Características dos diferentes tipos de galáxias, incluindo taxas de formação estelar e evolução morfológica
Ao observar o Universo visível, a diversidade das galáxias é impressionante: desde graciosos braços espirais, pontilhados de regiões de formação estelar, até enormes "esferas" elípticas de estrelas envelhecidas e até estruturas caóticas e irregulares que desafiam definições simples. Esta diversidade já motivou os primeiros astrónomos a criar um sistema de classificação que refletisse tanto as características morfológicas externas como as possíveis ligações evolutivas.
O esquema mais comum é a forquilha de classificação de Hubble, proposta na década de 1920 e posteriormente complementada com várias subcategorias. Hoje, os astrónomos ainda utilizam estes grandes grupos — espirais, elípticas e irregulares — para descrever as populações de galáxias. Neste artigo, vamos analisar as características de cada tipo, as suas propriedades de formação estelar e a possível evolução morfológica em escala cósmica.
1. Contexto histórico e o “diagrama de afinação”
1.1 Esquema primário de Hubble
Em 1926, Edwin Hubble publicou um trabalho fundamental onde apresentou a classificação morfológica das galáxias [1]. Ele organizou as galáxias como um “diagrama de afinação”:
- Elípticas (E) à esquerda — desde quase circulares (E0) até mais alongadas (E7).
- Espirais (S) e Espirais barradas (SB) à direita — as não barradas de um ramo, e as barradas do outro. São ainda subdivididas conforme o brilho do núcleo central e a abertura dos braços (Sa, Sb, Sc, etc.).
- Lenticulares (S0), situadas numa posição intermédia entre elípticas e espirais, com disco mas sem estruturas espirais evidentes.
Mais tarde, outros astrónomos (por exemplo, Allan Sandage, Gérard de Vaucouleurs) aperfeiçoaram o sistema de Hubble, adicionando mais elementos morfológicos (como estruturas anelares, barras subtis, espirais “floculentas” ou espirais grossas).
1.2 O “diagrama de afinação” e a hipótese evolutiva
Inicialmente, Hubble (embora com cautela) sugeriu que as elípticas poderiam transformar-se em espirais devido a algum processo interno. Estudos posteriores geralmente refutaram essa ideia: segundo a compreensão atual, esta classe reflete diferentes vias de formação, embora fusões ou evolução secular possam alterar a morfologia em certos casos. O “diagrama de afinação” permanece uma ferramenta descritiva sólida, mas não implica necessariamente uma sequência evolutiva rígida.
2. Galáxias elípticas (E)
2.1 Morfologia e classificação
As elípticas são geralmente suaves, sem características marcantes, brilhando como “bolas de luz” sem estrutura clara. São classificadas de E0 a E7 conforme o alongamento crescente (E0 — quase redondas, E7 — muito alongadas). Algumas das suas características:
- Sem disco: ao contrário das espirais, não possuem um componente de disco proeminente, e as estrelas movem-se em órbitas aleatórias.
- Estrelas mais velhas e avermelhadas: Geralmente dominadas por estrelas mais antigas, que conferem uma tonalidade vermelha.
- Pouco gás ou poeira: Normalmente não há gás frio; embora algumas grandes elípticas (especialmente em aglomerados) tenham um halo de gás quente, visível na faixa de raios X.
2.2 Taxas de formação estelar e populações
Nas elípticas geralmente ocorre uma taxa muito baixa de formação estelar atual — falta de reservas de gás frio. As suas estrelas formaram-se nas fases iniciais da história cósmica, criando aglomerados massivos, esferoidais e ricos em metais. Em algumas galáxias elípticas podem ocorrer pequenos surtos, causados por fusões menores ou reabastecimento de gás, mas é um fenómeno raro.
2.3 Cenários de formação
Hoje considera-se que as grandes galáxias elípticas geralmente se formam por grandes fusões – a colisão de duas galáxias discais perturba as órbitas estelares, formando um esferoide [2, 3]. As elípticas menores podem originar-se em circunstâncias menos extremas, mas o motivo principal é que uma grande aproximação ou fusão de massa normalmente "apaga" a formação estelar, eliminando as estruturas espirais.
3. Galáxias espirais (S)
3.1 Características gerais
As galáxias espirais caracterizam-se por um disco rotativo com estrelas e gás, frequentemente com um núcleo central (bulge). No disco formam-se estruturas de braços espirais: podem ser bem definidas (grand-design) ou fragmentadas ("flocculent"). Hubble classificou-as segundo:
-
Sequência Sa, Sb, Sc:
- Sa: Núcleo grande e brilhante (bulge), braços fortemente enrolados.
- Sb: Relação média entre núcleo e disco, formas de braços mais abertas.
- Sc: Núcleo pequeno, braços amplamente "abertos", maior formação estelar.
- Barras espirais (SB): Possuem uma barra alongada que atravessa o núcleo; divididas em SBa, SBb, SBc, de acordo com o tamanho do núcleo e a abertura dos braços.
