As galáxias mais comuns no Universo são também as mais pequenas, e as mais difíceis de estudar. Porém, albergam segredos sobre como, há milhares de milhões de anos, terão nascido as grandes galáxias que vemos hoje.
As galáxias são conjuntos de milhões e milhões de estrelas. Para além de estrelas, as galáxias também são feitas de gás, poeira e uma matéria que não podemos ver, a chamada matéria escura. As galáxias podem ser classificadas em diferentes categorias com base na sua aparência.
Algumas apresentam braços curvos em forma de espiral (galáxias espirais), enquanto outras têm uma forma elíptica (galáxias elípticas). Por fim, há as que não têm nenhuma estrutura regular que nos permita descrevê-las, e são chamadas de galáxias irregulares.
Em geral, as galáxias não estão isoladas, ainda que pareçam estar rodeadas de vazio. Formam grupos e enxames de galáxias, as maiores estruturas que conhecemos no Universo. Como é que apareceram estes enxames de galáxias? Estarão isolados ou formam uma continuidade?
Créditos: NASA, ESA, and Johan Richard (Caltech, USA). Agradecimentos: Davide de Martin & James Long (ESA/Hubble)
A teia cósmica e as galáxias
As galáxias, e o gás de que estas se alimentam para gerar estrelas, estão distribuídos por todo o Universo, ao longo do que chamamos teia cósmica – uma rede complexa de filamentos formados de matéria visível e matéria escura. É no cruzamento desses filamentos que os enxames de galáxias tendem a formar-se, produzidos pela atração gravitacional da matéria aí concentrada.
Créditos: Jeremy Blaizot, SPHINX project
O grupo de galáxias onde está a nossa galáxia, a Via Láctea, é chamado “Grupo Local”. É formado por mais de 54 galáxias, mas só duas destas são galáxias grandes: a nossa galáxia e a galáxia de Andrómeda, ambas de tipo espiral. A grande maioria das galáxias vizinhas são bem menores em tamanho, têm pouca massa e fraca luminosidade. Chamamos-lhes galáxias anãs.
As galáxias grandes são mais fáceis de observar, mas de facto as galáxias anãs são as galáxias mais abundantes no Universo. Alguns astrónomos têm razões para pensar que as grandes estruturas no Universo foram formadas a partir de estruturas mais pequenas. Assim, as galáxias anãs terão sido os primeiros objetos a formarem-se pelo colapso do gás primordial no início do Universo.
A fusão de muitas destas pequenas galáxias terá originado muitas das grandes galáxias que observamos hoje. Podem então ser consideradas os “tijolos” fundamentais da construção da Via Láctea e das outras grandes cidades de estrelas.
A nossa galáxia é considerada uma galáxia de tamanho médio. Tem um diâmetro de uns 100.000 anos-luz. Um ano-luz é uma unidade de distância, e corresponde à distância percorrida pela luz, no vácuo, durante um ano à velocidade de trezentos mil quilómetros em cada segundo.
Para comparação, os limites exteriores do Sistema Solar estão a cerca de dois anos-luz da Terra. O diâmetro aparente de uma galáxia anã típica, como a Grande Nuvem de Magalhães, é de uns 14 000 anos-luz. Assim, sete destas galáxias caberiam dentro da Via Láctea.
Pequenas fábricas de estrelas
As galáxias anãs, como as grandes galáxias, não são todas iguais. Quantas classes de galáxias anãs se conhecem? Podemos encontrar anãs irregulares, elípticas, esferoidais e galáxias anãs azuis compactas, entre outras formas mais exóticas, como galáxias ultracompactas, galáxias difusas, etc. Mas é no grupo das galáxias anãs azuis compactas que são observados os maiores surtos de formação de estrelas nas galáxias deste tamanho.
