A vida das galáxias e a história de seu estudo

2024 Autor: Seth Attwood | [email protected]. Última modificação: 2023-12-16 16:14

A história do estudo de planetas e estrelas é medida em milênios, o Sol, cometas, asteróides e meteoritos - em séculos. Mas galáxias, espalhadas por todo o Universo, aglomerados de estrelas, gás cósmico e partículas de poeira, tornaram-se objeto de pesquisas científicas apenas na década de 1920.

Galáxias foram observadas desde tempos imemoriais. Uma pessoa com visão aguçada pode distinguir pontos claros no céu noturno, semelhantes a gotas de leite. No século 10, o astrônomo persa Abd-al-Raman al-Sufi mencionou em seu Livro das Estrelas Fixas dois pontos semelhantes, agora conhecidos como a Grande Nuvem de Magalhães e a galáxia M31, também conhecida como Andrômeda.

Com o advento dos telescópios, os astrônomos têm observado cada vez mais desses objetos, chamados nebulosas. Se o astrônomo inglês Edmund Halley listou apenas seis nebulosas em 1716, então o catálogo publicado em 1784 pelo astrônomo naval francês Charles Messier já continha 110 - e entre elas quatro dúzias de galáxias reais (incluindo M31).

Em 1802, William Herschel publicou uma lista de 2.500 nebulosas, e seu filho John publicou um catálogo de mais de 5.000 nebulosas em 1864.

Nosso vizinho mais próximo, a galáxia de Andrômeda (M31), é um dos objetos celestes favoritos para observações astronômicas amadoras e fotografia.

A natureza desses objetos há muito tempo ilude o entendimento. Em meados do século 18, algumas mentes perspicazes viram neles sistemas estelares semelhantes à Via Láctea, mas os telescópios naquela época não ofereciam a oportunidade de testar essa hipótese.

Um século depois, prevaleceu a opinião de que cada nebulosa é uma nuvem de gás iluminada por dentro por uma jovem estrela. Mais tarde, os astrônomos se convenceram de que algumas nebulosas, incluindo Andrômeda, contêm muitas estrelas, mas por muito tempo não ficou claro se elas estão localizadas em nossa Galáxia ou além.

Foi apenas em 1923-1924 que Edwin Hubble determinou que a distância da Terra a Andrômeda era pelo menos três vezes o diâmetro da Via Láctea (na verdade, cerca de 20 vezes) e que M33, outra nebulosa do catálogo Messier, não era menos distante de nós. Esses resultados marcaram o início de uma nova disciplina científica - a astronomia galáctica.

Em 1926, o famoso astrônomo americano Edwin Powell Hubble propôs (e em 1936 modernizou) sua classificação de galáxias por sua morfologia. Por causa de sua forma característica, essa classificação também é chamada de "Diapasão de Hubble".

Na “haste” do diapasão existem galáxias elípticas, nas pontas do garfo - galáxias lenticulares sem mangas e galáxias espirais sem ponte e com barra. Galáxias que não podem ser classificadas como uma das classes listadas são chamadas de irregulares ou irregulares.

Anões e gigantes

O universo está repleto de galáxias de diferentes tamanhos e massas. Seu número é conhecido aproximadamente. Em 2004, o telescópio orbital Hubble descobriu cerca de 10.000 galáxias em três meses e meio, explorando na constelação meridional de Fornax uma região do céu que é cem vezes menor que a área do disco lunar.

Se assumirmos que as galáxias estão distribuídas na esfera celeste com a mesma densidade, verifica-se que existem 200 bilhões no espaço observado. No entanto, esta estimativa é muito subestimada, uma vez que o telescópio não foi capaz de perceber muitas galáxias muito fracas.

Forma e conteúdo

As galáxias também diferem na morfologia (ou seja, na forma). Em geral, eles são divididos em três classes principais - em forma de disco, elíptico e irregular (irregular). Esta é uma classificação geral, existem outras muito mais detalhadas.

