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Observatr ios Vir tuais Fundamentos de Ast ronom ia Cap. 17 (C.
Oliveira & V. Jatenco-Pereira)
Captulo 17
ESTRUTURA DO UNIVERSO
Ns dedicaremos esse captulo ao estudo dos aglomerados de
galxias. Os tpicosabordados sero os seguintes:
AGLOMERADOS DE GALXIAS
COLISES DE GALXIAS
O PROBLEMA DA MATRIA ESCURA
O UNIVERSO EM EXPANSO
FORMAO E EVOLUO DAS GALXIAS
ESTRUTURA EM GRANDE ESCALA
%LEOLRJUDILD W. Maciel, 1991 Astronomia & Astrofsica
IAG/USP
Zeilik & Smith, 1987 Introductory Astronomy &
Astrophysics
Chaisson & McMillan, 1997 Astronomy Today
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AGLOMERADOS DE GALXIAS
Um aglomerado de galxias pode ser rico ou pobre em galxias. Por
exemplo, a nossaVia Lctea pertence a um aglomerado pobre, chamado
Grupo Local. O Grupo Local contmcerca de 30 galxias.
Figura 1 Superaglomerado local de galxias.
Em 1998 um nova galxia an satlite da Via Lctea foi encontrada.
Ela no tinha sidoencontrada antes por estar muito perto do centro
da Galxia, na constelao de Sagitarius,apenas 50000 anos luz do
centro da Galxia. Este novo membro do grupo local foi chamadode
Sagitarius e a galxia mais prxima a nossa, mais prxima que a Nuvem
de Magalhes.Esta galxia parece estar se desintegrando, devido a
fora gravitacional da nossa Galxia, quea absorver dentro dos
prximos 100 milhes de anos.
Figura 2 Esquema contendo algumas galxias do aglomerado
local.
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O aglomerado rico mais prximo de ns chamado de aglomerado de
Virgo. Elecontm mais de 1000 galxias cobrindo uma rea de 10 x 12
graus no cu. Estrelas Cefeidasna galxia espiral M100 do aglomerado
de Virgo indicam que este est a 50 milhes de anosluz da nossa
Galxia. Trs galxias elpticas gigantes dominam o centro do
aglomerado deVirgo; estas galxias so enormes, cerca de 20 vezes
maiores que uma galxia comum elpticaou espiral. Muitas galxias
dominantes em aglomerados tem caractersticas excepcionais(muito
brilhantes e muito grandes).
Ns categorizamos os aglomerados de galxias como regulares ou
irregulares. Umaglomerado regular esfrico, com uma concentrao de
galxias em seu centro. Acredita-seque as inmeras interaes
gravitacionais entre as galxias fez com que estas se
distribussemsimetricamente. O aglomerado de Virgo, em contraste, um
aglomerado irregular, porque suasgalxias esto randomicamente
espalhadas no cu.
O exemplo mais prximo de uma aglomerado rico e regular o
aglomerado de Coma,localizado a 300 milhes de anos luz, na direo da
constelao de Coma Berenices. Emboraa distncia deste aglomerado seja
grande, mais de 1000 galxias so facilmente vistas emplacas
fotogrficas.
Aglomerados ricos e regulares como o aglomerado de Coma contm em
sua maioriagalxias elpticas e S0s. Apenas 15% das galxias em Coma
so espirais e irregulares.Aglomerados irregulares como Virgo tem
uma quantidade de espirais e irregulares muito maior.
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As galxias em um aglomerado orbitam ao redor de um centro de
massa comum.Ocasionalmente duas galxias passam prximas uma da
outra, e suas estrelas se aproximam.H, porm, tanto espao entre as
estrelas que a probabilidade destas colidirem extremamente pequena.
No entanto, as enormes nuvens de gs interestelar e poeira so
tograndes que estas sim colidem, batendo umas contra as outras e
produzindo ondas dechoque. As nuvens interestelares que se colidem
podem representar a fuso de duas galxiasou podem fazer com que
estrelas de uma ou das duas galxias envolvidas sejam empurradaspara
fora da galxia.
Uma coliso violenta pode tirar todo material interestelar, gs e
poeira, do centro dasgalxias e transferir para o meio
intra-aglomerado. Colises violentas podem esquentar o gstirado das
galxias a temperaturas altas. Este processo pode ser a principal
fonte de gsquente observado em aglomerados ricos e regulares.
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Em uma coliso menos violenta ou em situaes onde duas galxias se
cruzam emproximidade, h normalmente induo de formao estelar.
A caracterstica mais comum de sistemas onde colises ocorreram
(ou quaseocorreram) a formao de caudas e braos formados de estrelas
que so empurradas parafora das galxias devido coliso. Este processo
pode, em aglomerados, ao invs de formarcaudas e braos, povoar o
meio intra-aglomerado com estrelas que anteriormente pertenciams
galxias.
