UNIDADE VI – ASTROFÍSICA GALÁCTICA E

UNIDADE VI – ASTROFÍSICA GALÁCTICA E EXTRAGALÁCTICA
AULA 26 – A VIA LÁCTEA
OBJETIVOS:
Ao final desta aula, o aluno deverá:
conhecer a constituição e a estrutura da Via Láctea;
ter noções sobre a extinção interestelar e sobre as nebulosas escuras e de
reflexão;
1
conhecer os diferentes tipos de aglomerados de estrelas.
INTRODUÇÃO
Quando olhamos para o céu noturno, vemos uma miríade de pequenos
pontos luminosos, além da Lua e do Sol. Sabemos que cada um desses pontos,
excluindo-se os planetas do sistema solar, é uma estrela. O fato de que podemos
ver estrelas em praticamente qualquer ponto do céu pode nos dar a impressão de
que o Universo é um enorme espaço preenchido por estrelas espalhadas de forma
mais ou menos aleatória. Essa é provavelmente a visão popular mais comum sobre
a distribuição de matéria no Universo.
No entanto, uma observação mais atenta do céu, sob boas condições de
observação noturna, como visibilidade atmosférica e distância da contaminação da
luz noturna artificial das cidades, podemos ver que as estrelas não se distribuem de
forma aleatória no céu. Elas tendem a se agrupar em torno de uma faixa que cruza
a esfera celeste, formando um círculo máximo. Essa faixa, além de possuir muito
mais estrelas do que o restante da esfera celeste, possui ainda uma aparência
leitosa, como que permeado por uma fina poeira esbranquiçada (figura 26.1). Essa
faixa foi observada e registrada por todas as grandes civilizações humanas; os
romanos a batizaram de “estrada de leite”, ou via láctea, pela sua aparência.
O que a via láctea nos informa a respeito da distribuição relativa das
estrelas? Embora isso não seja óbvio à primeira vista, e tenha exigido milênios de
estudos e observações, ela nos informa que, em toda a região do Universo mais
próxima do Sol, as estrelas, incluindo o Sol, se distribuem em um disco achatado.
Na aula 28, veremos que as estrelas no Universo se aglomeram em grandes
estruturas, algumas com o mesmo formato de disco que a estrutura na qual o Sol
está situado, outras com formatos diversos desse. A essas grandes estruturas,
1
formadas por bilhões de estrelas mantidas coesas pela força gravitacional mútua,
damos o nome de galáxias. A galáxia da qual fazemos parte é chamada Via Láctea.
Figura 26.1: a via láctea.
Fonte: apod.nasa.gov.
2
ESTRUTURA DA VIA LÁCTEA
A Via Láctea é formada por três componentes principais: o disco, que produz
a faixa de estrelas que cruza o céu, o bojo, uma esfera composta por milhões de
estrelas localizada no centro do disco, e o halo, uma gigantesca esfera que engloba
o bojo e o disco, mas que é muito mais pobre em estrelas do que o disco e o bojo.
Somadas, essas três estruturas conferem uma massa de centenas de bilhões de
massas solares à nossa galáxia, uma massa acima da média para uma galáxia. O
centro da nossa galáxia se situa na direção da constelação de Sagitário. A imagem
26.2 mostra uma imagem de longa exposição do céu nessa direção. A figura 26.3
mostra a estrutura da Via Láctea.
A seguir, vamos analisar individualmente cada um dos componentes da Via
Láctea.
2
Figura 26.1: imagem de longa exposição da região de Sagitário, onde se situa o
centro da Via Láctea. Note a enorme quantidade de nebulosas escuras ao longo do
disco da galáxia, o que impede que observemos diretamente o centro da galáxia.
Fonte: apod.nasa.gov.
Figura 26.3: estrutura da Via Láctea. O tamanho das estruturas não está em
escala.
3
2.1
O disco
O disco da Via Láctea é gigantesco. Seu diâmetro é de cerca de 30 kpc, ou
100000 anos-luz. A espessura do disco é de apenas 1 kpc. É no disco da Via Láctea
que se encontra o sistema solar, e é por isso que vemos a Via Láctea como uma
faixa que cruza o céu. O disco é composto por centenas de bilhões de estrelas, por
um gás tênue disperso entre as estrelas e por densas nuvens moleculares e de
poeira. O sistema solar está localizado a aproximadamente metade da distância
entre o centro da Via Láctea e a extremidade do disco, ou seja, a cerca de 7,5 kpc
do seu centro.
A densidade de estrelas no disco da Via Láctea não é constante, caindo do
centro até sua periferia. As estrelas que compõem o disco da Via Láctea
apresentam características distintas daquelas que compõem o halo e o bojo. A
presença de nuvens moleculares torna o disco da Via Láctea a única estrutura que
ainda está formando estrelas; assim, as estrelas do disco são, em média, mais
jovens do que as estrelas do halo e do bojo. Além disso, as estrelas mais velhas do
disco não excedem 9 bilhões de anos de idade, enquanto que no halo e no bojo
existem estrelas quase tão velhas quanto o Universo. Assim, o disco deve ter se
formado cerca de 5 bilhões de anos depois da formação do halo e do bojo da Via
Láctea.
O formato do disco da Via Láctea é resultado do fato de que as estrelas que
o compõem, bem como o gás e a poeira, giram em torno do centro da galáxia de
forma mais ou menos conjunta. Assim, o disco da galáxia possui um eixo de
rotação definido, que passa pelo seu centro. O sistema solar inteiro orbita em torno
do centro da Via Láctea, levando cerca de 250 milhões de anos para dar uma volta
completa em torno do centro da galáxia. As estrelas na vizinhança do Sol giram a
aproximadamente 1000 km/h em torno do centro da galáxia.
No disco, ondas de densidade se propagam circularmente em torno do
centro da Via Láctea. Quando uma frente de onda atinge uma região do disco,
acelera o colapso de nuvens moleculares, dando origem a um surto de formação de
estrelas. Assim, a passagem de uma onda de densidade em uma região do disco é
acompanhada de estrelas muito mais jovens que a média e de nuvens moleculares
mais densas. Isso dá origem aos braços espirais, estruturas curvas ricas em
estrelas jovens que recobrem o disco. A figura 26.4 mostra o que se acredita ser o
aspecto da nossa galáxia vista de fora, incluindo seus braços espirais.
4
Figura 26.4: concepção artística da Via Láctea com seus braços espirais.
Fonte: apod.nasa.gov
As estrelas resultantes de um surto de formação estelar nos braços
geralmente estão associadas a um aglomerado de estelas, como já vimos na aula
17. Os aglomerados de estrelas que encontramos no disco da galáxia são chamados
aglomerados abertos. As estrelas de um aglomerado aberto possuem praticamente
a mesma idade, que corresponde aproximadamente ao tempo decorrido desde que
a onda de densidade atingiu a nuvem molecular que deu origem ao aglomerado. O
início da formação estelar em uma nuvem molecular faz com que a luz das estrelas
recém-formadas seja parcialmente refletida pela nuvem, formando as nebulosas de
reflexão (figura 26.5). Os aglomerados abertos, por se situarem no disco da
galáxia, se desintegram em algumas centenas de milhões de anos devido à
interação gravitacional das outras estrelas do disco; as estrelas de um aglomerado
aberto, com o tempo, se espalham pelo disco.
O disco da galáxia é rico em meio interestelar, um gás tênue misturado com
grãos de poeira. O meio interestelar tem baixíssima densidade, da ordem de
algumas partículas por centímetro cúbico. Apesar disso, o meio interestelar pode
interferir fortemente na aparência da galáxia vista da Terra. Isso acontece porque a
poeira presente no meio interestelar interage com a luz que a atravessa, dando
origem ao fenômeno da extinção interestelar. A luz de uma estrela, viajando
enormes distâncias para atingir a Terra, está sujeita a uma enorme quantidade
cumulativa de meio interestelar. O resultado é que a radiação proveniente da
estrela é parcialmente perdida, sendo apenas uma fração captada na Terra. Quanto
5
maior a densidade do meio interestelar e quanto mais distante a estrela, maior será
a extinção da sua luz. Além disso, as maiores freqüências de radiação visível são
mais afetadas pela extinção interestelar do que as menores freqüências, o que
produz um avermelhamento da luz da estrela. Devido à extinção interestelar,
grande parte do disco e do bojo da nossa galáxia, especialmente o extremo oposto
do disco da Via Láctea, não podem ser vistos da Terra. Regiões mais densas e frias
do meio interestelar, capazes de produzir enorme extinção da luz das estrelas, são
conhecidas como nebulosas escuras. As regiões mais escuras da via láctea
mostradas na figura 26.1 são exemplos de nebulosas escuras. Outro exemplo de
nebulosa escura é mostrado na figura 26.5.
