As Galáxias

Dúvidas e Perguntas?

O Sistema Solar faz parte de um aglomerado muito maior que congrega cerca de 10¹¹ estrelas, que na sua maioria devem ter seus próprios sistemas planetários, ao qual chamamos Via Láctea, ou simplesmente Galáxia. A Galáxia tem a forma de um disco afilado nas bordas e com uma maior concentração de estrelas no seu centro. Seu diâmetro é de 48 000 parsecs (130 000 anos-luz) e no núcleo tem uma espessura de 4 500 parsecs (12 000 anos-luz). Concentrada no plano do disco está a maior parte da massa galáctica, na forma de nebulosas ou de poeira interestrelar, estimada em 10¹⁰ vezes a massa do nosso Sol. Distribuídos de maneira esférica, em torno do centro galáctico, estão os cúmulos globulares. A nossa é uma galáxia gigante!

Se vista de face, nossa galáxia mostraria um núcleo amarelado, indicando a maior incidência de estrelas antigas, características da População II, envolvido por braços espirais, mesclados de matéria interestrelar e de estrelas azuladas, mais jovens, como o nosso Sol, típicos da População I. Toda esta massa de estrelas gira em torno do centro galático, de maneira que as estrelas mais próximas do centro giram mais depressa, diminuindo a velocidade tangencial com o afastamento do centro. O Sol, a 10 kpc ( 1 quiloparsec = 1 000 parsecs) do centro, gasta 225 000 000 de anos para dar uma volta em torno do núcleo. Devido à extinção interestrelar (absorção da luz pela matéria interestrelar), podemos ver apenas 3 ou 4 kpc na direção do centro galáctico, o que o torna invisível para nós. Seu estudo é feito em comprimentos de onda diferentes, na faixa de radiação de 21 cm. Uma fonte forte chamada Sagitarius A é considerada como centro da Galáxia, o que é confirmado pela distribuição dos cúmulos globulares. Esta direção é tomada como referência no sistema de coordenadas galáticas (veja: Sistema de coordenadas). O plano da Galáxia pode ser observado, de locais escuros, como uma faixa clara cruzando o céu, daí o nome Via Lactea. Observações recentes indicam a existência de uma barra central, colocando a nossa galáxia no grupo das espirais barradas.

Edwin Hubble, no seu extenso trabalho de cosmologia sobre a expansão do universo, classificou as galáxias quanto à sua forma, em elípticas ( E ), espirais ( S ) e irregulares ( Irr ). Numerou as elípticas de 0 , para as esféricas, a 7 para as mais excêntricas. A partir dai, dividiu-as em dois ramos, as galáxias espirais ( S ) e as galáxias espirais barradas ( SB ). Estas também foram classificadas, quanto ao desenvolvimento e envolvimento de seus braços espirais em a , b e c , sendo a as de braços mais longos e "apertados". As galáxias elípticas são de maior massa e giram com baixa velocidade tangencial, enquanto as espirais, menos massivas, giram mais rápido. Nossa Via Láctea é classificada como SBc - uma espiral barrada de braços bem abertos.

Hoje sabemos da existência de milhares de milhões de galáxias similares à nossa espalhadas em todas as direções, mas concentradas de alguma maneira, formando grupos. Fora da nossa galáxia encontramos duas pequenas galáxias, as nuvens de Magalhães. Um pouco mais adiante temos uma outra galáxia gigante, a galáxia de Andromeda, muito parecida com a nossa, e até um pouco maior. Estas são as três galáxias da nossa vizinhança que podem ser vistas a olho nu. Edwin Hubble observou através do deslocamento para o vermelho em suas raias espectrais, que, de uma maneira geral, as galáxias se afastavam de nós. Mas algumas pareciam se mover paralelamente a nós. A Grande Galáxia de Andromeda apresenta um deslocamento para o azul: se aproxima de nós a 300 km por segundo! A estas galáxias se atribuiu o nome de Grupo Local. Este Grupo Local tem cerca de 35 galáxias, algumas delas pequenas e irregulares, consideradas como galáxias anãs (dwarfs). As galáxias anãs apresentam uma grande dificuldade na determinação da sua distância, e consequentemente do seu tamanho. Apresentam estrelas no limite de brilho do céu e espalhadas em enormes áreas, o que torna quase impossível a sua localização. Se nenhuma cefeida (veja As Estrelas - Estrelas Variáveis) for encontrada no grupo, a determinação de sua distância é quase impossível. Algumas estão perto demais, e estão sendo literalmente devoradas pela Via Láctea, como é o caso das anãs do Cão Maior e de Sagitárius, recentemente descobertas. Nestes casos são as estrelas gigantes vermelhas de classe M que permitiram sua localização. As galáxias pertencentes ao Grupo Local são aqui listadas por ordem aproximada de distâncias:

Estas galáxias tiveram seus tamanhos e distâncias corrigidos com base nas novas teorias, que levam em consideração também a massa das galáxias versus seu brilho, e são algo discrepantes dos valores publicados até então, enquanto alguns valores permanecem incertos.

Hoje já detectamos dezenas destes grupos. Nosso Grupo Local é um dos menores conhecidos, enquanto o Grupo de Virgem congrega cerca de 2 500 galáxias e o de Coma Berenicis aproximadamente 1 000 delas. Vários grupos existem variando entre 100 e 500 galáxias enquanto extensas regiões do Universo são aparentemente vazias.

Estudos recentes de algumas divergências na velocidade de rotação das galáxias parecem indicar a presença de uma massa muito maior, invisível aos nossos olhos, que por isso está sendo chamada de matéria escura. Radio-telescópios equipados com modernos detectores de hidrogênio conseguiram encontrar grandes concentrações de matéria antes desconhecidas: verdadeiras galáxias sem estrelas, muito frias para serem vistas.

A cosmologia tem se ocupado em localizar e determinar as distâncias e velocidades de afastamento das mais longínguas galáxias na busca dos dois números que podem determinar o nosso destino: a constante de Hubble e a taxa de expansão do Universo. Estes números podem definir se o Universo vai se expandir eternamente, ou se voltará a se concentrar, num fenômeno oposto ao Big-bang, o Big-crunch. Curiosamente, estes números se mantêm, a cada nova avaliação, mais próximos do ponto de equilíbrio, aumentando a incerteza do processo.

Apenas para registro, o valor aceito atualmente (2012) para a constante de Hubble é de 74,3 +/- 2,1 km/s/Mpc (quilômetros por segundo por megaparsec ; 1 megaparsec equivale a 3,26 milhões de anos-luz).

12-fev-2005