3.2 Taxas de formação estelar
As espirais são consideradas um dos locais mais ativos na formação estelar entre as principais classes de galáxias (exceto algumas explosões irregulares). O gás no disco concentra-se ao longo da onda espiral, formando continuamente novas estrelas. As estrelas azuis e brilhantes nos braços espirais destacam isso. Observa-se que as espirais de classe tardia (Sc, Sd) frequentemente têm mais gás proporcionalmente à massa, e portanto maior atividade de formação estelar [4].
3.3 Disco galáctico e região central
A maior parte do meio interestelar frio e das estrelas mais jovens concentra-se no disco das espirais, enquanto o núcleo é geralmente composto por estrelas mais velhas e tem uma forma mais esférica. A relação entre a massa do núcleo e do disco está associada ao tipo de Hubble (Sa tem uma maior fração de núcleo do que Sc). As barras podem canalizar gás do disco para o centro, alimentando o núcleo ou o buraco negro, por vezes desencadeando episódios de formação estelar ou AGN.
4. Galáxias lenticulares (S0)
As galáxias S0 ocupam uma posição intermédia – possuem um disco (como as espirais), mas não têm braços evidentes nem grandes zonas de formação estelar. Normalmente, os seus discos contêm pouco gás, e as populações estelares e cores são mais próximas das elípticas. As S0 são típicas de ambientes densos de aglomerados, onde a perda de gás devido a interações (ex., stress dinâmico, "harassment" ou remoção de gás) pode ter transformado uma espiral numa S0 [5].
5. Galáxias irregulares (Irr)
5.1 Características da irregularidade
Galáxias irregulares não se encaixam nos quadros ordenados de espirais ou elípticas. Caracterizam-se por uma forma caótica, sem um aglomerado estelar ou disco óbvio, com áreas dispersas de formação estelar ou regiões de poeira. Geralmente classificamo-las em:
- Irr I: Existem pequenos ou parciais indícios de estruturas, talvez lembrando restos de discos desfeitos.
- Irr II: Muito indefinida, sem qualquer ordem concreta.
5.2 Formação estelar e fatores externos
As irregulares são geralmente de massa pequena ou média, mas podem ter uma taxa de formação estelar incrivelmente alta em relação ao seu tamanho (por exemplo, o Grande Nuvem de Magalhães). Interações gravitacionais com vizinhas maiores, marés ou fusões recentes podem criar uma forma desordenada e estimular um surto de formação estelar [6]. Se uma galáxia de baixa massa não teve gás suficiente no início da formação para desenvolver um disco ordenado, pode ter permanecido irregular.
6. Taxas de formação estelar por morfologia
Na escala da "forquilha de ajuste" de Hubble, as taxas de formação estelar (SFR) e as populações estelares das galáxias também podem ser comparadas:
- Espirais de tipo tardio (Sc, Sd) e muitas irregulares: Ricas em reservas de gás, formação estelar intensa, estrelas mais jovens, luz geral mais azulada.
- Espirais de tipo precoce (Sa, Sb): Formação estelar moderada, reservas de gás menores, núcleo mais brilhante (maior).
- Lenticulares (S0) e elípticas: Frequentemente "vermelhas e mortas", com formação mínima de novas estrelas, dominadas por populações mais velhas.
Isto não é uma regra absoluta – fusões ou interações podem "emprestar" gás a uma elíptica ou causar um surto de formação estelar, e algumas espirais podem estar calmas se esgotarem o gás disponível. No entanto, estudos em grande escala confirmam estas regularidades estatísticas [7].
7. Caminhos da evolução: fusões e mudanças seculares
7.1 Fusões: o fator mais importante
Um dos principais caminhos para a mudança morfológica é a fusão de galáxias. Se duas galáxias espirais de massa semelhante se encontram, forças gravitacionais fortes frequentemente empurram o gás para o centro, causando um surto de formação estelar e, finalmente, formando uma estrutura mais esférica, se a fusão for significativa. Após várias fusões ao longo da história cósmica, podemos obter galáxias elípticas massivas nos núcleos dos aglomerados. Interações de "engolir" menores (desiguais) ou a acreção de satélites também podem formar barras ou distorcer discos, alterando ligeiramente a classificação espiral.
7.2 Evolução secular
Nem toda a mudança morfológica está relacionada com colisões externas. Evolução secular — são processos internos em escalas temporais mais longas:
- Instabilidade da barra: As barras podem empurrar o gás para o interior, estimulando a formação de estrelas centrais ou atividade AGN, possivelmente formando pseudobulbos.
- Dinâmica das espirais: Com o tempo, as estruturas de ondas reorganizam as órbitas estelares, alterando gradualmente a forma do disco.
- Impacto ambiental (ex.: remoção de gás em aglomerados): uma galáxia pode passar de espiral para uma S0 pobre em gás.
