As galáxias são estruturas celestes muito abundantes em nosso universo. Segundo Galileo Galilei, “a galáxia não é nada mais do que uma massa de inúmeras estrelas plantadas em aglomerações. Para qualquer parte que você dirija o telescópio, imediatamente uma vasta multidão de estrelas apresenta-se à vista.”

Com o surgimento dos primeiros telescópios no século XVII, o seu uso permitiu conhecer melhor o que existe no universo. A partir das observações com telescópios, o astrônomo Charles Messier elaborou um catálogo com diversas estruturas celestes. 

Figura 1 – Catálogo de Messier: 110 objetos difusos, reunindo nebulosas, aglomerados e galáxias.

Crédito da figura: The Messier Catalog.

Disponível em http://messier.seds.org

A evolução tecnológica permitiu a construção de telescópios mais potentes e precisos que podiam “enxergar” um maior número de estruturas e mais longe.

Atualmente dispomos dos radiotelescópios, que são telescópios que nos permitem observar não somente a região da luz visível, mas uma elevada gama de frequências.

A compilação e a compreensão dos dados observacionais nos permitem refinar nossos modelos teóricos e nossa definição de galáxia. Atualmente, podemos descrevê-la como sendo uma espécie de ilha flutuante no Universo, um enorme agrupamento de até bilhões de estrelas permeado de gás e poeira rarefeitos, de luz (fótons) e partículas se deslocando com velocidades próximas a da luz (raios cósmicos), isolada no espaço e mantida por sua própria gravidade.

Ao observamos o céu noturno em um local longe das luzes da cidade, notamos a surpreendente existência de uma faixa concentrada de estrelas que cruza o céu. Essa faixa é a Via Láctea, a nossa Galáxia, onde nosso Sistema Solar está localizado. A observação das características da nossa galáxia nos permite construir um modelo de sua estrutura e comparar com as estrutura observadas em outras galáxias.

Figura 2 - A galáxia de Andrômeda (M31), a cerca de 2,5 milhões de anos luz. É o objeto mais distante que conseguimos ver a olho nu.

Crédito da figura: Robert Gendler

Disponível em http://apod.nasa.gov/apod/ap021021.html

O estudo de várias galáxias mostra que cada uma é diferente da outra. No entanto, apresentam algumas estruturas básicas que são comuns a todas elas. São elas: uma região central muito brilhante, chamada de núcleo ou bojo, uma região aproximadamente plana envolvendo o bojo, chamada disco, uma região esférica envolvendo o disco, chamada halo visível (formada por matéria bariônica) e uma região esférica invisível chamada de halo de matéria escura.

Figura 3 – Estrutura das galáxias com seus principais componentes.

Disponível em http://www.astro.iag.usp.br/~maciel/teaching/palestras/utfpr/utfpr-2.pdf

A observação das galáxias é uma árdua tarefa, uma vez que sua região central (que pode ser a mais brilhante) não está acessível na banda da luz visível. Existem muitas nuvens de gás e poeira no caminho que causam uma grande extinção estelar. Apenas as radiações de menor comprimento de onda conseguem atravessar essas nebulosas. Assim, o centro da galáxia pode ser observado na banda das ondas de rádio.

Em 1983, o InfraRed Astronomical Satellite (IRAS) permitiu fazer um mapa mostrando a localização da poeira sobre o disco da galáxia.

Em 1990, o Cosmic Background Explorer (COBE) permitiu obter um mapa em uma banda de frequência em que a poeira emite pouca radiação e deixa passar a radiação proveniente das estrelas mais distantes. Assim, obteve-se um mapa composto pela luz de estrelas frias e distantes (gigantes vermelhas e outras estrelas com o pico de emissão entre o visível e a banda explorada pelo COBE).

Figura 4 – O bojo e o disco da nossa Galáxia, em imagem composta a partir de observações no infravermelho próximo pelo satélite COBE.

Crédito da Figura: NASA e COBE.

Disponível em http://www.astro.iag.usp.br/~aga5739/cap4.pdf

Visão geral das estruturas das galáxias

Quando olhamos para o céu noturno, podemos ver a olho nu uma faixa de estrelas que constituem o disco da Galáxia, mas na região do não visível existem outros componentes, como o gás interestelar e a poeira. De um modo simplista, podemos entender a galáxia como um disco com um bojo central envolvido por um halo esférico, tudo isso preso pela ação gravitacional mútua.

Figura 5 – Visão do céu noturno.

 Disponível em http://heasarc.nasa.gov/docs/cosmic/nearest_galaxy_info.html

Bojo

O bojo é uma distribuição de estrelas predominantemente avermelhadas com baixa metalicidade⁽¹⁾, situadas na região central da galáxia. Nele encontramos uma alta densidade de gás e poeira interestelar, de modo que é caracterizado por uma formação intensa de estrelas. As observações do bojo das galáxias indicam que ele é praticamente esférico⁽²⁾, ou usando um termo mais técnico, é um “esferóide”⁽³⁾.