Para formar estrelas é precisa uma quantidade significativa de material, ou seja, gás. Os surtos de formação de estrelas nestas galáxias são tão intensos que esgotariam o gás disponível para formar estrelas num tempo muito menor do que a idade que tem agora o Universo.
A verdadeira natureza destas galáxias é um mistério, uma vez que as suas propriedades, nomeadamente as abundâncias de elementos químicos pesados, são muito similares às das galáxias que formaram as primeiras estrelas no começo do Universo.
O termo “galáxias anãs azuis compactas” identifica a ideia de que estes objetos mostram pequenas dimensões, às vezes de facto muito compactas, e cores azuis, onde a luz é produzida por populações de estrelas jovens e quentes, com apenas alguns milhões de anos de idade. Tem também sido encontrada na maioria destas galáxias uma outra população subjacente de estrelas mais velhas, com alguns milhares de milhões de anos de idade, e portanto mais avermelhadas.
O enriquecimento das galáxias anãs azuis compactas com elementos químicos mais pesados do que o hidrogénio e o hélio ocorreu de modo relativamente rápido e global. Ao contrário, nas galáxias grandes como a Via Láctea a metalicidade diminui a partir do centro em direção às regiões externas.
Sabemos agora que estas propriedades indicam uma história de formação de estrelas que é cíclica, com surtos de formação de estrelas muito intensos durante alguns milhões de anos, seguidos por longos períodos calmos durante um ou alguns milhares de milhões de anos, com poucas estrelas a formarem-se. Mas qual é o mecanismo responsável por interromper estes períodos de calma e induzir a formação de novas estrelas nestas galáxias?
Numerosos estudos mostram claras indicações de que as interações gravitacionais com outras galáxias anãs, e a acreção de nuvens de gás existentes no espaço entre as galáxias, poderão induzir não só o surto de formação de estrelas, como também interferir no enriquecimento destas galáxias em elementos químicos mais pesados do que o hidrogénio e o hélio.
Créditos: NASA, ESA, Y. Izotov (Main Astronomical Observatory, Kyiv, UA) and T. Thuan (University of Virginia)
Origem e composição do gás
O elemento químico mais abundante no Universo é o hidrogénio (90% dos átomos do Universo), seguido do hélio. O átomo de hidrogénio possui um único protão no núcleo e apenas um eletrão. O hidrogénio também é o maior constituinte das estrelas, o seu principal combustível, e formou-se imediatamente após a origem do Universo, no chamado Big Bang.
Os elementos químicos mais pesados — ferro, cálcio, oxigénio, etc. — correspondem a 1% dos átomos que existem no Universo. São produzidos no interior das estrelas como produto das reações nucleares responsáveis pelo seu brilho e calor.
Nas fases finais da vida das estrelas, por efeito dos ventos estelares e, no caso das mais massivas, como resultado da sua derradeira explosão (chamada “supernova”), estes elementos químicos são libertados para o meio interestelar. O meio interestelar é constituído por gás — sobretudo hidrogénio e hélio — e também por poeira — precisamente partículas sólidas resultantes deste enriquecimento químico à custa de restos de estrelas.
Créditos: NASA, ESA, R. Sankrit and W. Blair (Johns Hopkins University)
À medida que as estrelas evoluem e morrem, produzem ondas de choque que comprimem o gás do meio interestelar. Esta compressão leva à formação de novos berçários estelares e à reincorporação dos elementos químicos nas futuras gerações de estrelas. Estes são os mesmos elementos químicos que constituem a maior parte da massa do nosso corpo e de todos os organismos vivos na Terra, assim como as rochas, a água e o ar da atmosfera.
Em astronomia, chamamos “metais” a todos os elementos químicos mais pesados (com mais protões no núcleo do átomo) do que o hidrogénio e o hélio, e utilizamos a proporção de oxigénio em relação ao hidrogénio como indicadora da metalicidade do gás no meio interestelar.
Foi assim que foi descoberto que as galáxias anãs azuis compactas na nossa região do Universo são muito pobres em metais, tal como as primeiras galáxias que se formaram no Universo.