As galáxias não são distribuídas aleatoriamente no espaço sideral. Galáxias massivas são freqüentemente cercadas por pequenas galáxias satélites. Tanto nossa Via Láctea quanto a vizinha Andrômeda têm pelo menos 14 satélites e, provavelmente, muitos mais. As galáxias adoram se unir em pares, trigêmeos e grupos maiores de dezenas de parceiros gravitacionalmente ligados.

As associações maiores, aglomerados galácticos, contêm centenas e milhares de galáxias (o primeiro desses aglomerados foi descoberto por Messier). Às vezes, uma galáxia gigante particularmente brilhante é observada no centro do aglomerado, que se acredita ter surgido durante a fusão de galáxias menores.

E, finalmente, há também superaglomerados, que incluem aglomerados e grupos galácticos, e galáxias individuais. Normalmente, essas são estruturas alongadas de até centenas de megaparsecs de comprimento. Eles são separados por vazios de espaço quase completamente livres de galáxias do mesmo tamanho.

Os superaglomerados não são mais organizados em nenhuma estrutura de ordem superior e estão espalhados por todo o Cosmos de forma aleatória. Por esta razão, em uma escala de várias centenas de megaparsecs, nosso Universo é homogêneo e isotrópico.

Uma galáxia em forma de disco é uma panqueca estelar girando em torno de um eixo que passa por seu centro geométrico. Normalmente em ambos os lados da zona central da panqueca há uma protuberância oval (da protuberância inglesa). A protuberância também gira, mas com uma velocidade angular menor do que o disco. No plano do disco, ramos espirais são freqüentemente observados, abundando em luminárias relativamente jovens. No entanto, existem discos galácticos sem uma estrutura espiral, onde existem muito menos dessas estrelas.

A zona central de uma galáxia em forma de disco pode ser cortada por uma barra estelar - uma barra. O espaço dentro do disco é preenchido com um meio de gás e poeira - a fonte de material para novas estrelas e sistemas planetários. A galáxia possui dois discos: estelar e gasoso.

Eles são cercados por um halo galáctico - uma nuvem esférica de gás quente rarefeito e matéria escura, que faz a principal contribuição para a massa total da galáxia. O halo também contém estrelas antigas individuais e aglomerados de estrelas globulares (aglomerados globulares) de até 13 bilhões de anos. No centro de quase todas as galáxias em forma de disco, com ou sem protuberância, existe um buraco negro supermassivo. As maiores galáxias desse tipo contêm 500 bilhões de estrelas cada.

via Láctea

O sol gira em torno do centro de uma galáxia espiral bastante comum, que inclui 200-400 bilhões de estrelas. Seu diâmetro é de aproximadamente 28 quiloparsecs (pouco mais de 90 anos-luz). O raio da órbita solar intragaláctica é de 8,5 kiloparsecs (de modo que nossa estrela é deslocada para a borda externa do disco galáctico), o tempo de uma revolução completa em torno do centro da Galáxia é de cerca de 250 milhões de anos.

O bojo da Via Láctea tem formato elíptico e uma barra que foi descoberta recentemente. No centro da protuberância está um núcleo compacto cheio de estrelas de várias idades - de vários milhões de anos a um bilhão ou mais. Dentro do núcleo, atrás de densas nuvens empoeiradas, existe um buraco negro bastante modesto para os padrões galácticos - apenas 3,7 milhões de massas solares.

Nosso Galaxy possui um disco estelar duplo. O disco interno, que não tem mais do que 500 parsecs verticalmente, é responsável por 95% das estrelas na zona do disco, incluindo todas as estrelas jovens brilhantes. É cercado por um disco externo de 1.500 parsecs de espessura, onde vivem estrelas mais velhas. O disco gasoso (mais precisamente, gás-pó) da Via Láctea tem pelo menos 3,5 kiloparsecs de espessura. Os quatro braços espirais do disco são regiões de densidade aumentada do meio gás-poeira e contêm a maioria das estrelas mais massivas.