O bojo não tem uma fronteira definida; podemos estabelecer uma analogia com a atmosfera terrestre, que vai ficando mais rarefeita à medida que aumentamos a altitude. Nesse caso, a densidade de estrelas diminui gradualmente à medida que nos afastamos do centro, até se tornar desprezível.

Nas regiões mais periféricas do bojo, onde a densidade do gás interestelar é menor, encontramos as estrelas mais velhas.

Figura 6 – Bojo galáctico.

Disco

O disco é a região da galáxia que envolve a região central, o bojo, onde podemos encontrar tanto estrelas jovens como velhas. Essa observação fez Walter Baade propor, em 1944, a existência de duas classes de estrelas; as de “população I”⁽⁴⁾, que representa as estrelas localizadas no disco fino da galáxia e as de “população II”⁽⁵⁾, que representa as estrelas localizadas no disco espesso da galáxia.

A presença de estrelas O e B (ver figura 7) no disco dá uma coloração azul a ele devido ao fato dessas estrelas serem muito mais brilhantes do que as anãs G, K e M (apesar das anãs estarem presentes em maior número). O disco contém estrelas de População I, aglomerados abertos jovens e regiões de formação estelar.

Figura 7 – Classe espectral para os diferentes tipos de estrelas.

Disponível em: http://www.seasky.org/celestial-objects/assets/images/spectraltypes.jpg

A formação do disco se deu pela contração de parte da nuvem inicial, bem parecido com a formação do sistema solar. O disco se achatou pela rápida rotação que adquiriu, em conseqüência da conservação do momento angular. Portanto, as estrelas formadas no disco herdam o movimento de rotação do disco. 

Figura 8 - O bojo ocupa a região central da galáxia e o disco está ao redor dele. O disco apresenta uma densidade crescente até o centro da galáxia; neste caso o disco e o bojo estariam imersos um no outro.

Halo visível (matéria bariônica)

Chamamos de halo uma região extensa com densidade de estrelas muito baixa, com uma distribuição aproximadamente esférica, sem a presença de gá ou poeira. As estrelas pertencentes ao halo são predominantemente pertencentes à população II e já passaram pela sequência principal e são tão fracas que apenas conseguimos detectá-las em condições específicas.

Figura 9 – halo galáctico, região esférica em torno do disco galáctico.

As estrelas do halo são isoladas e de alta velocidade de rotação, descrevendo órbitas com as mais diversas inclinações em relação ao plano do disco galáctico.

Figura 10 – Movimento orbital aleatório das estrelas pertencentes ao halo.

Disponível em: http://www.physics.uc.edu/~hanson/ASTRO/LECTURENOTES/W03/Lec15/Page6.html

Halo invisível (matéria escura)

Tudo na galáxia roda em torno do centro. Se assim não fosse, a gravidade faria com que tudo caísse para o centro. Supondo que a massa da galáxia esteja concentrada na região interna, conforme as previsões baseadas nas leis de Kepler, a velocidade de rotação deveria diminuir com o aumento da distância ao centro, na forma v ∝ R^-1/2, ou seja, as órbitas deveriam ser keplerianas.

Mapeamentos do hidrogênio nas regiões mais exteriores da galáxia revelaram que a velocidade de rotação se mantém constante mesmo para após os limites do disco. Isso significa que deve existir muita massa mesmo nas regiões mais exteriores da galáxia. As primeiras observações desse fato foram realizadas pelo astrofísico suíço Fritz Zwicki, em 1933, confirmadas por diversas observações posteriores, corroborando a existência de uma matéria não-luminosa, a qual chamaos de matéria escura.

Figura 11 – Curvas de rotação.

Disponível em: www.if.ufrgs.br/~fatima/fis2009/galaxias.htm

De acordo com as observações, infere-se que a matéria escura envolve a galáxia toda, num halo esférico com um raio cerca de 2 a 4 vezes superior ao halo visível onde estão os aglomerados globulares.

Figura 12 - Representação da distribuição da matéria escura em torno da galáxia.

Crédito da figura: Observatório Nacional.

Disponível em: http://www.if.ufrj.br/~joras/disciplinas/07.1/topicos/maia.pdf

         Contudo o universo é uma estrutura muito mais complexa e apresenta galáxias de formas variadas, estas galáxias podem possuir estruturas um pouco diferente das discutidas neste texto, desse modo iremos abordar brevemente a morfologia das galáxias (6)expondo suas principais diferenças.

Tabela 1 – Classificação morfológica simplificada das galáxias

Crédito do figura: Fenomenologia do Universo, de Martín Makler, ICRA/CBPF

Disponível em: http://mesonpi.cat.cbpf.br/e2006/graduacao/pdf_g6/Cosmo_martin_aula_1.pdf