onde a resistência a seu escape é mais baixa, ou seja, perpendicularmente ao disco. O campo magnético do gás (que por ser muito quente está ionizado) ajuda a colimar a matéria liberada, formando os jatos estreitos que são observados em grande parte das galáxias ativas.

Imagens obtidas por John Norris Bahcall (1934-2005) e Mike Disney com o Telescópio Espacial Hubble, da NASA, mostrando que os quasares ocorrem tanto em galáxias normais quanto em galáxias perturbadas. Por exemplo, PG 0052+251 (canto esquerdo superior), a 1,4 bilhões de anos-luz da Terra, reside em uma galáxia espiral normal; PHL 909, a 1,5 bilhões de anos-luz (canto inferior esquerdo), em uma galáxia elíptica; IRAS04505-2958, PG 1212+008, Q0316-346 e IRAS13218+0552, em vários tipos de galáxias em interação.

O modelo mais aceito é que os quasares são buracos negros com massas de 1 milhão a 1 bilhão de vezes a massa do Sol localizados no núcleo de galáxias ativas.

Um dos quasares mais distantes tem deslocamento para o vermelho (redshift) z=5,0 e foi descoberto pelo Sloan Digital Sky Survey em 1998. Abaixo estão sua foto e seu espectro.

Mais recentemente Daniel Stern (JPL), Hyron Spinrad (Berkeley), Peter Eisenhardt (JPL), Andrew Bunker (Cambridge), Steve Dawson (Berkeley), Adam Stanford (Davis,IGPP) e Richard Elson (Florida) descobriram o quasar RD300 com z=5,5, utilizando o 4m do KPNO, o 5m do Palomar e os 10m dos Kecks. Para os quasares precisamos usar a fórmula relativística do efeito Doppler para medir a velocidade através do avermelhamento z:

onde é o ângulo entre o vetor velocidade e a linha de visada.

Região do espectro do objeto que é observado no ótico aqui na Terra.

Como os deslocamentos para o vermelho (redshifts) dos quasares são em geral grandes, , precisamos utilizar a fórmula do deslocamente Doppler relativístico para calcular sua velocidade. Por exemplo, um quasar que tem deslocamento Doppler indicaria uma velocidade de 5 vezes a velocidade da luz, se utilizarmos a fórmula do deslocamento Doppler não relativístico, . Mas o deslocamento Doppler relativístico é dado por:

de modo que a velocidade é dada por:

Em janeiro de 2003, Xiaohui Fan, Michael Strauss, Eva Grebel, Don Schneider e colaboradores do Sloan Survey divulgaram o mais distante quasar até então, com z=6,4, que representa o Universo quando este tinha somente 800 milhõs de anos.

Mas o record desde 2007 era do CFHQS J2329-0301, deslocamento para o vermelho de z=6,43, descoberto por Chris Willott, da Universidade de Ottawa, no Canadá e colaboradores, com o telescópio Canada-France-Hawaii e confirmado com o Gemini. Emmanuel Momjian, Christopher L. Carilli e Ian D. McGreer, publicaram o artigo de 2008, Very Large Array and Very Long Baseline Array Observations of the Highest Redshift Radio-Loud QSO J1427+3312, Astronomical Journal, 136, 344, com z=6,12.

Em 2011, o quasar mais distante, ULAS J112001.48+064124.3, era o descoberto por Daniel J. Mortlock, Stephen J. Warren e colaboradores com dados do Very Large Telescope do European Southern Observatory (ESO), publicado no artigo A luminous quasar at a redshift of z=7.085, na Nature, 474, 616. O recorde atual é da galáxia UDFj-39546284, uma galáxia compacta de estrelas azuis, a uma distância de 13,2 bilhões de anos-luz, formada 480 milhões de anos depois do Big Bang, detectada pelo Telescópio Espacial Hubble, com z ˜ 10, no Campo Ultra Profundo do Telescópio Espacial Hubble (HST Ultra Deep Field), mas não confirmada espectroscopicamente. A galáxia UDFy-38135539, com z=8,6, foi confirmada espectroscopicamente por Matt Lehnert e colaboradores..
Em 2012, foi descoberta uma galáxia com redshift z=9,6, com o Telescópio Espacial Infravermelho Spitzer e o Telescópio Espacial Hubble. A galáxia está a 13,2 bilhões de anos luz.
Mais de 200 000 quasares foram descobertos com o Sloan Digital Sky Survey, mostrando a variação do espectro com z.

Radiogaláxias

Superposição da imagem ótica (em azul) com a imagem em rádio (em vermelho) da rádio-galáxia 3C219, que está a 500 Mpc. Enquanto a galáxia tem 100 mil anos-luz de diâmetro, os jatos cobrem 1 milhão de anos-luz. À direita, o jato em rádio em torno da galáxia espiral 0313-192 (NASA/NRAO).