O gás nas galáxias é composto principalmente por hidrogénio atómico neutro (um átomo, HI), molecular (dois átomos ligados, H2) e na forma ionizada (o átomo sem o eletrão, ou seja apenas o núcleo, HII).
As estrelas jovens recém-formadas nos berçários estelares emitem fotões ou partículas de luz, alguns destes, tão energéticos (fotões no ultravioleta) que quando os átomos de hidrogénio no meio envolvente os absorvem, os eletrões ganham energia suficiente para se libertarem do átomo, e assim o gás fica ionizado. Chamamos às regiões de gás ionizado regiões HII.
Créditos: NASA,ESA, M. Robberto (Space Telescope Science Institute/ESA) and the Hubble Space Telescope Orion Treasury Project Team
Quando os núcleos de hidrogénio ionizado voltam a capturar eletrões livres, estes emitem um fotão, ou seja, luz em comprimentos de onda específicos e energia igual à diferença energética entre o estado livre e o estado capturado. Chamamos a essa luz as linhas de emissão do átomo de hidrogénio.
Os eletrões dos átomos mais pesados, ao receberem energia por colisões, também emitem fotões. Estes, porém, têm comprimentos de onda associados a transições de energia mais raras. Mas de facto, é este tipo de transições que produz uma fração importante da luz observada nas regiões de gás ionizado (HII) das galáxias anãs azuis compactas e de outras galáxias com ativa formação de estrelas. Desta forma, a luz que recebemos das galáxias tem duas componentes: uma componente emitida pelas estrelas e outra que vem do gás interestelar ionizado.
Como podemos saber as quantidades de elementos químicos que há no gás das galáxias?
Uma das formas mais comuns de obter informação sobre um objeto no céu é decompor a sua luz em diferentes comprimentos de onda, ou seja, obter o seu espectro. Temos de nos lembrar que o espectro eletromagnético vai desde a radiação gama até às ondas de rádio. Mas só a faixa de radiação visível ao olho humano é que corresponde à luz que nós observamos (espectro óptico). Esta luz é restrita às cores que vão do violeta ao vermelho.
Créditos: Vecteezy.com, Gragonartz.net, NAOJ, NCI, CERN, NASA, IA
O espectro é, portanto, a separação das várias “cores” da radiação, ou luz, emitida pelo objeto. A esta prática dá-se o nome de espectroscopia. Na figura em cima, está representado o espectro óptico da região HII mais luminosa de uma galáxia anã azul compacta.
Nos nossos estudos no Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço (IA) utilizamos esta técnica aplicada a objetos estendidos como as galáxias (ou seja, não pontuais como as estrelas). Podemos imaginar uma galáxia no céu como uma imagem formada por pequenas regiões ou píxeis. Quando se obtém espectros, simultaneamente, em cada um destes píxeis, esta técnica recebe o nome de espectroscopia de campo integral. Este procedimento permite obter uma estrutura de dados com três dimensões, chamada “cubo de dados”.
Estes cubos de dados têm duas dimensões espaciais — as da imagem — e um terceiro eixo correspondente aos comprimentos de onda da luz decomposta em espectros. Desta forma obtemos toda a informação espectral e espacial necessária para o estudo das propriedades físicas do gás e das estrelas presentes nas galáxias. É analisando as linhas de emissão observadas no espectro da luz no óptico emitida por uma galáxia que podemos obter as quantidades ou abundâncias de elementos químicos que existem nas estrelas e no gás dessa galáxia.
De acordo com nossas análises das abundâncias dos elementos químicos nas galáxias anãs azuis compactas, além de terem menor abundância de metais em comparação com o Sol, a grande maioria destas galáxias apresenta um meio interestelar quimicamente homogéneo. Isto quer dizer que em qualquer lugar destas galáxias, o gás tem sempre a mesma abundância de elementos pesados.