O diâmetro do halo da Via Láctea é pelo menos duas vezes o diâmetro do disco. Cerca de 150 aglomerados globulares foram descobertos lá e, provavelmente, cerca de cinquenta mais ainda não foram descobertos. Os aglomerados mais antigos têm mais de 13 bilhões de anos. O halo é preenchido com matéria escura com uma estrutura protuberante.

Até recentemente, acreditava-se que o halo era quase esférico, porém, de acordo com os dados mais recentes, ele pode ser bastante achatado. A massa total da Galáxia pode chegar a 3 trilhões de massas solares, com a matéria escura respondendo por 90-95%. A massa das estrelas na Via Láctea é estimada em 90-100 bilhões de vezes a massa do Sol.

Uma galáxia elíptica, como o próprio nome sugere, é elipsoidal. Ele não gira como um todo e, portanto, não tem simetria axial. Suas estrelas, que em sua maioria têm uma massa relativamente baixa e uma idade considerável, giram em torno do centro galáctico em planos diferentes e às vezes não individualmente, mas em cadeias altamente alongadas.

Novos luminares em galáxias elípticas raramente acendem devido à escassez de matéria-prima - hidrogênio molecular.

Como os humanos, as galáxias estão agrupadas. Nosso grupo local inclui as duas maiores galáxias nas proximidades de cerca de 3 megaparsecs - a Via Láctea e Andrômeda (M31), a galáxia Triangulum, bem como seus satélites - as grandes e pequenas nuvens de Magalhães, galáxias anãs em Canis Major, Pégaso, Carina, Sextant, Phoenix e muitos outros - um total de cerca de cinquenta. O grupo local, por sua vez, é membro do superaglomerado local de Virgem.

Tanto as galáxias maiores como as menores são do tipo elíptico. A participação total de seus representantes na população galáctica do Universo é de apenas cerca de 20%. Essas galáxias (com a possível exceção das menores e mais fracas) também escondem buracos negros supermassivos em suas zonas centrais. Galáxias elípticas também têm halos, mas não tão claros quanto as em forma de disco.

Todas as outras galáxias são consideradas irregulares. Eles contêm muita poeira e gás e estão produzindo ativamente estrelas jovens. Existem poucas dessas galáxias a distâncias moderadas da Via Láctea, apenas 3%.

No entanto, entre os objetos com um grande desvio para o vermelho, cuja luz foi emitida até 3 bilhões de anos após o Big Bang, sua participação aumenta drasticamente. Aparentemente, todos os sistemas estelares da primeira geração eram pequenos e tinham contornos irregulares, e grandes galáxias em forma de disco e elípticas surgiram muito mais tarde.

Nascimento de galáxias

As galáxias nasceram logo depois das estrelas. Acredita-se que as primeiras luminárias brilharam no máximo 150 milhões de anos após o Big Bang. Em janeiro de 2011, uma equipe de astrônomos processando informações do Telescópio Espacial Hubble relatou a provável observação de uma galáxia cuja luz foi para o espaço 480 milhões de anos após o Big Bang.

Em abril, outra equipe de pesquisa descobriu uma galáxia que, muito provavelmente, já estava totalmente formada quando o jovem universo tinha cerca de 200 milhões de anos.

As condições para o nascimento de estrelas e galáxias surgiram muito antes de começar. Quando o universo ultrapassou a marca de 400.000 anos, o plasma no espaço foi substituído por uma mistura de hélio neutro e hidrogênio. Esse gás ainda estava quente demais para se aglutinar nas nuvens moleculares que dão origem às estrelas.

No entanto, era adjacente a partículas de matéria escura, inicialmente distribuídas no espaço de forma não muito uniforme - onde é um pouco mais denso, onde é mais rarefeito. Eles não interagiram com o gás bariônico e, portanto, sob a ação de atração mútua, colapsaram livremente em zonas de densidade aumentada.

