Teorias que explicam a formação dos braços espirais e o papel das barras na redistribuição do gás e das estrelas
Nas galáxias, vemos frequentemente impressionantes braços espirais ou barras centrais – características dinâmicas que encantam tanto astrónomos profissionais como amadores. Nas galáxias espirais, os braços marcam regiões brilhantes de formação estelar que giram em torno do centro, enquanto nas galáxias espirais barradas existe um aglomerado alongado de estrelas que atravessa o núcleo. Estas não são meras decorações estáticas – estas estruturas refletem a gravidade em ação, fluxos de gás e processos de formação estelar no disco. Neste artigo, examinaremos como os padrões espirais se formam e persistem, a importância das barras e como ambos os fatores influenciam a distribuição do gás, estrelas e momento angular na evolução cósmica a longo prazo.
1. Braços espirais: visão geral
1.1 Propriedades observadas
As galáxias espirais geralmente apresentam uma forma de disco com braços brilhantes, dispostos a partir do núcleo central. Os braços frequentemente parecem azulados ou brilhantes em imagens ópticas, indicando atividade estelar. Segundo as observações, distinguimos:
- Espirais "grand-design": Alguns braços brilhantes e contínuos, claramente estendendo-se por todo o disco (ex.: M51, NGC 5194).
- Espirais "floculentas": Muitos fragmentos espirais dispersos sem um padrão global óbvio (ex.: NGC 2841).
Os braços contêm muitas regiões H II, aglomerados de estrelas jovens e nuvens moleculares, desempenhando assim um papel crucial na "manutenção" de uma nova população estelar.
1.2 O problema do "enrolamento" dos braços
Uma dificuldade óbvia é que, devido à rotação diferencial do disco, qualquer padrão fixo deveria enrolar-se bastante rápido e assim "esticado" ao longo de algumas centenas de milhões de anos. No entanto, as observações mostram que os braços espirais permanecem muito mais tempo, pelo que os braços não podem ser considerados "mãos materiais" que giram com as estrelas. Antes, são ondas de densidade ou certos padrões que se movem a uma velocidade diferente das estrelas e do gás [1].
2. Teorias da formação dos padrões espirais
2.1 Teoria das ondas de densidade
Teoria das ondas de densidade, proposta por C. C. Lin e F. H. Shu na década de 70, afirma que os braços espirais são ondas quase estacionárias no disco da galáxia. Os principais pontos são:
- Padrões de ondas: Os braços são regiões de maior densidade (como "engarrafamentos numa autoestrada"), que se movem mais lentamente que a velocidade orbital das estrelas.
- Estimulação da formação estelar: Quando o gás entra numa zona mais densa, comprime-se e forma estrelas. Esses aglomerados jovens e brilhantes realçam o braço.
- Longa duração: A estabilidade do padrão é determinada pela solução de instabilidades gravitacionais ondulatórias no disco em rotação [2].
2.2 Amplificação por balanço (Swing Amplification)
Amplificação por balanço (Swing Amplification) – outro mecanismo frequentemente mencionado em simulações numéricas. Quando um excesso de densidade se forma num disco em rotação, cortado em forma de disco, a gravidade pode, sob certas condições (relacionadas com o parâmetro Toomre Q, gradiente do disco e espessura), amplificá-lo. Assim formam-se estruturas espirais que às vezes mantêm o caráter grand-design ou se fragmentam em múltiplos segmentos de braços [3].
2.3 Espirais de origem por maré
Em alguns casos de galáxias, interações de maré ou pequenas fusões podem criar características espirais marcantes. Por exemplo, uma vizinha passageira pode perturbar o disco, mantendo as espirais. Em sistemas como M51 (Galáxia do Redemoinho), as espirais muito pronunciadas parecem estimuladas pela atração da galáxia satélite [4].
2.4 Floculentas vs. Grand-Design
- No caso das espirais grand-design, frequentemente se confirmam soluções de ondas de densidade, que podem ser reforçadas por interações ou barras, gerando padrões globais.
- As espirais floculentas podem surgir de instabilidades locais e ondas curtas de curta duração, que se formam e desaparecem constantemente. As ondulações sobrepostas dão uma aparência mais desordenada ao disco.