Essas transformações graduais indicam que a classificação morfológica não é eterna — pode mudar dependendo do ambiente, feedback e dinâmica interna [8].
8. Dados observacionais e melhorias modernas
8.1 Levantamentos profundos e galáxias de épocas distantes
Telescópios como o Hubble, o JWST ou os grandes terrestres permitem observar galáxias em épocas cósmicas mais precoces. Essas galáxias de alto desvio para o vermelho frequentemente não se encaixam na classificação morfológica local: observam-se estruturas discais "sujas", zonas irregulares de formação estelar ou "pedaços" compactos. Com o tempo, muitas dessas sistemas só adquirem características espirais ou elípticas habituais em épocas posteriores, sugerindo que a sequência de Hubble se formou parcialmente apenas numa fase mais tardia do Universo.
8.2 Morfologia quantitativa
Além da avaliação visual simples, os astrónomos usam o índice Sérsic, o coeficiente Gini, o M20 e outros métodos para quantificar a distribuição da luz ou a "granulosidade". Isto complementa o esquema clássico de Hubble e permite processar grandes levantamentos que visam classificar automaticamente milhares ou milhões de galáxias [9].
8.3 Tipos incomuns
Algumas galáxias não se enquadram em categorias simples. Por exemplo, galáxias anelares, galáxias com anel polar, galáxias com estrutura "amendoim" (peanut) revelam histórias exóticas de formação (colisões, instabilidade de barra ou acreção por maré). Elas lembram que a classificação morfológica é apenas um instrumento geral, mas nem sempre completo.
9. Contexto cósmico: sequência de Hubble ao longo do tempo
Questão principal: Como varia a proporção de galáxias espirais, elípticas e irregulares na história cósmica? As observações mostram:
- Galáxias irregulares/especiais são mais frequentes em deslocamentos para o vermelho mais elevados – provavelmente devido a fusões mais frequentes e estruturas não totalmente estabilizadas no Universo primordial.
- As espirais permanecem abundantes em várias épocas, mas no passado podiam ser mais ricas em gás e "granuladas".
- Elípticas são mais comuns em aglomerados e em épocas posteriores, quando a fusão hierárquica forma sistemas massivos, com poucas estrelas novas (ou pouca formação estelar).
As simulações cosmológicas esforçam-se por reproduzir estes caminhos evolutivos, combinando diferentes tipos de componentes em vários desvios para o vermelho.
10. Considerações finais
A classificação de galáxias de Hubble — embora quase centenária — é notavelmente resistente ao teste do tempo, mesmo com o crescimento das investigações astronómicas. Espirais, elípticas e irregulares — são famílias morfológicas amplas, frequentemente associadas a histórias de formação estelar, ambiente e dinâmica de grandes estruturas. Contudo, por trás destas etiquetas convenientes escondem-se caminhos evolutivos complexos: fusões, processos de mudança secular, ciclos de feedback, que ao longo de bilhões de anos podem alterar a aparência de uma galáxia.
A sinergia de imagens profundas, espectroscopia precisa e modelos digitais continua a refinar a nossa compreensão de como as galáxias podem transitar de um tipo para outro. Desde aglomerados de gigantes elípticas “vermelhas e inativas” até espirais brilhantes em discos ou formas irregulares desordenadas, o “zoológico” cósmico das galáxias permanece uma das áreas mais ricas da astronomia — garantindo que o esquema de classificação de Hubble, embora clássico, continue a evoluir juntamente com a nossa percepção em constante expansão do Universo.
Nuorodos ir platesnis skaitymas
- Hubble, E. (1926). “Nebulosas Extra-galácticas.” The Astrophysical Journal, 64, 321–369.
- Toomre, A. (1977). “Fusões e Algumas Consequências.” Evolution of Galaxies and Stellar Populations, Yale Univ. Obs., 401–426.
- Barnes, J. E., & Hernquist, L. (1992). “Dinâmica de Galáxias em Interação.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 30, 705–742.
- Kennicutt, R. C. (1998). “Formação Estelar em Galáxias ao Longo da Sequência de Hubble.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 36, 189–232.
- Dressler, A. (1980). “Morfologia das Galáxias em Aglomerados Ricos – Implicações para a Formação e Evolução das Galáxias.” The Astrophysical Journal, 236, 351–365.
- Schweizer, F. (1998). “Fusões Galácticas: Factos e Fantasia.” SaAS FeS, 11, 105–120.
- Blanton, M. R., & Moustakas, J. (2009). “Propriedades Físicas e Ambientes de Galáxias em Formação Estelar.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 47, 159–210.
- Kormendy, J., & Kennicutt, R. C. (2004). “Evolução Secular e a Formação de Pseudobulbos em Galáxias de Disco.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 42, 603–683.
- Conselice, C. J. (2014). “A Evolução da Estrutura das Galáxias ao Longo do Tempo Cósmico.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 52, 291–337.