27 de out de 2013

Galáxias binárias: vida em comum, nem sempre harmoniosa...

Domingos Sávio de Lima Soares
16 de janeiro de 2009 

 

O universo pode ser visto como um conjunto de pontos. Cada ponto representa uma galáxia. Sabemos hoje, graças às imagens do céu obtidas pelo Telescópio Espacial Hubble, que existem mais de 100 bilhões de galáxias no universo.

Em alguns estudos teóricos da formação de "ajuntamentos" de galáxias no universo -- ou da aglomeração das galáxias, como preferem os astrofísicos --, a idéia de um "conjunto de pontos" pode ser bastante proveitosa. Em outros estudos, cada ponto deve ser encarado como realmente é, ou seja, também como um conjunto de pontos, onde cada ponto agora pode ser uma estrela, uma nuvem de gás ou uma nuvem de poeira. E estes pontos possuem uma inter-relação bastante complexa. Todos eles contribuem para a evolução do conjunto, ou seja, da galáxia.

O número de estrelas que existem numa galáxia é de 100 milhões, nas galáxias anãs, e de mais de 100 bilhões, nas galáxias gigantes. A Via Láctea possui cerca de 100 bilhões de estrelas. Já a galáxia elíptica gigante M87 possui mais de 3.000 bilhões de estrelas, o que representa 20 a 30 vezes mais do que a Via Láctea.

Este números são úteis para nos dar uma idéia da enormidade que é o universo.

As galáxias se aglomeram no universo por causa da atração gravitacional -- matéria atrai matéria. A menor "aglomeração" de galáxias é aquela formada por duas galáxias: as galáxias binárias, que serão discutidas em mais detalhes aqui. Mas existem aglomerações, ou grupos, maiores. Desde grupos de três galáxias até grandes aglomerados de 50 a milhares de galáxias. E os aglomerados de galáxias também se aglomeram! Eles formam os superaglomerados, grupos de dezenas de aglomerados de galáxias. Então, resumindo, temos a seguinte hierarquia de aglomeração de galáxias, da maneira como os astrofísicos a descrevem: galáxias binárias, grupos de galáxias, aglomerados de galáxias, e superaglomerados.

Em 1923, o astrônomo norte-americano Edwin Powell Hubble (1889-1953) mostrou que o universo era constituído de galáxias, ao demonstrar de maneira inequívoca que a nebulosa de Andrômeda -- uma "mancha" luminosa no céu -- era, na verdade, um sistema de estrelas muito distante e independente de nossa Via Láctea. Imediatamente outras galáxias forma identificadas, pelo próprio Hubble e por outros astrônomos. Já no início da década de 1930, um astrônomo sueco, Erik Holmberg (1908-2000), começou a investigar as aglomerações das galáxias, em seu trabalho de doutoramento. E em 1937 concluiu a sua tese, intitulada "Um estudo de galáxias duplas e múltiplas".

Este foi o primeiro trabalho científico sobre galáxias binárias. Após este trabalho pioneiro, muitos astrônomos dedicaram-se ao estudo das galáxias binárias. Até hoje, elas são investigadas.

Por que estudar galáxias binárias? Há várias razões para isto, mas o mais óbvio é que tal estudo permite a determinação das massas das galáxias! E isto todos nós gostaríamos de saber. Quantas estrelas existem numa galáxia? Qual é a sua massa total? Da mesma forma que podemos medir a massa da Terra, simplesmente pela observação de um corpo qualquer em queda na sua superfície, também podemos medir a massa de uma galáxia observando e medindo a sua velocidade ao redor de uma galáxia companheira. É claro que precisamos de uma lei de atração gravitacional, e nós já a temos: a lei da atração gravitacional de Newton. Esta lei pode ser expressa de maneira sucinta como "matéria atrai matéria na razão direta de suas massas e na razão inversa do quadrado da distância entre elas". Exemplificando, se as massas dos corpos são duplicadas, a força entre elas torna-se quatro vezes maior; se a distância entre os corpos é duplicada, a força torna-se quatro vezes menor.
O cálculo das massas das galáxias pode ser feito também através do estudo das galáxias satélites.

 Toda grande galáxia possui, em sua vizinhança, dezenas de galáxias menores, as quais estão presas à sua atração gravitacional. A partir das medidas de suas distâncias e velocidades e de um modelo teórico para os seus movimentos orbitais, pode-se calcular a massa da galáxia principal do sistema. Mas isto só é possível para galáxias próximas, nas quais é possível identificar as galáxias satélites, que são menores e, portanto, pouco brilhantes. No caso de galáxias distantes, o cálculo das massas galácticas pode ser feito, de maneira semelhante, quando elas fazem parte de um par ou de um grupo de galáxias.
 
 
Galáxia binária formada por NGC 7332, à direita, e NGC 7339. Ambas são galáxias de disco vistas de perfil. NGC 7339 é uma galáxia espiral e NGC 7332 é uma galáxia lenticular, assim chamada por possuir a forma de uma lente. Uma galáxia lenticular é uma galáxia de disco como uma espiral, mas não possui braços espirais. Este par foi catalogado por Domingos Soares, no Catálogo de Galáxias Múltiplas (CMG) com o número 558. Trata-se, portanto, da galáxia binária CMG 558.
(Crédito: Telescópio Espacial Hubble) 
 