Figura 26.5: a nebulosa escura Cabeça de Cavalo. Note que poucas estrelas podem
ser vistas na região mais escura, devido à extinção produzida pela nebulosa.
Acima, há uma nebulosa de reflexão.
Fonte: www.noao.edu
2.2
O bojo
O
bojo
ocupa
a
região
central
da
Via
Láctea.
É
um
sistema
aproximadamente esférico, com diâmetro aproximado de 5 kpc. O bojo é a mais
densa das estruturas da Via Láctea, tendo milhões de vezes mais estrelas por
unidade de volume do que a região do disco onde se encontra o sistema solar.
Diferentemente do disco, o bojo não apresenta um sentido preferencial de rotação
estelar, apresentando formato esférico devido ao fato de que as estrelas não giram
em torno de um mesmo eixo. O bojo da Via Láctea praticamente não apresenta
formação estelar, sendo desprovido de nuvens de gás e poeira.
6
2.3
O halo
O halo da Via Láctea é a mais extensa de suas estruturas, mas é a que
menos contribui para sua massa. Seu diâmetro é ligeiramente maior que o do
disco. Tem a forma de uma enorme esfera, de baixíssima densidade. O halo é
composto, além de estrelas isoladas e dispersas, por aglomerados muito massivos
de estrelas, chamados aglomerados globulares (figura 26.6). Os aglomerados
globulares contêm muito mais estrelas que os aglomerados abertos do disco, e são,
também, muito mais velhos. Uma vez que ocupam uma estrutura de muito baixa
densidade, os aglomerados globulares se mantêm quase intactos por muitos bilhões
de anos, ao contrário dos aglomerados abertos: alguns são quase tão velhos
quanto a idade do Universo. As estrelas dos aglomerados globulares são muito mais
velhas, e possuem muito menos elementos pesados, que as estrelas dos
aglomerados abertos. Assim, o halo é uma das estruturas mais antigas da nossa
galáxia.
Figura 26.6: o aglomerado globular M3.
Fonte: apod.nasa.gov.
3
CONSTITUIÇÃO DA VIA LÁCTEA
Não é somente de estrelas que a Via Láctea é constituída. A quase totalidade
da matéria da qual nossa galáxia é constituída se encontra em três formas
principais: estrelas, meio interestelar e matéria escura. Esses três componentes
possuem características particulares e se distribuem de maneira distinta na galáxia,
como veremos a seguir.
7
Estrelas: embora constituam a quase totalidade da matéria visível da Via
Láctea (matéria capaz de emitir e/ou refletir luz), as estrelas contêm somente cerca
de 18% da massa da nossa galáxia. A maior parte das estrelas se localiza no disco,
que, como vimos na seção 2.1, está formando estrelas continuamente. Estima-se
que o disco da Via Láctea forma em torno de 5 estrelas por ano, a partir do colapso
de nuvens de gás e poeira. Conforme estrelas de alta massa explodem em
supernovas, ejetam elementos pesados para o meio interestelar e, com isso, cada
nova geração de estrelas no disco nasce com uma maior proporção de elementos
pesados em sua constituição. A fração da massa de uma estrela que não está na
forma de hidrogênio ou de hélio é chamada metalicidade da estrela. Estrelas recém
formadas no disco da Via Láctea são estrelas de alta metalicidade; estrelas
formadas muito tempo atrás, tendo se formado de nuvens moleculares menos
enriquecidas com elementos pesados, possuem metalicidade mais baixa. Assim, o
disco da nossa galáxia contém tanto estrelas velhas como estrelas jovens, de alta e
de baixa metalicidade. Uma população de estrelas com essas características é
chamada de População I. Podemos dizer, resumidamente, que o disco da Via Láctea
é composto por estrelas de População I. Já o bojo e o halo da Via Láctea possuem
quase que exclusivamente estrelas muito velhas e de baixa metalicidade; nessas
regiões, onde praticamente não existe formação estelar, as estrelas surgiram nos
primórdios da formação da galáxia, a partir de nuvens moleculares de baixa
metalicidade. Tais estrelas são chamadas de População II. O bojo da Via Láctea e
as estrelas dos aglomerados globulares são constituídas de estrelas de População
II.
Meio interestelar: contendo cerca de 2% da massa da nossa galáxia, o
meio interestelar é constituído por cerca de 99% de gás, principalmente na forma
de hidrogênio e hélio, e 1% de poeira, na forma de pequenos grãos de carbonatos e
silicatos. A maior parte do meio interestelar se encontra no disco da Via Láctea, na
forma de gás quente (geralmente em regiões próximas a estrelas luminosas, que
aquecem o meio interestelar) ou nuvens de hidrogênio neutro ou molecular. Como
vimos na aula 17, é a partir das nuvens do meio interestelar que novas gerações de
estrelas se formam na Via Láctea.
Matéria escura: as estrelas e o meio interestelar constituem toda a matéria
visível da Via Láctea, mas respondem por somente cerca de 20% de sua massa. Os
80% restantes se encontram em uma forma de matéria sobre a qual pouco se
conhece, chamada matéria escura. Sua característica mais marcante é ser capaz de
interagir gravitacionalmente com os outros componentes da galáxia, mas não
interagir (ou interagir muito fracamente) com a luz. É isso que torna a matéria
escura tão peculiar e misteriosa: não podemos detectar sua presença diretamente,
8
uma vez que não emite nem absorve luz, sendo necessário inferir sua presença a
partir do seu efeito gravitacional. A manifestação mais marcante da matéria escura
na Via Láctea pode ser observada na curva de rotação da nossa galáxia, um
diagrama que mostra a velocidade de rotação do disco da galáxia em função da
distância ao centro da galáxia. A figura 26.7 mostra a curva de rotação da Via
Láctea, medida a partir da velocidade de rotação das nuvens moleculares presentes
nos braços espirais, e sobreposta a uma imagem simulada da Via Láctea. A linha
tracejada mostra a curva de rotação que deveríamos esperar se toda a matéria da
galáxia estivesse na forma de gás e estrelas e visível na imagem simulada; a linha
contínua mostra a curva de rotação observada. Podemos perceber, nessa figura,
que, embora a matéria visível da Via Láctea seja cada vez mais tênue na periferia
da galáxia, a velocidade de rotação do disco não cai, como seria esperado. Para
explicar a alta velocidade de rotação do disco observada a grandes distâncias do
centro da galáxia, é necessário que exista matéria em alguma forma não visível e
se distribuindo até distâncias bem maiores em relação ao centro da galáxia do que
a matéria na forma de estrelas e gás. O tipo de matéria que constitui a matéria
escura ainda não é conhecido; dentre as hipóteses já elaboradas para explicar a
matéria escura, estão partículas elementares (como neutrinos e áxions), anãs
marrons (ver aula 17) e buracos negros.
A matéria escura não ocorre exclusivamente na Via Láctea: podemos
observar a presença de matéria escura em outras galáxias e mesmo em objetos
astronômicos em ainda maiores escalas, como veremos nas aulas 28 e 29.
Figura 26.7: curva de rotação da Via Láctea. A linha tracejada é a curva de rotação
esperada se toda a massa da galáxia está na forma de estrelas e gás; a linha
contínua é a curva observada.
9
ATIVIDADES
Embora estejamos situados no seu interior, podemos ter um bom vislumbre
da estrutura da Via Láctea observando o céu em diferentes regiões e comparandoas. Vá ao site Skyview, que oferece imagens de todo o céu, no endereço
http://skyview.gsfc.nasa.gov/cgi-bin/query.