De acordo com os cálculos do modelo, cem milhões de anos após o Big Bang, nuvens de matéria escura do tamanho do atual sistema solar se formaram no espaço. Eles se combinaram em estruturas maiores, apesar da expansão do espaço. É assim que surgiram os aglomerados de nuvens de matéria escura e, em seguida, os aglomerados desses aglomerados. Eles sugaram o gás do espaço, permitindo que ele engrossasse e desmoronasse.

Dessa forma, apareceram as primeiras estrelas supermassivas, que rapidamente explodiram em supernovas e deixaram para trás buracos negros. Essas explosões enriqueceram o espaço com elementos mais pesados que o hélio, o que ajudou a resfriar as nuvens de gás em colapso e, portanto, tornou possível o aparecimento de estrelas de segunda geração menos massivas.

Essas estrelas já poderiam existir por bilhões de anos e, portanto, eram capazes de formar (novamente com a ajuda da matéria escura) sistemas gravitacionalmente ligados. Foi assim que surgiram galáxias de vida longa, incluindo a nossa.

“Muitos dos detalhes da galactogênese ainda estão escondidos na névoa”, diz John Kormendy. - Em particular, isso se aplica ao papel dos buracos negros. Suas massas variam de dezenas de milhares de massas solares ao atual recorde absoluto de 6,6 bilhões de massas solares, pertencentes a um buraco negro do centro da galáxia elíptica M87, localizada a 53,5 milhões de anos-luz do sol.

Os buracos no centro das galáxias elípticas são geralmente cercados por protuberâncias feitas de estrelas velhas. Galáxias espirais podem não ter protuberâncias ou ter suas semelhanças planas, pseudo-protuberâncias. A massa de um buraco negro é geralmente três ordens de magnitude menor que a massa da protuberância - naturalmente, se estiver presente. Este padrão é confirmado por observações cobrindo buracos com uma massa de um milhão a um bilhão de massas solares."

De acordo com o professor Kormendy, os buracos negros galácticos ganham massa de duas maneiras. O buraco, cercado por uma protuberância completa, cresce devido à absorção de gás que chega à protuberância da zona externa da galáxia. Durante a fusão das galáxias, a intensidade do influxo desse gás aumenta drasticamente, o que inicia erupções de quasares.

Como resultado, protuberâncias e buracos evoluem em paralelo, o que explica a correlação entre suas massas (no entanto, outros mecanismos ainda desconhecidos podem funcionar também).

Pesquisadores da Universidade de Pittsburgh, UC Irvine e da Atlantic University of Florida modelaram a colisão da Via Láctea e a predecessora da Galáxia Elíptica Anã de Sagitário (SagDEG) em Sagitário.

Eles analisaram duas opções para colisões - com um fácil (3x10¹⁰massas solares) e pesadas (10¹¹ massas solares) SagDEG. A figura mostra os resultados de 2,7 bilhões de anos de evolução da Via Láctea sem interação com uma galáxia anã e com interação com a variante leve e pesada de SagDEG.

Galáxias carecas e galáxias com pseudo-protuberâncias são uma questão diferente. As massas de seus buracos geralmente não excedem 104-106 massas solares. De acordo com o professor Kormendy, eles são alimentados com gás devido a processos aleatórios que ocorrem perto do buraco, e não se estendem por toda a galáxia. Esse buraco cresce independentemente da evolução da galáxia ou de seu pseudo-protuberância, o que explica a falta de correlação entre suas massas.

Galáxias em crescimento

As galáxias podem aumentar em tamanho e massa. "No passado distante, as galáxias faziam isso com muito mais eficiência do que em eras cosmológicas recentes", explica Garth Illingworth, professor de astronomia e astrofísica da Universidade da Califórnia, em Santa Cruz. - A taxa de nascimento de novas estrelas é estimada em termos da produção anual de uma unidade de massa de matéria estelar (nesta capacidade, a massa do Sol) por unidade de volume do espaço exterior (geralmente um megaparsec cúbico).