O estudo de galáxias binárias possui uma complicação natural: os períodos orbitais são, em geral, da ordem de centenas de milhões de anos! As estrelas também se aglomeram em grupos estelares, os quais possuem desde duas estrelas -- as estrelas binárias -- até grandes aglomerados com centenas de milhares de estrelas. Mas, ao contrário das estrelas binárias, cujos períodos orbitais podem ser de horas, dias ou meses, e podemos medir diretamente o movimento orbital, aqui isto não é possível. Só temos acesso, para cada par, à separação orbital e à velocidade orbital num único instante, qual seja, o instante da observação das galáxias do par. Por isto o estudo das galáxias binárias deve ser um estudo eminentemente estatístico. Estudamos amostras de galáxias binárias supondo que cada galáxia binária da amostra representa uma galáxia binária em um determinado instante de uma órbita média da amostra. E assim podemos fazer o cálculo da massa média de um par. Foi isto que Holmberg fez, e para isto ele teve que determinar um catálogo de galáxias binárias. E foi isto que eu também fiz em meu trabalho de doutoramento, mais de 50 anos depois de Holmberg. Analisei detalhadamente um catálogo, originalmente determinado por meu orientador, o astrônomo holandês Tjeerd van Albada. O chamado "Catálogo de Galáxias Múltiplas", ou em inglês, "Catalogue of Multiple Galaxies" -- daí a sua sigla CMG -- possui mais de 300 pares de galáxias e mais de 200 grupos de galáxias. Os grupos possuem um máximo de 11 galáxias. Do total de 558 sistemas múltiplos, 358 são galáxias binárias e 120 são grupos triplos.

O par CMG 49, mostrado aqui, apresenta uma característica típica, nos casos em que as galáxias estão relativamente próximas uma da outra. Trata-se da interação gravitacional de marés cuja principal manifestação é a perturbação da estrutura interna das galáxias. Uma das galáxias deste par, IC 1727, apresenta sinais de significativa alteração de sua estrutura geral.

A parte central da galáxia está deslocada relativamente ao disco, e este é assimétrico. Um aspecto importante das interações de marés é que ocorre uma transferência de energia no sistema binário. A energia que existe no movimento orbital é progressivamente transferida, pelas forças gravitacionais, para as galáxias individuais, aparecendo na forma de deformações de sua estrutura interna e no aumento de seu movimento interno.

A conseqüência disto é que, também progressivamente, a órbita torna-se cada vez menor em suas dimensões espaciais. Isto significa que as galáxias do par se aproximam cada vez mais, e, eventualmente, se fundem em um só sistema, em outras palavras, em uma só galáxia. Este é o destino de todas as galáxias binárias. A diferença entre elas está no tempo necessário para a ocorrência da fusão. Os pares que possuem uma órbita com maiores dimensões espaciais demorarão mais tempo para a fusão, e eles terão uma convivência harmônica durante muito tempo.

A "harmonia" na convivência galáctica só ocorre quando a separação espacial entre as galáxias é muito maior que os seus tamanhos individuais, como deve ser o caso de CMG 558, mostrado anteriormente. Naquela imagem, as galáxias parecem estar próximas, mas na verdade isto é uma ilusão de perspectiva. Elas estão próximas no plano do céu. A ausência de sinais de interação indica que elas devem estar bastante separadas no espaço! Aqui, a galáxia mais fraca do par, NGC 7339, deve estar muito mais distante, isto é, situada mais profundamente no espaço do que a sua companheira NGC 7332.

 
 CMG 49, constituído pelas galáxias NGC 672, à direita, e IC 1727. Este par está em forte interação gravitacional de maré, como pode ser testemunhado pela estrutura interna perturbada de IC 1727. A distância é de 30 milhões de anos luz. Note, acima e um pouco à esquerda de IC 1727, uma galáxia espiral de perfil, muito mais distante do que CMG 49, e com uma cor mais avermelhada.
(Crédito: Alan Chen) 
 
Para finalizar, um caso ao mesmo tempo belo e assustador de convivência galáctica não harmoniosa. Trata-se do par Arp 87, da lista de galáxias peculiares determinada pelo astrônomo norte-americano Halton Arp. Ele foi espetacularmente "capturado" pelo Telescópio Espacial Hubble.

 

Arp 87, uma galáxia binária fortemente interagente. A galáxia da direita é NGC 3808, uma galáxia espiral vista de frente. A outra galáxia é NGC 3808A, uma espiral vista de perfil. Note a extensão de um dos braços de NGC 3808 envolvendo o disco de NGC 3808A. As estrelas deste braço estão agora presas, pela força gravitacional, a NGC 3808A. Este sistema deverá se fundir, e se transformar em uma só galáxia, nas próximas centenas de milhões de anos.
(Crédito: Telescópio Espacial Hubble) 
 
O caso de Arp 87 não é um exemplo incomum no universo. Estes sistemas binários estão em interação gravitacional tão forte, devido à proximidade das galáxias, que em breve -- em centenas de milhões de anos -- deverão se fundir em um só sistema estelar.

No início da década de 1970, os irmãos Alar e Juri Toomre, trabalhando nos Estados Unidos, realizaram as primeiras simulações computacionais do movimento orbital de duas galáxias. Eles representaram cada galáxia como um conjunto de massas pontuais -- as estrelas --, interagindo através da força gravitacional. As simulações tiveram grande sucesso em reproduzir as características observacionais de galáxias binárias reais. Este foi o primeiro passo numa área inexplorada. Após o trabalho dos irmãos Toomre, inúmeras simulações numéricas foram realizadas. Estas simulações permitem calcular-se, entre outras coisas, o tempo necessário para a fusão de um sistema interagente de galáxias e a evolução temporal da distribuição de massa nas galáxias.

O autor agradece o apoio financeiro da Fundação de Amparo à Pesquisa do Estado de Minas Gerais (FAPEMIG).

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