No
campo
“Coordinates or Source”,
coloque quaisquer coordenadas equatoriais; no campo “SkyView Surveys”, marque a opção
“DSS” e, nos campos “Image size (pixels)” e “Image Size (degrees)”, coloque “1000” e “5”,
respectivamente. Pressione o botão “Submit Request” e obtenha a imagem do céu nessa
região. Faça isso para pelo menos cinco regiões distintas e também para o centro da galáxia,
cujas coordenadas estão no corpo do texto desta aula. Compare o número de estrelas e a
presença de outras estruturas em todas essas imagens, e tente avaliar que região da galáxia
cada uma das imagens está mostrando.
RESUMO
Nesta aula, você viu:
A estrutura e a constituição da Via Láctea.
O conceito de extinção interestelar.
As propriedades das estrelas e do meio interestelar na Via Láctea.
O conceito de matéria escura.
REFERÊNCIAS
BINNEY, J.; MERRIFIELD, M. Galactic Astronomy. Princeton: Princeton University
Press, 1998.
LONGAIR, Malcolm S. Galaxy Formation. 2.ed. Berlim: Springer-Verlag, 2008.
NETO, Gastão Lima. Astronomia extragalática: notas de aula. Disponível em:
http://www.astro.iag.usp.br/~gastao/Extragal.html. Acesso em: 23 maio 2011.
VÁRIOS AUTORES. Astronomia: uma visão geral do universo. 2.ed. 3.reimpr.
São Paulo: Editora da Universidade de São Paulo, 2008.
10
AULA 27 – LOCALIZANDO O CENTRO DA VIA LÁCTEA
OBJETIVOS:
Ao final desta aula, o aluno deverá:
saber extrair informações a respeito da distribuição física dos aglomerados
globulares através de seus dados de posição e distância;
saber extrair informações sobre a estrutura da Via Láctea a partir dos
aglomerados globulares.
1
INTRODUÇÃO
Na aula 26, vimos os principais componentes da Via Láctea e suas
características. Como estamos situados no interior da Via Láctea, não é simples
obter informações sobre sua estrutura. Na aula de hoje, vamos utilizar dados
observacionais de posição e distância de uma amostra de aglomerados globulares
da nossa galáxia para obter informações sobre sua estrutura. Veremos que é
possível, analisando somente a distribuição de aglomerados globulares no céu e
suas distâncias ao Sol, determinar a direção do centro da Via Láctea e a posição do
Sol no interior da galáxia.
2
METODOLOGIA
A tabela 27.1 fornece as coordenadas equatoriais de 50 aglomerados
globulares pertencentes à Via Láctea, bem como sua distância estimada ao Sol em
kpc. Uma vez que dispomos tanto das coordenadas quanto as distâncias dos
aglomerados globulares, a tabela 27.1 nos fornece informações sobre a distribuição
dos aglomerados globulares no espaço. Considerando que os aglomerados
globulares se distribuem no halo da Via Láctea e são mais abundantes no centro da
galáxia do que em sua periferia, a tabela 27.1 contém informações sobre a
estrutura tridimensional do halo da galáxia. O centro dessa distribuição deve
coincidir com o centro do halo, ou seja, o centro da galáxia.
Aglomerado
ࢻ
ࢾ
R (kpc)
NGC 104
NGC 362
Palomar 1
NGC 1851
NGC 2298
00h 24m 05,2s
01h 03m 14,3s
03h 33m 23,0s
05h 14m 06,3s
06h 48m 59,2s
-72o 04' 51''
-70o 50' 54''
+79o 34' 50''
-40o 02' 50''
-36o 00' 19''
4,51
8,49
10,91
12,11
10,70
11
NGC 3201
NGC 4147
NGC 4590
NGC 5024
NGC 5286
NGC 5634
IC 4499
Palomar 5
NGC 5904
Palomar 14
NGC 6121
NGC 6144
NGC 6171
NGC 6218
NGC 6254
Palomar 15
NGC 6273
NGC 6293
NGC 6341
NGC 6333
NGC 6356
IC 1257
Pismis 26
NGC 6402
NGC 6397
NGC 6426
UKS 1751-241
E456-SC38
NGC 6522
NGC 6528
NGC 6544
NGC 6558
NGC 6569
NGC 6624
NGC 6637
NGC 6656
NGC 6681
NGC 6717
NGC 6752
NGC 6779
Palomar 11
NGC 6864
NGC 7006
NGC 7099
Palomar 13
10h 17m 36,8s
12h 10m 06,2s
12h 39m 28,0s
13h 12m 55,3s
13h 46m 26,5s
14h 29m 37,3s
15h 00m 18,5s
15h 16m 05,3s
15h 18m 33,8s
16h 11m 04,9s
16h 23m 35,5s
16h 27m 14,1s
16h 32m 31,9s
16h 47m 14,5s
16h 57m 08,9s
17h 00m 02,4s
17h 02m 37,7s
17h 10m 10,4s
17h 17m 07,3s
17h 19m 11,8s
17h 23m 35,0s
17h 27m 08,5s
17h 36m 10,5s
17h 37m 36,1s
17h 40m 41,3s
17h 44m 54,7s
17h 54m 27,2s
18h 01m 49,1s
18h 03m 34,1s
18h 04m 49,6s
18h 07m 20,6s
18h 10m 18,4s
18h 13m 38,9s
18h 23m 40,5s
18h 31m 23,2s
18h 36m 24,2s
18h 43m 12,7s
18h 55m 06,2s
19h 10m 51,8s
19h 16m 35,5s
19h 45m 14,4s
20h 06m 04,8s
21h 01m 29,5s
21h 40m 22,0s
23h 06m 44,4s
-46o 24' 40''
+18o 32' 31''
-26o 44' 34''
+18o 10' 09''
-51o 22' 24''
-05o 58' 35''
-82o 12' 49''
-00o 06' 41''
+02o 04' 58''
+14o 57' 29''
-26o 31' 31''
-26o 01' 29''
-13o 03' 13''
-01o 56' 52''
-04o 05' 58''
-00o 32' 31''
-26o 16' 05''
-26o 34' 54''
+43o 08' 11''
-18o 30' 59''
-17o 48' 47''
-07o 05' 35''
-38o 33' 12''
-03o 14' 45''
-53o 40' 25''
+03o 10' 13''
-24o 08' 43''
-27o 49' 33''
-30o 02' 02''
-30o 03' 21''
-24o 59' 51''
-31o 45' 49''
-31o 49' 35''
-30o 21' 40''
-32o 20' 53''
-23o 54' 12''
-32o 17' 31''
-22o 42' 03''
-59o 58' 55''
+30o 11' 05''
-08o 00' 26''
-21o 55' 17''
+16o 11' 15''
-23o 10' 45''
+12o 46' 19''
5,00
19,28
10,21
17,78
11,01
25,20
18,89
23,21
7,51
73,89
2,21
8,49
6,41
4,91
4,41
44,61
8,58
8,80
8,19
7,91
15,21
24,99
8,09
9,29
2,30
20,70
8,31
6,71
7,79
7,91
2,70
7,39
10,70
7,91
9,11
3,19
9,01
7,08
3,99
10,09
13,00
20,70
41,51
8,00
25,78
Tabela 27.1: coordenadas equatoriais e distâncias ao Sol de 50
aglomerados globulares da Via Láctea.
Fonte: spider.seds.org.
12
Através dos dados fornecidos nessa tabela, você vai estimar as coordenadas
do centro da Via Láctea, o raio do halo da galáxia e a distância ocupada pelo Sol
em relação ao seu centro. Para isso, siga os passos abaixo:
1) Marque as coordenadas de cada aglomerado globular sobre a
figura 27.1. Isso vai nos fornecer uma ideia de como os
aglomerados globulares se distribuem no céu.
2) Marque a ascensão reta e a distância ao Sol de cada
aglomerado globular sobre o diagrama polar da figura 27.2.
Isso fornece informações sobre a distribuição dos aglomerados
globulares no espaço. Note que esse diagrama vai até uma
distância de 30 kpc, implicando que os 3 aglomerados mais
distantes ao Sol não vão aparecer no diagrama.
Figura 27.1: diagrama de coordenadas equatoriais da amostra de aglomerados
globulares da tabela 27.1.
