UNIDADE VI ASTROFÍSICA GALÁCTICA E EXTRAGALÁCTICA

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; conhecer os diferentes tipos de aglomerados de estrelas. 1 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 R (kpc) NGC 104 00h 24m 05,2s -72 o 04' 51'' 4,51 NGC 362 01h 03m 14,3s -70 o 50' 54'' 8,49 Palomar 1 03h 33m 23,0s +79 o 34' 50'' 10,91 NGC 1851 05h 14m 06,3s -40 o 02' 50'' 12,11 NGC 2298 06h 48m 59,2s -36 o 00' 19'' 10,70 11

NGC 3201 10h 17m 36,8s -46 o 24' 40'' 5,00 NGC 4147 12h 10m 06,2s +18 o 32' 31'' 19,28 NGC 4590 12h 39m 28,0s -26 o 44' 34'' 10,21 NGC 5024 13h 12m 55,3s +18 o 10' 09'' 17,78 NGC 5286 13h 46m 26,5s -51 o 22' 24'' 11,01 NGC 5634 14h 29m 37,3s -05 o 58' 35'' 25,20 IC 4499 15h 00m 18,5s -82 o 12' 49'' 18,89 Palomar 5 15h 16m 05,3s -00 o 06' 41'' 23,21 NGC 5904 15h 18m 33,8s +02 o 04' 58'' 7,51 Palomar 14 16h 11m 04,9s +14 o 57' 29'' 73,89 NGC 6121 16h 23m 35,5s -26 o 31' 31'' 2,21 NGC 6144 16h 27m 14,1s -26 o 01' 29'' 8,49 NGC 6171 16h 32m 31,9s -13 o 03' 13'' 6,41 NGC 6218 16h 47m 14,5s -01 o 56' 52'' 4,91 NGC 6254 16h 57m 08,9s -04 o 05' 58'' 4,41 Palomar 15 17h 00m 02,4s -00 o 32' 31'' 44,61 NGC 6273 17h 02m 37,7s -26 o 16' 05'' 8,58 NGC 6293 17h 10m 10,4s -26 o 34' 54'' 8,80 NGC 6341 17h 17m 07,3s +43 o 08' 11'' 8,19 NGC 6333 17h 19m 11,8s -18 o 30' 59'' 7,91 NGC 6356 17h 23m 35,0s -17 o 48' 47'' 15,21 IC 1257 17h 27m 08,5s -07 o 05' 35'' 24,99 Pismis 26 17h 36m 10,5s -38 o 33' 12'' 8,09 NGC 6402 17h 37m 36,1s -03 o 14' 45'' 9,29 NGC 6397 17h 40m 41,3s -53 o 40' 25'' 2,30 NGC 6426 17h 44m 54,7s +03 o 10' 13'' 20,70 UKS 1751-241 17h 54m 27,2s -24 o 08' 43'' 8,31 E456-SC38 18h 01m 49,1s -27 o 49' 33'' 6,71 NGC 6522 18h 03m 34,1s -30 o 02' 02'' 7,79 NGC 6528 18h 04m 49,6s -30 o 03' 21'' 7,91 NGC 6544 18h 07m 20,6s -24 o 59' 51'' 2,70 NGC 6558 18h 10m 18,4s -31 o 45' 49'' 7,39 NGC 6569 18h 13m 38,9s -31 o 49' 35'' 10,70 NGC 6624 18h 23m 40,5s -30 o 21' 40'' 7,91 NGC 6637 18h 31m 23,2s -32 o 20' 53'' 9,11 NGC 6656 18h 36m 24,2s -23 o 54' 12'' 3,19 NGC 6681 18h 43m 12,7s -32 o 17' 31'' 9,01 NGC 6717 18h 55m 06,2s -22 o 42' 03'' 7,08 NGC 6752 19h 10m 51,8s -59 o 58' 55'' 3,99 NGC 6779 19h 16m 35,5s +30 o 11' 05'' 10,09 Palomar 11 19h 45m 14,4s -08 o 00' 26'' 13,00 NGC 6864 20h 06m 04,8s -21 o 55' 17'' 20,70 NGC 7006 21h 01m 29,5s +16 o 11' 15'' 41,51 NGC 7099 21h 40m 22,0s -23 o 10' 45'' 8,00 Palomar 13 23h 06m 44,4s +12 o 46' 19'' 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: conhecer os diferentes tipos de galáxias; ter noções sobre a formação e a evolução das galáxias. 1 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 10 9 e 10 12 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 10 5 e 10 13 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 10 6 e 10 11 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 todo o céu, no endereço http://skyview.gsfc.nasa.gov/cgi-bin/query. No campo 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: conhecer os objetos astronômicos nas proximidades da Via Láctea; ter noções de como a matéria se distribui em grande escala no universo. 1 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 10 10 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 10 9 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 10 12 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. Figura 29.5: a galáxia do Triângulo. Fonte: 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. O grupo de galáxias mais próximo do grupo local é o grupo de 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), 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. Os objetos mais brilhantes dessa imagem são galáxias, a maioria parte do grupo. Fonte: 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.. 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 10 14 a 10 15 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 longo 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-se ver, nessa imagem, outras galáxias do grupo. Fonte: 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. 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. Figura 29.9: região central do aglomerado de Coma. As galáxias nessa imagem parecem menores do que no aglomerado de Virgo devido ao fato de que este último está muito mais próximo à Terra. Fonte: skyview.gsfc.nasa.gov. 35