O caso mais extremo de interaes entre galxias ocorre quando h
fuso total dos doiscorpos. Este caso chamado de fuso de galxias ou
canibalismo galctico. Normalmentefuso se refere a galxias do mesmo
tamanho enquanto canibalismo se refere a uma galxiagrande que
engole uma pequena.
Figura 3 Sistemas de galxias em coliso (1$6$).
Muitos astrnomos acham que galxias elpticas so o produto de
canibalismogalctico. Algumas galxias elpticas enormes ocupam o
centro de aglomerados ricos.Provavelmente outras galxias menores ao
passarem prximas ao centro da galxia foramconsumidas pela galxia
maior e passaram a fazer parte dela. Este processo pode ter
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acontecido durante a evoluo inicial do aglomerado ou mais tarde,
em subestruturas doaglomerado.
Simulaes de n-corpos por computadores mostram as inmeras
possibilidades desistemas em coliso.
2352%/(0$'$0$7e5,$(6&85$(0$*/20(5$'26
O que faz com que as galxias em aglomerados e superaglomerados
no se disperseme sim fiquem orbitando em volta de um centro comum?
Deve haver massa suficiente noaglomerado para manter as galxias
gravitacionalmente ligadas. No entanto, no h nenhumaglomerado ou
superaglomerado que tenha massa visvel suficiente para mant-lo
ligado.
J estudamos um problema semelhante quando observamos o movimento
das estrelasa grandes distncias da nossa Via Lctea (para um raio
maior que dois raios solares). Vimosque a matria no era o bastante
para explicar como a galxia mantinha estrelas a talvelocidade a uma
grande distncia do centro.
O problema aqui similar. Os aglomerados de galxias devem ter uma
grandequantidade de material no luminoso espalhado pelo aglomerado,
seno as galxias j teriamh muito tempo se dispersado do aglomerado.
Esta massa no luminosa, que est faltando,
Figura 4 Duas galxias na constelao do Corvus,NGC4038/4039, em
processo de canibalismo (1$6$).
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chamada de matria escura. Sabemos que em um tpico aglomerado
necessrio 10vezes mais massa do que o material que podemos
detectar, para manter o aglomerado ligado.
Astrnomos usando telescpios para deteco de raios-X resolveram
uma pequenaparte do problema quando descobriram que aglomerados
ricos emitem fortemente em raios-Xdevido ao seu meio interestelar
quente. O gs quente em aglomerados tem temperaturas de10 a 100
milhes de Kelvin. A massa desse gs quente tipicamente da mesma
ordem degrandeza que a massa visvel combinada de todas as galxias
em um aglomerado rico.
Ns sabemos que todas as galxias no Universo tem halos escuros,
formados dematria escura. A evidncia maior vem das curvas de rotao,
similares curva de rotao daVia Lctea, que se mantm extremamente
constantes at distncias grandes do centro dagalxia. De acordo com a
terceira lei de Kepler, deveramos ver um declnio na
velocidadeorbital das partes perifricas da galxia, mas isto no
acontece. Isto quer dizer que umagrande parte de matria escura deve
estar presente nas reas perifricas da galxia.
A identificao da natureza da matria escura um dos objetivos mais
importantes daastronomia moderna.
281,9(562(0(;3$162
Quando um astrnomo acha um objeto no cu e o fotografa, o passo
seguinte investigar sua composio. Para isto necessrio que se
obtenha um espectro do objetorecm encontrado. Desde o comeo do
sculo, quando espectros das nebulosas espiraisforam obtidos, se
observou que a grande maioria deles apresentava redshifts (desvio
para overmelho) e no blueshifts (desvio para o azul).
Nos anos 20, Edwin Hubble e Nilton Humason obtiveram espectros
de muitas galxiascom o telescpio de 100 polegadas de Mount Wilson e
atravs do desvio Doppler,calcularam a velocidade com que estas
galxias estavam se movendo. Eles encontraram quea maioria delas
estava se distanciando de ns, ou seja, apresentaram redshifts e
noblueshifts. Usando a tcnica do diagrama perodo-luminosidade das
Cefeidas, Hubble obtevedistncias para as galxias. Ao colocar em um
grfico a distncia versus a velocidade de cadagalxia, Hubble
descobriu que estas duas variveis se correlacionam linearmente.
Galxiasque esto prximas a ns se movem (se distanciam de ns) mais
lentamente do que galxiasdistantes. Este movimento comum a todo o
Universo. Em grande escala, as galxias estosempre se afastando umas
das outras. Este movimento no vale para o Grupo Local e
outrasgalxias em nossa vizinhana uma vez que neste caso temos os
movimentos peculiaresdevido ao fato destes objetos estarem
gravitacionalmente ligados ao sistema local.