13
Figura 27.2: diagrama polar de distância (R) em função da ascensão reta da
amostra de aglomerados globulares da tabela 27.1.
3
ANÁLISE DOS RESULTADOS
De posse dos dois diagramas que você construiu, sobre as figuras 27.1 e
27.2, analise os seguintes pontos:
1) Os aglomerados globulares são mais abundantes no centro do
halo da galáxia. Através da figura 27.1, obtenha uma estimativa
das coordenadas do centro da Via Láctea. Localize essas
coordenadas nas figuras 13.5 a 13.8 da aula 13. O centro da Via
Láctea, que você determinou, se situa em que constelação?
2) Usando a figura 27.2, obtenha uma estimativa da distância do
centro da Via Láctea ao Sol (ou seja, a distância do Sol ao
centro da galáxia).
3) Ainda usando a figura 27.2, obtenha uma estimativa do raio do
halo da galáxia, ou seja, o raio da distribuição que contém a
maior parte dos aglomerados globulares da Via Láctea. Como
14
essa estimativa se compara com a extensão dos componentes
da Via Láctea, discutidos na aula 26?
RESUMO
Nesta aula, você viu:
Como
extrair
informações
sobre
a
distribuição
espacial
dos
aglomerados globulares a partir de dados de posição e distância.
Como usar esses dados para inferir informações sobre a estrutura da
Via Láctea.
15
AULA 28 – OUTRAS GALÁXIAS
OBJETIVOS:
Ao final desta aula, o aluno deverá:
1
conhecer os diferentes tipos de galáxias;
ter noções sobre a formação e a evolução das galáxias.
INTRODUÇÃO
A Via Láctea é apenas uma das muitas bilhões de galáxias existentes no
universo. As estrelas são encontradas quase que exclusivamente no interior dessas
estruturas. As galáxias apresentam uma ampla variedade de massas, tamanhos,
morfologias e constituições. Nesta aula, vamos aprender um pouco sobre as demais
galáxias existentes no universo, quais as diferenças e semelhanças da Via Láctea
com elas, como elas se formam e por quais processos evoluem.
2
A MORFOLOGIA DAS GALÁXIAS
As galáxias mais brilhantes do céu podem ser divididas em quatro tipos
morfológicos principais: galáxias espirais, elípticas, lenticulares e irregulares. A
seguir, vamos ver o que caracteriza as galáxias de cada um desses tipos
morfológicos.
2.1
Galáxias espirais
As galáxias espirais são, grosso modo, as galáxias que apresentam as
estruturas chamadas braços espirais, estruturas essas de que a Via Láctea também
dispõe. Essas galáxias, portanto, apresentam uma estrutura semelhante à da Via
Láctea: um bojo central, um disco estelar onde se encontram os braços espirais, e
um halo. Costuma-se representar uma galáxia espiral pela letra S (do inglês,
spiral).
Em uma galáxia espiral, o tamanho e a morfologia dos braços espirais está
relacionada com o tamanho relativo do bojo: quanto mais espessos e intensos são
os braços espirais, menos "enrolados" eles são e menor é o tamanho do bojo. A
partir dessa constatação, podemos classificar as galáxias espirais de acordo com o
tamanho dos seus braços espirais e do seu bojo. As galáxias Sa são aquelas que
possuem braços tão finos e espiralados que quase não podem ser vistos, e são
16
dotadas, também, de um bojo muito pronunciado (veja a figura 28.1). As galáxias
Sd possuem braços muito intensos e pouco espiralados, e seu bojo é diminuto. As
galáxias Sb e Sc são intermediárias entre os tipos Sa e Sd (veja as figuras 28.2 e
28.3).
Figura 28.1: a galáxia Sombrero, uma espiral Sa.
Fonte: www.eso.org.
Figura 28.2: a galáxia NGC 2841, uma espiral Sb.
Fonte: apod.nasa.gov.
17
Figura 28.3: a galáxia NGC 628, uma espiral Sc.
Fonte: sci.esa.int.
Sendo dotadas de discos estelares e de braços espirais que varrem esses
discos, as galáxias espirais apresentam alguma quantidade de gás interestelar e
estrelas em formação. A taxa de formação de estrelas e a quantidade de gás
dependem do tipo morfológico da galáxia: as galáxias Sd são as mais ricas em gás
e as que mais formam estrelas, o que explica a importância dos braços espirais em
relação à galáxia como um todo; as galáxias Sa estão próximas de esgotar seu
estoque de gás e sua formação estelar é muito baixa. Como as estrelas mais azuis
que existem, as de tipo espectral O e B, explodem em supernovas muito
rapidamente, é nas espirais Sc que encontramos a maior proporção de estrelas
azuis, que ainda não tiveram tempo de explodir; assim, as galáxias Sd são mais
azuis do que as galáxias Sa.
Uma galáxia pode ou não apresentar uma estrutura que atravessa seu bojo
e é chamada de barra. As barras têm a aparência de cilindros que cruzam o centro
da galáxia e a partir do qual brotam os braços espirais. As galáxias espirais com
barra são representadas pela sigla SB, e seguem uma classificação semelhante à
das galáxias desprovidas de barra: a uma galáxia espiral Sa, desprovida de barra,
corresponde uma galáxia SBa, que é em tudo semelhante a uma espiral Sa
18
"normal" exceto pela presença de uma barra; a uma galáxia espiral Sd,
corresponde uma galáxia espiral com barra SBd, e assim por diante (ver figuras
28.4 e 28.5).
Figura 28.4: a galáxia NGC 1300, uma espiral barrada, do tipo SBb.
Fonte: hubblesite.org.
Figura 28.5: a galáxia NGC 7424, uma espiral barrada, do tipo SBc.
Fonte: www.eso.org.
19
As galáxias espirais possuem massas tipicamente entre 109 e 1012 massas
solares. Cerca de 70% das galáxias mais luminosas do universo são espirais. Seu
tamanho tipicamente varia entre 5 e 50 kpc.
Existe um tipo de galáxia de tamanho diminuto, chegando a apenas algumas
centenas de parsecs; as anãs esferoidais.
São galáxias de muito baixa massa e
que apresentam uma morfologia muito difusa. Pouco ainda se conhece sobre elas,
mas suas cores e proporção de gás são mais semelhantes às das espirais Sd ou das
galáxias irregulares (ver seção 2.4).
2.2
Galáxias elípticas
As galáxias elípticas possuem, como seu próprio nome diz, um formato de
elipse quando observadas no céu. Seu formato intrínseco é o de um esferóide,
podendo se oblato, prolato ou esférico (ver figura 28.6). Em uma galáxia elíptica,
não existem braços espirais. A estrutura de uma galáxia elíptica é, em geral, mais
simples do que o de uma galáxia espiral: apenas uma grande esfera de estrelas,
semelhante ao bojo de uma espiral, e um halo mais extenso que o envolve,
populado por aglomerados globulares.
Figura 28.6: as galáxias elípticas NGC 4458 (à esquerda) e NGC 4660 (à direita).
Fonte: hubblesite.org.
20
As galáxias elípticas quase não apresentam rotação, ao contrário das
espirais, que giram a alta velocidade. Em uma galáxia elíptica, as órbitas das
estrelas são independentes, sem um plano preferencial. A densidade de estrelas em
uma galáxia elíptica cai bruscamente do centro para a periferia da galáxia.
As galáxias elípticas são representadas pela letra E. Podemos classificar as
galáxias elípticas de acordo com seu formato aparente, inserindo um número ao
lado da letra E que indica a intensidade do achatamento aparente da galáxia.
Assim, as galáxias elípticas que se apresentam como um disco circular formam o
tipo E0; conforme o achatamento da galáxia aumenta, seu tipo passa para E1, E2,
E3 e assim sucessivamente; em geral não existem galáxias mais achatadas que o
tipo E7.
A formação de estrelas em galáxias elípticas é praticamente nula, e a
quantidade de gás nessas galáxias é mínima. Assim, a população de estrelas de
uma galáxia elíptica é em geral muito mais velha do que nas espirais. Desprovida
de estrelas azuis, que já explodiram em supernovas, as galáxias elípticas são muito
mais vermelhas do que as espirais. Podemos dizer que as galáxias elípticas são
principalmente compostas por estrelas de População II.