Tal significa que o enriquecimento químico ocorreu de modo relativamente rápido e global, contrariamente às galáxias grandes como a Via Láctea, onde a metalicidade diminui a partir do centro em direção às regiões externas. Isto tem que ver, provavelmente, com os mecanismos da formação estelar, a presença de braços espirais e a rotação das galáxias.
Como irão evoluir as galáxias anãs azuis compactas?
Estes pequenos sistemas são particularmente suscetíveis às interações com outras galáxias. Um dos produtos destas interações é a acreção de gás exterior, em muitos casos, gás pobre em metais. Esta queda de novo material pode induzir não apenas a formação de novas estrelas, como também reduzir a proporção de metais (diminuir a “metalicidade”) na região da galáxia para onde se precipita este gás.
O efeito final, então, é produzir um meio interestelar não homogéneo durante algumas centenas de milhares de anos. Durante esse tempo, o gás precipitado irá misturar-se com o meio interestelar tornando-o novamente quimicamente homogéneo.
Curiosamente, uma pequena fração destas galáxias apresenta uma forma que se assemelha a um cometa, ou girino, com uma zona brilhante e uma região difusa estendida. Neste grupo estão as galáxias com as menores metalicidades conhecidas, ou quimicamente menos evoluídas, no Universo próximo. A cauda será formada por estrelas mais velhas e por gás, e a cabeça do “girino” corresponderá à região de maior formação de estrelas e menor conteúdo de metais.
Galáxias com esta morfologia cometária são bastante comuns no Universo distante e antigo, mas são raras nas regiões do Universo próximas de nós, ou seja, nas regiões mais recentes.
Créditos: NASA, ESA, D. Elmegreen (Vassar College), B. Elmegreen (IBM’s Thomas J. Watson Research Center), J. Sánchez Almeida, C. Munoz-Tunon & M. Filho (Instituto de Astrofísica de Canarias), J. Mendez-Abreu (University of St Andrews), J. Gallagher (University of Wisconsin-Madison), M. Rafelski (NASA Goddard Space Flight Center) & D. Ceverino (Center for Astronomy at Heidelberg University)
Alguns autores sugerem que esta morfologia particular é produto da queda de gás a partir da tal teia cósmica que referimos ao início. No entanto, as nossas observações, utilizando espectroscopia de campo integral, indicam que as galáxias anãs com forma de cometa são mais provavelmente o resultado da queda de nuvens de gás pobre em metais do meio intergaláctico, embora estas nuvens possam estar relacionadas com a teia cósmica na sua formação.
De qualquer modo, o estudo destas galáxias proporciona, e proporcionará, informações cruciais sobre a evolução dos sistemas anteriores ao surgimento das primeiras galáxias que se constituíram a partir de gás quase primordial, ainda livre de metais, no começo do Universo.
Observações do hidrogénio neutro obtidas pela nossa equipa com o radiotelescópio Very Large Array (VLA), nos EUA, e futuras observações utilizando espectroscopia de campo integral com o instrumento MUSE (do inglês Multi-Unit Spectroscopic Explorer), no Chile, permitirão entender a verdadeira natureza e o papel das galáxias anãs azuis compactas na história das galáxias no Universo.
Disponível também no website da National Geographic Portugal
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- Patricio Lagos é investigador do Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço (IA). Estudou Física na Pontificia Universidad Católica de Chile, e obteve o doutoramento em Astronomia no Observatório Nacional (ON) do Brasil. Tem uma vasta experiência no estudo da evolução de galáxias, principalmente na investigação das abundâncias químicas em galáxias anãs com ativa formação de estrelas, e também em galáxias dominantes de grupos de galáxias. Foi investigador no Instituto de Astrofísica das Canárias (IAC), Espanha, e no Centre for Space Research (CSR) da North-West University, na África do Sul.
Revisão de texto e edição por Sérgio Pereira.