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A relao entre as distncias das galxias e suas velocidades uma
das descobertasmais importantes do nosso sculo. Ela nos mostra que
ns estamos vivendo em um universoem expanso. A Lei de Hubble, que d
a velocidade com que o Universo se expande, podeser escrita da
seguinte forma:
VELOCIDADE DE RECESSO = HO X DISTNCIA,
onde HO a constante de Hubble. Esta constante a inclinao da reta
do diagrama deHubble. A distncia das galxias normalmente medida em
Mpc e a velocidade em km/s.
Diferentes tcnicas de estimar distncias nos do diferentes
valores de HO, variando de
50 km/s/Mpc (quilmetros por segundo por megaparsec) a 90
km/s/Mpc. O maior problema na
determinao da constante de Hubble est no fato de que medida que
olhamos para objetos
mais distantes, fica cada vez mais difcil de determinar sua
distncia por meios independentes
da relao de Hubble. A determinao exata da constante de Hubble um
dos desafios da
Astronomia Moderna.
Figura 5 - Grficos representativos da Lei de Hubble
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Suponhamos que a constante de Hubble seja 75 km/s/Mpc. Ento uma
galxia que est a 1
Mpc de ns est se afastando de ns, devido expanso do Universo,
com uma velocidade
de:
v = 75 km/s/Mpc x 1 Mpc = 75 km/s.
Uma galxia a 2 Mpc est se distanciando com uma velocidade de 150
km/s e assimpor diante. Uma galxia localizada a 100 milhes de
parsecs da Terra deve estar sedistanciando com uma velocidade de
7500 km/s. A incerteza no valor de HO introduz umagrande incerteza
nas distncias e movimentos de galxias distantes.
Para medir a constante de Hubble os astrnomos tem que obter as
distncias paramuitas galxias. As distncias podem ser obtidas por
meio, por exemplo, das Cefeidas. Outrosmtodos incluem: a funo de
luminosidade de aglomerados globulares, a funo deluminosidade de
nebulosas planetrias, o brilho de supernovas, o brilho de
supergigantesvermelhas e azuis, etc. Em geral os mtodos consistem
em determinar a magnitude aparentedestes objetos na galxia e
comparar com os valores de magnitude absoluta.
Outro mtodo de determinao de distncia muito usado para galxias
espirais foidesenvolvido nos anos 70 por dois astrnomos Tully e
Fisher. Eles descobriram que a largurada linha de 21 cm do
hidrognio est relacionada com a magnitude absoluta das galxias.
Estacorrelao foi chamada desde ento de relao Tully-Fisher. Uma vez
que a largura da linhade 21 cm pode ser medida com exatido,
distncias de galxias espirais prximas podem serfacilmente
determinadas com esta tcnica.
)250$d2((92/8d2'(*$/;,$6
Como se formaram as galxias? Infelizmente a teoria de formao de
galxias aindano est muito desenvolvida. H muitas incgnitas nos
possveis cenrios de formao degalxias. Ns no entendemos a formao de
galxias to bem quanto entendemos aformao de estrelas. Ns nem mesmo
sabemos, ao certo, porque existem galxias elpticas eespirais, por
exemplo.
H bons motivos para a nossa falta de conhecimento sobre a formao
de galxias.Galxias so muito mais complexas que estrelas, so muito
mais difceis de se observar e asobservaes so mais difceis de se
interpretar.
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Ns no temos observaes, por exemplo, das condies do Universo
antes daformao de galxias (diferente da situao para estrelas).
Outra diferena que as estrelasquase nunca colidem e portanto
estrelas ou binrias evoluem quase em isolamento enquantogalxias
podem colidir e mesmo fundir com outras galxias. , portanto, difcil
decifrar ocomeo da vida de uma galxia.
As sementes das galxias formaram-se no comeo do Universo, quando
pequenasflutuaes de densidade de matria primordial comearam a
crescer. Vamos iniciar nossadiscusso aceitando que pequenos
fragmentos pr-galcticos foram formados. A massadestes fragmentos
era muito pequena, talvez apenas alguns milhes de massas
solares,comparveis s massas das menores galxias ans no Universo
atual. Onde nasceram entoas galxias gigantes observadas no Universo
prximo? Talvez estas tenham se formado porrepetidas fuses de
objetos menores. Este processo muito diferente do processo deformao
estelar onde a formao se d atravs da fragmentao de grandes nuvens
empequenas partes que mais tarde se tornam estrelas.