As galáxias elípticas possuem massas tipicamente entre 105 e 1013 massas
solares, e se estendem tipicamente de 1 a 200 kpc. As maiores galáxias elípticas
formam uma classe em separado, as elípticas gigantes, e podem chegar a alguns
milhões de parsecs de diâmetro.
As galáxias elípticas anãs são uma classe de galáxias elípticas de dimensões
diminutas, mas com morfologia coerente com as das galáxias elípticas em geral.
Essas galáxias podem ter apenas alguns milhões de massas solares, o que é pouco
para uma galáxia.
2.3
Galáxias lenticulares
As galáxias lenticulares são, sob muitos aspectos, intermediárias entre as
galáxias elípticas e as galáxias espirais. Elas apresentam um disco estelar, mas
esse disco é muito mais espesso do que nas galáxias espirais, e é desprovido de
braços espirais (ver figura 28.7). São quase desprovidas de formação estelar,
embora apresentem alguma quantidade de gás e poeira – sendo assim, são
caracterizadas por uma População II. Além disso, seu bojo é, em geral,
proporcionalmente maior que o bojo das espirais Sa. As galáxias lenticulares são
representadas pela sigla S0. Assim como as espirais, as lenticulares podem ter
barras; nesse caso, são denominadas SB0.
21
2.4
Galáxias irregulares
À classe das galáxias irregulares pertencem galáxias cuja morfologia não
apresenta uma regularidade marcante, ou que, embora sejam semelhantes a algum
dos outros tipos morfológicos, apresentem perturbações sensíveis em seu formato
(ver figura 28.8). As galáxias irregulares são, em geral, bem menos massivas que
as demais galáxias, apresentam uma grande quantidade de gás e poeira e são
muito azuis, evidenciando a presença de estrelas jovens e formação estelar. As
galáxias irregulares têm massas entre 106 e 1011 massas solares, e se estendem de
1 a 10 kpc.
Figura 28.7: a galáxia lenticular NGC 5866.
Fonte: apod.nasa.gov.
Figura 28.8: a galáxia irregular NGC 4449.
Fonte: hubblesite.gov.
22
3
FORMAÇÃO E EVOLUÇÃO DE GALÁXIAS
As diferenças morfológicas entre as diferentes galáxias expressam o
histórico de formação e evolução das mesmas. Os mecanismos responsáveis pela
formação de um disco nas galáxias espirais e lenticulares, por exemplo, devem
estar ausentes, ou ser afetados por outros mecanismos, em galáxias elípticas.
Embora ainda não se conheçam tais mecanismos com precisão, existe um cenário
de formação e evolução de galáxias que apresenta boa concordância com as
observações. Esse cenário envolve a formação de proto-galáxias nos primórdios do
universo e conseqüente interação das proto-galáxias entre si.
Alguns milhões de anos após o Big Bang, a matéria no universo era fria o
suficiente para colapsar gravitacionalmente. Embora o universo fosse muito
aproximadamente homogêneo, perturbações locais de densidade produziam força
gravitacional sobre a matéria circundante, fazendo com que as flutuações de
densidade se amplificassem com o tempo. Essas regiões mais densas, conforme
aumentavam de massa devido à captura da matéria circundante, tornaram-se halos
aproximadamente esféricos, dominados por matéria escura. É a partir desses halos,
chamados proto-galáxias, é que irão surgir as primeiras galáxias propriamente
ditas.
A matéria ordinária, que viria a dar origem ao meio interestelar e às
estrelas, continuou colapsando em direção ao centro desses halos; suas partículas
constituintes, principalmente hidrogênio e hélio, ao colidirem umas com as outras e
e trocarem energia entre si, conduziram a porção de matéria ordinária da protogaláxia em direção a um estado de quase-equilíbrio em grande escala, equilibrando
a força gravitacional com a pressão interna do gás e encerrando o colapso. Se o
halo originalmente apresentasse rotação em torno de um eixo, por menor que
fosse, a velocidade angular de rotação seria amplificada durante o colapso, por
conservação de momento angular; assim, um disco de matéria seria formado, e
teríamos o precursor de uma galáxia contendo um disco, como as espirais e
lenticulares. O resfriamento da porção de matéria ordinária daria origem às estrelas
e às nuvens de gás do meio interestelar. A matéria escura, não sendo interagente
de nenhuma outra forma exceto a gravitacional, não consegue resfriar e colapsar,
produzindo um enorme halo circundante.
Se o processo de formação das galáxias fosse totalmente descrito por esse
mecanismo, não teríamos a variedade morfológica de galáxias observada. Porém,
esse processo não acontece de forma isolada: na vizinhança de uma proto-galáxia
qualquer, outras proto-galáxias, de massas e tamanhos variados, também estão se
formando. Assim, a formação de uma galáxia envolve a interação da proto-galáxia
23
da qual nasceu com as proto-galáxias vizinhas. As interações entre uma protogaláxia de alta massa com vizinhas menos massivas pode produzir a ruptura dessas
últimas, que podem ser engolidas pela primeira. Assim, as menores estruturas do
universo jovem se fundem, produzindo objetos cada vez maiores. Quando mais
massiva a proto-galáxia, mais vizinhas ela consegue absorver. Assim, temos um
cenário onde a formação de galáxias é um fenômeno que obedece a uma hierarquia
de massas – daí o nome de modelo hierárquico de formação de estruturas a esse
cenário.
Após passar do período de proto-galáxia, completar seu colapso e formar
suas primeiras gerações de estrelas, as galáxias podem continuar sua interação
com suas vizinhas. Se uma galáxia recém formada colide com objetos de massa
muito baixa, é capaz de manter sua estrutura original mais ou menos intacta.
Assim, discos estelares são capazes de sobreviver ao processo de formação da
galáxia, e se tornarem cada vez maiores conforme a galáxia captura suas vizinhas.
As galáxias espirais que observamos no universo local podem dever seu disco a
esse processo. Se a colisão ocorre entre duas galáxias com massas não muito
diferentes, o disco original da galáxia mais massiva pode sobreviver, mas será
perturbado e provavelmente terá uma estrutura diferente do disco original; o
resultado de colisões desse tipo pode corresponder às galáxias lenticulares. Porém,
se duas galáxias recém formadas, de massas semelhantes, colidirem, essa colisão
provavelmente irá produzir uma perturbação tão grande nas órbitas das estrelas
que as compõem que o resultado dessa colisão será a destruição das estruturas
existentes nas galáxias originais. As estrelas, após a colisão, terão órbitas
aleatórias em torno do centro de massa do sistema, e não órbitas coerentes como
as mostradas pelas estrelas em discos. Um sistema desse tipo, dominado por
estrelas com órbitas aleatórias em torno do centro de massa, é semelhante às
galáxias elípticas e aos bojos das galáxias espirais. Quando duas galáxias de
massas semelhantes colidem, as nuvens de gás presentes nas galáxias originais
são
tão
perturbadas
no
choque
que
entram
em
colapso
quase
que
instantaneamente, produzindo uma nova geração de estrelas e deixando o sistema
final praticamente desprovido de gás. Com isso, o produto da colisão será incapaz
de formar novas estrelas, sendo semelhante às galáxias elípticas e aos bojos das
espirais também nesse aspecto. As colisões entre galáxias podem acontecer não
somente quando as galáxias são jovens, mas também muito depois de sua
formação, e mesmo no universo atual.
Assim, podemos dividir as galáxias em três grupos, de acordo com seu
histórico de formação e de evolução: as galáxias massivas que mantiveram um
disco estelar mais ou menos intacto até o presente; as galáxias que sofreram
24
colisões com outras galáxias de alta massa em algum momento de sua evolução; e
as galáxias pouco massivas que evoluíram diretamente da fase de proto-galáxia,
com pouca interação com suas vizinhas. Esses três grupos, acredita-se, dariam
origem às galáxias espirais, às elípticas e lenticulares, e às anãs, respectivamente.
As galáxias irregulares seriam galáxias anãs perturbadas por algum mecanismo
independente, ou galáxias que estão atualmente passando por interações e, por
isso, apresentam morfologia perturbada.