Radiogaláxias são galáxias que têm uma emissão em rádio muito intensa, em torno de 10³³ a 10³⁸ watts, lembrando que a luminosidade do Sol é de 3,83 × 10²⁶ watts. Observadas no ótico, geralmente têm a aparência de uma galáxia elíptica grande, mas, observadas em rádio, apresentam uma estrutura dupla, com dois lóbulos emissores em rádio, localizados um em cada lado da galáxia elíptica, e a distâncias que chegam a 6 Mpc de seu centro. Outra característica das rádiogaláxias é a presença de um jato de matéria saindo da fonte central, localizada no núcleo da galáxia. A explicação mais plausível para os jatos é a mesma dos quasares: partículas carregadas se movendo em um campo magnético. Como a trajetória seguida pelas partículas é helicoidal, seu movimento é acelerado e elas irradiam energia. Uma das radiogaláxias mais brilhantes é Centauro A, localizada na constelação do Centauro, no Hemisfério Sul celeste.

Imagem da galáxia peculiar Centauro A, obtida no Cerro Tololo Interamerican Observatory, mostrando um grande anel de massa em torno da galáxia.

Galáxias Seyfert

Foto da galáxia Seyfert Circinus, com dois anéis, um de diâmetro de 1300 anos-luz e outro de 260 anos-luz, obtida com o Telescópio Espacial Hubble.

As galáxias Seyfert, descobertas por Carl Keenan Seyfert (1911 - 1960), em 1943, são galáxias espirais com núcleos pontuais muito luminosos, em torno de 10³⁶ a 10³⁸ Watts, contribuindo com aproximadamente metade da luminosidade total da galáxia no ótico. O espectro nuclear apresenta linhas de emissão alargadas, de elementos pesados altamente ionizados, e um contínuo não-térmico muito intenso no ultravioleta, cuja estrutura é explicada como devida a movimentos internos muito rápidos no núcleo. Geralmente, a emissão dessas galáxias sofre variabilidade em períodos relativamente curtos, o que leva a concluir que a fonte emissora deve ser compacta, como um buraco negro. Estima-se que aproximadamente 1% de todas as galáxias espirais são Seyfert.

Objetos BL Lacertae (BL Lac)

Os objetos BL Lacertae, também chamados blazares, constituem uma outra classe de objetos exóticos, que apresentam um núcleo muito brilhante e compacto. Têm como principais características a extraordinária variabilidade em curtos períodos de tempo, luz polarizada, e um espectro não-térmico sem linhas de emissão ou absorção. O primeiro objeto desse tipo, e que deu nome à classe, foi BL Lacertae, observado em 1929, na constelação do Lagarto. No princípio, foi confundido com uma estrela, por seu brilho poder variar por um fator de 15, em poucos meses. Muitos desses objetos são também fontes de rádio, e acredita-se que eles sejam rádiogaláxias, orientadas de forma que a linha de visada fica na direção do jato. Atualmente a maioria dos astrônomos aceita que as diversas formas de galáxias com núcleo ativo, como galáxias Seyfert, quasares e blazares, tenham sua fonte de energia originada no mesmo processo básico: gás sendo acelerado por um buraco negro central, liberando energia potencial na forma de radiação.

Comparação entre diferentes tipos de galáxias ativas

Propriedade	Radiogaláxias	Galáxias Seyfert	Objetos BL Lac	Quasares
Espectro contínuo	não-estelar	não-estelar	não-estelar	não-estelar
Linhas de emissão	largas e estreitas	largas e estreitas	nenhuma ou fracas	largas e estreitas
Forma no ótico	elíptica	espiral	incerta	estelar
Forma em rádio	jatos e lóbulos	emissão fraca	emissão fraca	jatos e lóbulos

O catálogo de galáxias ativas dos franceses Marie-Paule Véron-Cetty e Philippe Véron, Quasars and Active Galactic Nuclei (12th Ed.), publicado em 2006, contém 85 221 quasares (definidos como objetos mais brilhantes que magnitude absoluta B=-23), 21 737 AGNs (Active Galactic Nuclei, definidos como objetos mais fracos que magnitude absoluta B=-23) e 1122 blazares.
O Catálogo de Galáxias do Data Release 4 do SDSS contém 88 178 galáxias com linhas de emissão.
Em 2004 Scott M. Croom et al. (Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 349, 1397) publicou o catálogo de espectros de 40 220 quasares observados no hemisfério sul pelo 2dF Galaxy Redshift Survey.
O Quarto Catálogo de Quasares do publicado em 2007, contém 77 429 quasares. O Data Release 7 do Sloan Digital Sky Survey, publicado em out/2008, contém espectros de 929 124 galáxias. As maiores dúvidas sobre as galáxias concentram-se em como elas se formaram, qual é a composição de sua massa escura - que pode corresponder a 85-90% de sua massa total, e porque algumas galáxias parecem ter um buraco negro central que libera uma quantidade colossal de energia.

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¹Alargamento espectral acontece porque, com estão em movimento aleatório, algumas produzirão um deslocamento das linhas espectrais para o azul e outras para o vermelho. Esses dois deslocamentos, juntos, resultam em um alargamento das linhas. ²Considerando apenas as galáxias grandes e luminosas como a Via Láctea, Andrômeda é a mais próxima, mas incluindo todos os tipos de galáxias, as Nuvens de Magalhães são mais próximas.