Uma evidncia terica para este cenrio de formao de galxias
(atravs de fuses) dada por simulaes feitas no computador. Simulaes
das condies do comeo do Universomostram que fuso de objetos ocorre
freqentemente. Outra evidncia de que este cenriopode estar certo a
observao feita recentemente de que galxias a grandes
distncias(observadas em uma poca quando o Universo ainda era jovem)
parecem ser menores(fisicamente) e tem formas mais irregulares do
que as galxias encontradas em nossaproximidade.
Se as galxias se formaram por repetidas fuses de galxias
menores, como podemosexplicar a existncia de galxias de tipos
morfolgicos diferentes, por exemplo, galxiaselpticas e espirais? Ns
ainda no temos uma resposta definitiva para esta pergunta.
Acredita-se que fatores importantes sejam quando e onde as estrelas
apareceram pela primeira vez, senos fragmentos inicias, durante a
fuso ou mais tarde, e tambm quanto gs foi usado ouejetado da galxia
jovem durante o processo um dado importante. Se muitas estrelas
seformaram logo no incio e sobrou pouco gs, provavelmente uma
galxia elptica foi formada,com muitas estrelas velhas em rbitas
randmicas e sem gs para formar o disco central. Docontrrio, se
existia muito gs e este se concentrou no centro da galxia e formou
um disco emrotao, uma galxia espiral foi formada. Porm no sabemos o
que determina o tempo, olugar e a taxa de formao estelar.
Ns sabemos que as galxias espirais so relativamente raras em
regies de densidadealta de galxias, como no centro de aglomerados
ricos. Ser que isto simplesmente porqueestas no se formaram nestes
meio-ambientes ou ser que estas foram destrudas devido s
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colises? Simulaes por computador mostram que colises entre
galxias espirais podemdestruir os discos espirais e ejetar a maior
parte do gs no meio intergalctico (criando o gsquente na regio
intra-aglomerado), transformando a galxia em uma elptica. A
observaodas regies centrais de galxias em fuso mostra que esta
hiptese pode ser correta. Outraevidncia de que galxias espirais em
fuso podem formar elpticas (principalmente emaglomerados) a
observao de que aglomerados a redshifts altos tem uma quantidade
deespirais muito maior que os aglomerados prximos (onde o Universo
teve tempo de gerar maisfuses e consequentemente transformar mais
espirais em elpticas).
Mas nada est decidido neste campo da Astronomia ainda. Por
exemplo, temos vrioscasos de galxias elpticas que so completamente
isoladas, para as quais a hiptese deformao por fuso pode ser mais
difcil de se explicar. Aparentemente algumas, mas notodas as
galxias elpticas, foram formadas pela fuso de galxias espirais.
(6758785$(0*5$1'((6&$/$Usando a Lei de Hubble podemos
estudar a distribuio espacial de galxias no
Universo. Uma amostra grande de galxias foi estudada nos ltimos
anos com o objetivo demapear o Universo "cartograficamente". Um
grande nmero de redshifts e medidas dedistncia de galxias dentro de
um raio de 200 Mpc da nossa Galxia foram feitas por umgrupo de
astrnomos da Universidade de Harvard. A primeira "rea" que eles
estudaram foi aque continha o aglomerado de Coma, no hemisfrio
norte. Os primeiros resultados desteestudo j deixaram claro que a
distribuio de galxias em grandes escalas no randmica.As galxias
esto distribudas em planos e filamentos que circundam grandes
vazios. Alguns"vazios" chegam a medir 100 Mpc. A explicao mais
plausvel para a existncia destesfilamentos e vazios que o Universo
seja formado de vrias "bolhas" na superfcies das quaisesto
distribudas as galxias.
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Os aglomerados mais densos e os superaglomerados seriam formados
nas superfciesde contato de duas ou mais "bolhas".
A hiptese de que os filamentos de galxias so simples intersees
do campoobservado com estruturas muito maiores (as superfcies das
bolhas) foi confirmada quandooutras trs reas prximas a primeira
foram estudadas. Descobriu-se que as estruturas vistasno primeiro
campo continuavam nos demais, mostrando uma profundidade de pelo
menos 36graus no cu. Uma das estruturas em grande escala mais bem
conhecidas atualmente foiento descoberta: uma "muralha" de galxias
formada de vrios aglomerados de galxias quese estendia pelos quatro
primeiros campos estudados. Esta estrutura foi chamada de "AGrande
Muralha". Ela tem 70 Mpc por 200 Mpc. Esta uma das maiores
estruturas de galxiasj encontradas.
Existem outras estruturas maiores? No sabemos. A formao de
estruturas emgrandes escalas est diretamente ligada s condies
encontradas nos primeiros estgios deformao do Universo. Por isso
este estudo to importante.
Figura 6 A estrutura do Universo em grande escala.
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