ATIVIDADES
Listamos abaixo a lista das dez galáxias mais brilhantes do céu. Vá ao site
Skyview,
que
oferece
imagens
de
http://skyview.gsfc.nasa.gov/cgi-bin/query.
todo
No
o
campo
céu,
no
endereço
“Coordinates or Source”,
coloque o nome de cada uma das galáxias da lista abaixo; no campo “SkyView Surveys”,
marque a opção “DSS” e, nos campos “Image size (pixels)” e “Image Size (degrees)”,
coloque “1000” e “5”, respectivamente. Pressione o botão “Submit Request” e obtenha a
imagem da galáxia em questão. Observando essa imagem, tente determinar, de forma
aproximada, o tipo morfológico de cada uma das dez galáxias abaixo, e descreva qual o
provável histórico de formação e evolução de cada uma delas, com base no que foi visto
nesta aula.
NGC 55
NGC 134
NGC 147
NGC 157
NGC 185
NGC 205
NGC 221
NGC 224
NGC 247
NGC 253
RESUMO
Nesta aula, você viu:
Os diferentes tipos de galáxias no Universo.
O modelo mais aceito atualmente de como as galáxias se formam e
evoluem.
25
REFERÊNCIAS
BINNEY, J.; MERRIFIELD, M. Galactic Astronomy. Princeton: Princeton University
Press, 1998.
LONGAIR, Malcolm S. Galaxy Formation. 2.ed. BERLIM: Springer-Verlag, 2008.
NETO, Gastão Lima. Astronomia extragalática: notas de aula. Disponível em:
http://www.astro.iag.usp.br/~gastao/Extragal.html. Acesso em: 23 maio 2011.
VÁRIOS AUTORES. Astronomia: uma visão geral do universo. 2.ed. 3.reimpr.
São Paulo: Editora da Universidade de São Paulo, 2008.
26
AULA 29 – O UNIVERSO EM GRANDE ESCALA
OBJETIVOS:
Ao final desta aula, o aluno deverá:
1
conhecer os objetos astronômicos nas proximidades da Via Láctea;
ter noções de como a matéria se distribui em grande escala no universo.
INTRODUÇÃO
As galáxias não se distribuem aleatoriamente no espaço, apresentando uma
forte tendência à aglomeração. É muito mais freqüente que encontremos galáxias
em pares, em trios, em grupos de algumas dezenas ou centenas, ou mesmo em
vastas concentrações de milhares de galáxias. Por trás dessa tendência à
aglomeração está a força fundamental que conduz o colapso da matéria no
universo: a gravitação. A batalha entre a expansão do universo, que tende a
afastar as porções de matéria, com a força gravitacional, que tende a amplificar as
flutuações de densidade locais, como vimos brevemente na aula 28, resulta na
formação de concentrações de galáxias permeadas por regiões de muito baixa
densidade. Nossa galáxia, a Via Láctea, também está associada a esse tipo de
concentração. Nesta aula, vamos estudar como as galáxias se distribuem no
universo, os tipos de sistemas astronômicos que formam e como a matéria se
distribui em grande escala.
2
OS SATÉLITES DA VIA LÁCTEA
Como vimos na aula 28, a formação de uma galáxia, e o processo de
acréscimo de sua massa, está diretamente associado à absorção de sistemas
vizinhos de mais baixa massa. O processo de absorção dos objetos vizinhos tem
alguma eficiência, sendo natural imaginarmos que pelo menos parte da vizinhança
consegue sobreviver ao processo. De fato, as galáxias massivas quase sempre
apresentam um conjunto de galáxias-satélites, geralmente de massa muito menor
que a sua própria. Essas galáxias-satélites orbitam a galáxia principal, às vezes em
processo de destruição pelo seu intenso campo gravitacional.
A Via Láctea, uma galáxia de massa bem acima da média das galáxias em
sua vizinhança, apresenta um conjunto de galáxias-satélites. Algumas dessas
galáxias-satélites estão visivelmente em processo de desintegração e absorção pela
Via Láctea. Cerca de 20 galáxias-satélites já foram encontradas, e esse número
27
pode subir, conforme novos sistemas forem descobertos e confirmados como
satélites da Via Láctea. A grande maioria dos satélites da Via Láctea é composta
por galáxias de muito baixa massa, correspondendo a elípticas anãs e anãs
esferoidais (ver aula 28), se distribuindo desde a periferia da Via Láctea até
distâncias de aproximadamente 200 kpc do seu centro, quase dez vezes o diâmetro
da nossa galáxia. Dentre todos os satélites da Via Láctea, três merecem atenção
especial: a Anã de Sagittarius, a Grande Nuvem de Magalhães e a Pequena Nuvem
de Magalhães. A seguir, veremos algumas de suas características.
A Grande Nuvem de Magalhães: é a maior das galáxias-satélites da Via
Láctea, com uma massa aproximada de 1010 massas solares, ou aproximadamente
um centésimo da massa da nossa galáxia. Situada a 50 kpc de distância do Sol e
com 7 kpc de diâmetro aproximado, é facilmente observável a olho nu, no
hemisfério sul celeste, entre as constelações de Mensa e Doradus, em noites de céu
límpido. Sua morfologia é irregular, possuindo uma barra proeminente e traços de
braços espirais, o que sugere que essa galáxia fosse originalmente uma espiral
barrada e que tenha sido perturbada pela interação com a Via Láctea e com outras
galáxias satélites. A Grande Nuvem de Magalhães (figura 29.1) é dotada de várias
dezenas de aglomerados globulares, é rica em gás interestelar e está atualmente
formando estrelas.
Figura 29.1: a Grande Nuvem de Magalhães, satélite da Via Láctea.
Fonte: T. Credner, S. Kohle, AlltheSky.com.
28
A Pequena Nuvem de Magalhães: é a segunda maior galáxia-satélite da
via Láctea e se localiza, no céu, muito próximo à Grande Nuvem de Magalhães, daí
a semelhança entre seus nomes. É, também, visível no céu em noites límpidas,
embora seja mais distante do que a Grande Nuvem de Magalhães (65 kpc do Sol),
seja menor (com 3 kpc de diâmetro médio) e tenha menos massa (cerca de 2×109
massas solares) do que esta. Sua morfologia (ver figura 29.2) é semelhante à da
Grande Nuvem de Magalhães, embora seja mais irregular. As duas Nuvens de
Magalhães formam um par físico, orbitando a Via Láctea em órbitas semelhantes.
Figura 29.2: a Pequena Nuvem de Magalhães, satélite da Via Láctea.
Fonte: www.nasa.gov.
A Anã de Sagittarius: é uma galáxia anã esferoidal situada a cerca de 20
kpc do Sol, com uma massa de apenas 1/10000 da massa da Via Láctea. Invisível a
olho nu, é uma galáxia notável por estar em processo avançado de desintegração.
A órbita dessa galáxia em torno da Via Láctea cruza seu disco; estima-se que,
desde sua captura pela Via Láctea, a Anã de Sagittarius (figura 29.3) tenha cruzado
o disco da via Láctea cerca de dez vezes, tendo perdido, na interação com o disco,
de um terço a metade de sua massa. Sua morfologia é alongada, tendo a
concentração principal deixado atrás de si um feixe de estrelas dispersas. As
estrelas da Anã de Sagittarius são majoritariamente de População II. Associados à
anã de Sagitário existem, pelo menos, quatro aglomerados globulares.
29
Figura 29.3: a Anã de Sagitário, satélite da Via Láctea.
Fonte: hubblesite.org.
3
O GRUPO LOCAL
Além de seus satélites, a Via Láctea possui em sua vizinhança um conjunto
de
galáxias
que
não
orbitam
em
torno
desta,
mas
que
estão
ligadas
gravitacionalmente a ela. Esse conjunto conta com algumas dezenas de galáxias, se
estende por uma região de cerca de 1 Mpc de diâmetro e tem uma massa em torno
de 1012 massas solares, e constitui um grupo de galáxias; o grupo da qual a Via
Láctea e seus satélites fazem parte é chamado grupo local.