Na época da formação das primeiras galáxias, esse número era muito pequeno, e então começou a crescer rapidamente, o que continuou até que o Universo tinha 2 bilhões de anos. Por mais 3 bilhões de anos, foi relativamente constante, depois começou a diminuir quase na proporção do tempo, e esse declínio continua até hoje. Então, 7 a 8 bilhões de anos atrás, a taxa média de formação de estrelas era 10 a 20 vezes maior do que a atual. A maioria das galáxias observáveis já estavam totalmente formadas naquela época distante."

A figura mostra os resultados da evolução em diferentes momentos - a configuração inicial (a), após 0, 9 (b), 1, 8 © e 2, 65 bilhões de anos (d). De acordo com os cálculos do modelo, a barra e os braços espirais da Via Láctea poderiam ter se formado como resultado de colisões com SagDEG, que inicialmente puxou em 50-100 bilhões de massas solares.

Passou duas vezes pelo disco de nossa Galáxia e perdeu parte de sua matéria (comum e escura), causando perturbações em sua estrutura. A massa atual do SagDEG não excede dezenas de milhões de massas solares, e a próxima colisão, que é esperada não mais que 100 milhões de anos depois, provavelmente será a última.

Em termos gerais, essa tendência é compreensível. As galáxias crescem de duas maneiras principais. Primeiro, eles obtêm material estelar fresco atraindo partículas de gás e poeira do espaço circundante. Por vários bilhões de anos após o Big Bang, esse mecanismo funcionou corretamente simplesmente porque havia matéria-prima estelar suficiente no espaço para todos.

Então, quando as reservas se esgotaram, a taxa de nascimento estelar caiu. No entanto, as galáxias descobriram a capacidade de aumentá-lo por meio de colisões e fusões. É verdade que para esta opção ser realizada, as galáxias em colisão devem ter um suprimento decente de hidrogênio interestelar. Para grandes galáxias elípticas, onde praticamente se foi, a fusão não ajuda, mas em galáxias discóides e irregulares funciona.

Curso de colisão

Vamos ver o que acontece quando duas galáxias de tipo disco aproximadamente idênticas se fundem. Suas estrelas quase nunca colidem - as distâncias entre elas são muito grandes. No entanto, o disco gasoso de cada galáxia está sofrendo forças de maré devido à gravidade de sua vizinha. A matéria bariônica do disco perde parte do momento angular e se desloca para o centro da galáxia, onde surgem as condições para um crescimento explosivo na taxa de formação de estrelas.

Parte dessa substância é absorvida pelos buracos negros, que também ganham massa. Na fase final da unificação das galáxias, os buracos negros se fundem, e os discos estelares de ambas as galáxias perdem sua estrutura anterior e se dispersam no espaço. Como resultado, uma elíptica é formada a partir de um par de galáxias espirais. Mas este não é de forma alguma o quadro completo. A radiação de estrelas jovens e brilhantes pode expulsar parte do hidrogênio da galáxia recém-nascida.

Ao mesmo tempo, o acúmulo ativo de gás no buraco negro força este último de tempos em tempos a disparar jatos de enormes partículas de energia para o espaço, aquecendo o gás por toda a galáxia e evitando assim a formação de novas estrelas. A galáxia está gradualmente se aquietando - provavelmente para sempre.

Galáxias de tamanhos diferentes colidem de maneira diferente. Uma grande galáxia é capaz de engolir uma galáxia anã (de uma só vez ou em várias etapas) e ao mesmo tempo preservar sua própria estrutura. Este canibalismo galáctico também pode estimular a formação de estrelas.

A galáxia anã é completamente destruída, deixando para trás cadeias de estrelas e jatos de gás cósmico, que são observados tanto em nossa Galáxia quanto na vizinha Andrômeda. Se uma das galáxias em colisão não for muito superior à outra, efeitos ainda mais interessantes são possíveis.

Esperando pelo super telescópio

A astronomia galáctica sobreviveu quase um século. Ela começou praticamente do zero e conquistou muito. No entanto, o número de problemas não resolvidos é muito grande. Os cientistas estão esperando muito do James Webb Infrared Orbiting Telescope, que foi programado para ser lançado em 2021.