As três galáxias mais importantes do grupo local são a Via Láctea, a galáxia
de Andrômeda (figura 29.4) e a galáxia do Triângulo (figura 29.5), todas galáxias
espirais. Essas três galáxias e seus respectivos satélites constituem a quase
totalidade das galáxias do grupo local. A galáxia de Andrômeda é a maior das
galáxias do grupo local, um pouco mais extensa do que a Via Láctea, mas suas
massas são muito semelhantes. As galáxias do grupo local orbitam em torno do
centro de massa do sistema, que se encontra aproximadamente a meio caminho
entre a Via Láctea e a galáxia de Andrômeda, a cerca de 350 kpc de distância da
Terra. As velocidades relativas entre Andrômeda
e a Via Láctea são de
aproximação; é possível que suas trajetórias dentro do grupo local sejam tais que,
em 4 ou 5 bilhões de anos, as duas galáxias colidam, produzindo uma nova e muito
30
mais massiva galáxia no processo (provavelmente uma galáxia elíptica – ver aula
28).
Figura 29.4: a galáxia de Andrômeda.
Fonte: skyview.gsfc.nasa.gov
skyview.gsfc.nasa.gov.
Figura 29.5: a galáxia do Triângulo.
Fonte: skyview.gsfc.nasa.gov
skyview.gsfc.nasa.gov.
31
4
GRUPOS E AGLOMERADOS DE GALÁXIAS
Em torno do grupo local, existem outros grupos de galáxias, associações de
algumas dezenas de galáxias que compartilham um centro de massa. Os grupos
estão separados entre si por regiões de baixa densidade, onde há poucas galáxias.
galá
O grupo de galáxias mais próximo do grupo local é o grupo de Maffei,
Maffei contendo
pouco mais de uma dezena de membros e situado a cerca de 3 Mpc de distância da
Via Láctea (ver figura 29.6). Outros grupos das vizinhanças do grupo local incluem
o grupo de M81,, contendo cerca de trinta galáxias e localizado a 3,7 Mpc de
distância (ver figura 29.7),
.7), e o grupo de M101,, a 7,7 Mpc de distância e contando
com cerca de 20 membros (figura 29.8).
Figura 29.6: região em torno da galáxia Maffei 1, parte do grupo de Maffei.
Maffei Os
objetos mais brilhantes dessa imagem são galáxias, a maioria parte do grupo.
Fonte: skyview.gsfc.nasa.gov
skyview.gsfc.nasa.gov.
Existem associações de galáxias muito mais massivas do que os grupos de
galáxias, e que podem conter milhares de objetos. Tais associações são chamadas
de aglomerados de galáxias
galáxias.. Os aglomerados de galáxias são estruturas enormes,
se estendendo por vários megaparsecs de diâmetro e contendo de centenas a
milhares de galáxias,, com massas de 1014 a 1015 massas solares.. É comum que o
entorno dos aglomerados de galáxias seja povoado por grupos de galáxias, que
podem ser absorvidos pelo aglomerado principal ao lo
longo
ngo do tempo, aumentando
sua massa.
32
Figura 29.6: região em torno da galáxia M81 (no centro), a mais importante do
grupo de M81 e que dá nome ao grupo. Podem
Podem-se
se ver, nessa imagem, outras
galáxias do grupo.
Fonte: skyview.gsfc.nasa.gov
skyview.gsfc.nasa.gov.
Figura 29.7: grupo de M101. A galáxia mais brilhante do grupo, e que dá nome à
ele, está na imagem da esquerda, circundada por galáxias menos massivas do
grupo. Na direita, a imagem de outra região do mesmo grupo, em torno da galáxia
M51; essa galáxia está interagindo com uma galáxia de menor massa, que aparece
como um ponto brilhante logo acima desta.
Fonte: skyview.gsfc.nasa.gov
skyview.gsfc.nasa.gov.
33
Os aglomerados de galáxias são as maiores estruturas que, nos cerca de
13,7 bilhões de anos de idade que o universo possui, tiveram tempo de atingir, ou
se aproximar, do equilíbrio dinâmico. Qualquer estrutura maior do que isso ainda
não está em equilíbrio, simplesmente porque não teve tempo, ainda, de completar
seu colapso.
O aglomerado de galáxias mais próximo do grupo local é o aglomerado de
Virgo, que se encontra a aproximadamente 15 Mpc de distância. O aglomerado de
Virgo possui cerca de 2500 galáxias e possui um diâmetro de aproximadamente 10
Mpc (ver figura 29.8). Outro aglomerado próximo da Via Láctea é o aglomerado de
Coma, um aglomerado de altíssima massa, localizado a cerca de 100 Mpc de
distância da Via Láctea.
Os aglomerados de galáxias apresentam uma grande variedade de formatos.
Alguns aglomerados são regulares e esfericamente simétricos; outros, são
irregulares e/ou repletos de sub-estruturas. Essas diferenças provavelmente
refletem o estágio de evolução do aglomerado: aqueles que colapsaram há muito
tempo, já absorveram as galáxias e grupos circundantes e atingiram o equilíbrio
são esfericamente simétricos, como o aglomerado de Coma; os aglomerados ricos
em sub-estruturas e irregulares são os que ainda estão capturando matéria da
periferia e/ou em ainda processo de colapso, sendo esse o caso do aglomerado de
Virgo. Além das diferenças estruturais, os aglomerados de galáxias apresentam
também diferenças na população de galáxias que os compõem: alguns aglomerados
são ricos em galáxias elípticas; outros, são ricos em espirais; outros, ainda, são
dominados por uma galáxia elíptica gigante central, com massa extremamente alta.
Via de regra, quanto maior a densidade do aglomerado, maior a quantidade de
galáxias elípticas no seu interior, e menor a de galáxias espirais e irregulares. Isso
acontece, provavelmente, porque regiões mais densas favorecem a interação e até
mesmo a colisão entre galáxias, e tais eventos tendem a resultar na formação de
galáxias elípticas a partir das galáxias originais (ver aula 28).
Além de galáxias, os aglomerados de galáxias apresentam, ainda, uma
enorme quantidade de gás espalhado entre as galáxias, chamado gás intraaglomerado. O gás intra-aglomerado é constituído tanto do gás que não colapsou
para formar galáxias quanto do gás que foi perdido pelas galáxias durante sua
interação com suas vizinhas e por explosões de supernova em estrelas no seu
interior. Esse gás se distribui ao longo de todo o aglomerado, sendo mais denso no
seu centro, e contém mais massa do que todas as galáxias juntas. Na verdade,
apenas cerca de 5% da massa de um aglomerado de galáxias está na forma de
galáxias, enquanto o gás intra-aglomerado compreende cerca de 15% de sua
34
massa. Os 80% restantes da massa dos aglomerados estão na forma de matéria
escura, a mesma forma de matéria apresentada na aula 26.
Figura 29.8: região central do aglomerado de Virgo. Observe a falta de
regularidade na distribuição de galáxias, formando uma estrutura alongada.
Fonte: skyview.gsfc.nasa.gov
skyview.gsfc.nasa.gov.
Figura 29.9: região central do aglomerado de Coma. As galáxias nessa imagem
parecem menores do que n
no
o aglomerado de Virgo devido ao fato de que este
último está muito mais próximo à Terra.
Fonte: skyview.gsfc.nasa.gov
skyview.gsfc.nasa.gov.
35
5
DISTRIBUIÇÃO DE MATÉRIA EM GRANDE ESCALA NO UNIVERSO
Em escalas maiores do que a dos aglomerados de galáxias, a matéria
continua apresentando tendência à aglomeração. Os aglomerados de galáxias
tendem a ocorrer próximos de grupos de galáxias e de outros aglomerados de
galáxias, formando as maiores estruturas do universo, os superaglomerados.
Porém, tais estruturas não estão em equilíbrio e estão no seu estágio inicial de
formação. Os superaglomerados de galáxias se estendem por vastas regiões,
cobrindo dezenas de megaparsecs, e são extremamente irregulares, apresentando
estrutura filamentar. Ao longo desses filamentos de matéria, os superaglomerados
de galáxias absorvem massa ativamente. Entre os filamentos, existem vastas
regiões quase desprovidas de galáxias, chamados vazios.
O aglomerado de Virgem e os grupos que o circundam, incluindo o grupo
local, formam o superaglomerado de Virgem. Assim, a Via Láctea faz parte desse
superaglomerado. O aglomerado de Coma também está associado a outros
aglomerados da região, formando o superaglomerado de Coma.
Em escalas maiores do que a dos superaglomerados, não existem mais
estruturas individuais no universo. Em escalas da ordem das centenas de
megaparsecs, o universo se torna cada vez mais homogêneo: quaisquer duas
porções
distintas
do
universo
com
tamanhos
da
ordem
de
centenas
de
megaparsecs são semelhantes entre si, o que não acontece em escalas menores do
que isso. A partir desse limite, passa a valer um dos pilares da cosmologia
moderna, o da homogeneidade do universo em grande escala, uma pressuposição
utilizada para se escrever as equações que regem a evolução do universo, como
vimos na aula 7.
ATIVIDADES
Nas últimas décadas, a disponibilidade de computadores potentes permitiu
aos astrônomos realizar simulações da formação de estruturas no universo. Uma
dessas simulações foi realizada pelo projeto Millenium, do Instituto Max Planck,
Alemanha. Vídeos dessas simulações estão disponíveis em http://www.mpagarching.mpg.de/galform/millennium/. Vá até este sítio e assista essas simulações.
Preste atenção em como as flutuações de densidade presentes no início das
simulações crescem ao longo do tempo, e a morfologia dos sistemas formados.
Compare com o que estudamos nesta aula.
36
RESUMO
Nesta aula, você viu:
Os objetos astronômicos na vizinhança da Via Láctea.
Os grupos, aglomerados e superaglomerados de galáxias.
A distribuição de matéria em grande escala no universo.
REFERÊNCIAS
BINNEY, J.; MERRIFIELD, M. Galactic Astronomy. Princeton: Princeton University
Press, 1998.
FERRIS, Timothy. Coming of age in the Milky Way. perennial ed. New York:
HarperCollins, 2003.
LONGAIR, Malcolm S. Galaxy Formation. 2.ed. Berlim: Springer-Verlag, 2008.
NETO, Gastão Lima. Astronomia extragalática: notas de aula. Disponível em:
http://www.astro.iag.usp.br/~gastao/Extragal.html. Acesso em: 23 maio 2011.
VÁRIOS AUTORES. Astronomia: uma visão geral do universo. 2.ed. 3.reimpr.
São Paulo: Editora da Universidade de São Paulo, 2008.
37
AULA 30 – A ESCALA DE DISTÂNCIA COSMOLÓGICA
OBJETIVOS:
Ao final desta aula, o aluno deverá:
ter noções sobre a distribuição de matéria no universo em diferentes
escalas;
saber relacionar e diferenciar os diferentes sistemas astronômicos de
acordo com suas dimensões.
1
INTRODUÇÃO
Ao longo de toda a disciplina, você foi apresentado a diversos objetos
astronômicos: estrelas, cinturões e nuvens de asteróides e cometas, planetas,
galáxias, aglomerados de galáxias, etc. Os diferentes objetos astronômicos ocorrem
em diferentes dimensões físicas e evidenciam como a expansão cósmica e as forças
fundamentais moldam a distribuição de matéria em diferentes escalas. As
diferentes extensões físicas dos diferentes objetos astronômicos implicam em
outras diferenças entre eles, como sua constituição e seu histórico de formação.
Compreender as diferenças e semelhanças entre os diferentes objetos astronômicos
relativamente à sua escala de tamanho físico é um passo fundamental para que
possamos compreender a complexidade do universo. Nesta aula prática, você vai
interpretar e comparar esquemas que representam regiões do Universo em
diferentes escalas de tamanho físico, visando ter uma ideia global da estrutura do
Universo em escala astronômica.
2
METODOLOGIA
Na figura 30.1, é mostrado um “recorte”, quadrado e plano, do Universo, de
lado igual a 3 × 10ିଽ pc, e centralizado na Terra. Um observador situado a alguma
distância da Terra a veria como apresentado nessa figura. Na figura 30.2, o ponto
de observação é agora dez vezes mais distante do que o ponto inicial; a Terra é
vista, agora, dentro de um recorte quadrado de lado igual a 3 × 10ି଼ pc. Na figura
30.3, essa distância é novamente multiplicada por dez, e assim sucessivamente,
até a figura 30.20, onde o esquema representa a totalidade do universo observável.
Essa sequência de 20 esquemas nos permite viajar desde as proximidades da Terra
até a máxima distância que podemos observar com telescópios, vislumbrando
assim as diferentes estruturas astronômicas.
38
Figura 30.1: recorte plano quadrado em
torno da Terra, de lado 3 × 10ିଽ pc.
Figura 30.2: recorte plano quadrado em
torno da Terra, de lado 3 × 10ିଽ pc.
Figura 30.3: recorte plano quadrado em
torno da Terra, de lado 3 × 10ି଻ pc.
Figura 30.4: recorte plano quadrado em
torno da Terra, de lado 3 × 10ି଺ pc.
Figura 30.5: recorte plano quadrado em
torno da Terra, de lado 3 × 10ିହ pc.
Figura 30.6: recorte plano quadrado em
torno da Terra, de lado 3 × 10ିସ pc.
39
Figura 30.7: recorte plano quadrado em
torno da Terra, de lado 3 × 10ିଷ pc.
Figura 30.8: recorte plano quadrado em
torno da Terra, de lado 3 × 10ିଶ pc.
Figura 30.9: recorte plano quadrado em
torno da Terra, de lado 3 × 10ିଵ pc.
Figura 30.10: recorte plano quadrado em
torno da Terra, de lado 3 pc.
Figura 30.11: recorte plano quadrado em
torno da Terra, de lado 30 pc.
Figura 30.12: recorte plano quadrado em
torno da Terra, de lado 300 pc.
40
Figura 30.13: recorte plano quadrado em
torno da Terra, de lado 3 × 10ଷ pc.
Figura 30.14: recorte plano quadrado em
torno da Terra, de lado 3 × 10ସ pc.
Figura 30.15: recorte plano quadrado em
torno da Terra, de lado 3 × 10ହ pc.
Figura 30.16: recorte plano quadrado em
torno da Terra, de lado 3 × 10଺ pc.
Figura 30.17: recorte plano quadrado em
torno da Terra, de lado 3 × 10଻ pc.
Figura 30.18: recorte plano quadrado em
torno da Terra, de lado 3 × 10଼ pc.
41
Figura 30.19: recorte plano quadrado em
torno da Terra, de lado 3 × 10ଽ pc.
Figura 30.20: recorte plano quadrado em
torno da Terra, de lado 3 × 10ଵ଴ pc.
Nenhuma das estruturas mostradas nas figuras 30.1 a 30.20 é especificada
nos diagramas. Caberá a você analisar as figuras, tentar identificar os objetos
astronômicos ou o tipo de objeto astronômico que pode ser observado na figura,
usando tanto seus conhecimentos sobre a estrutura dos diferentes objetos
astronômicos como seus tamanhos e afastamentos típicos, que você aprendeu ao
longo do curso.
3
ANÁLISE DOS RESULTADOS
Após estudar os diagramas individualmente e tentar localizar estruturas,
analise os seguintes pontos:
1) Faça uma lista de sistemas identificados em cada um dos
diagramas, explicando que dados você utilizou para fazer essa
identificação.
2) Em alguns diagramas, é possível especificar não apenas o tipo
de sistema que estamos observando, mas também identificar
seu nome. Em quais diagramas é mais fácil fazer essa
identificação? Por quê?
3) Existem
casos
em
que
dois
diagramas
individuais
se
assemelham. Identifique esses pares de diagramas e interprete
por que as estruturas nesses diagramas são semelhantes.
4) Revise o conteúdo das aulas 5 a 7 e compare com o que é
apresentado nos diagramas, especialmente naqueles diagramas
em maior escala física.
42
5) Discuta
como
a
moderna
cosmologia
se
vincula
com
a
distribuição de matéria em grande escala, observada nas figuras
30.19 e 30.20.
RESUMO
Nesta aula, você viu:
A aparência da distribuição de matéria no universo.
As relações e as diferenças entre os sistemas astronômicos em
diferentes escalas físicas.
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