3. Barras em galáxias espirais
3.1 Propriedades observadas
Barra – é um aglomerado de estrelas alongado ou oval, que atravessa o centro da galáxia e liga os lados do disco. Cerca de dois terços das galáxias espirais têm barras (por exemplo, galáxias SB na classificação de Hubble, incluindo a nossa Via Láctea). As barras caracterizam-se por:
- Proeminência do bojo para o disco.
- Rotação aproximadamente como uma onda rígida.
- Zonas anelares ou nucleares, onde o gás concentrado na barra provoca intensa formação estelar ou atividade nuclear [5].
3.2 Formação e estabilidade
Instabilidades dinâmicas num disco em rotação podem gerar uma barra espontaneamente, se o disco for suficientemente autogravitante. Fatores importantes:
- Redistribuição do momento angular (MA): A barra pode ajudar a trocar MA entre diferentes regiões do disco (e halos).
- Interação com o halo de matéria escura: O halo pode absorver ou transmitir o momento angular (MA), influenciando o crescimento ou desaparecimento da barra.
Assim que se formam, as barras geralmente persistem por bilhões de anos, embora interações fortes ou efeitos ressonantes possam alterar a força da barra.
3.3 Fluxo de gás induzido pela barra
O efeito essencial da barra é — transportar gás para o centro:
- Frentes de choque nas faixas de poeira da barra: As nuvens de gás experimentam torques gravitacionais, perdem momento angular e migram em direção ao núcleo da galáxia.
- Formação estelar intensa: O gás acumulado pode formar estruturas ressonantes em anel ou configurações discais em torno da protuberância, desencadeando explosões de formação estelar nuclear ou um núcleo ativo (AGN).
Assim, a barra regula eficazmente o crescimento da protuberância e do buraco negro central, ligando a dinâmica do disco à atividade nuclear [6].
4. Braços espirais e barras: processos interligados
4.1 Ressonâncias e velocidades do padrão
Em muitas partes da galáxia, barra e espirais coexistem. A velocidade do padrão da barra (quando a barra gira como uma onda) pode ressonar com as frequências orbitais do disco, possivelmente "ancorando" ou sincronizando os braços espirais que começam nas pontas da barra:
- Teoria dos manifold: Algumas simulações mostram que os braços espirais em galáxias barradas podem surgir como manifolds que se estendem a partir das "pontas" da barra, criando uma estrutura de "grand-design" associada à rotação da barra [7].
- Ressonâncias internas e externas: Ressonâncias nas extremidades da barra podem formar anéis ou zonas de transição onde os fluxos da barra encontram as regiões das ondas espirais.
4.2 Força da barra e sustentação das espirais
Uma barra forte pode reforçar os padrões espirais ou, em alguns casos, redistribuir o gás de forma tão eficaz que a galáxia muda de tipo morfológico (por exemplo, de espiral tardia para tipo inicial com uma grande protuberância). Em algumas galáxias, as interações barra-espiral ocorrem ciclicamente: as barras podem enfraquecer ou fortalecer ao longo de períodos cósmicos, alterando o brilho dos braços espirais.
5. Dados observacionais e exemplos concretos
5.1 A barra e os braços da Via Láctea
A nossa Via Láctea é uma espiral barrada, cuja barra central se estende por vários quiloparsecs, e vários braços espirais são delineados pela distribuição de nuvens moleculares, regiões H II e estrelas OB. Mapas infravermelhos do céu confirmam a barra, atrás da qual existem camadas de poeira, e observações de rádio/CO mostram fluxos massivos de gás movendo-se ao longo das faixas de poeira da barra. Modelos detalhados apoiam a ideia de que a barra continuamente impulsiona o fluxo de matéria para a região nuclear.
5.2 Barras proeminentes em outras galáxias
Galáxias espirais como NGC 1300 ou NGC 1365 possuem barras proeminentes que se estendem em espirais claras. Observações mostram faixas de poeira, formação estelar em anel e movimento de gases moleculares, confirmando que a barra transporta momento angular de forma significativa. Em algumas galáxias barradas, a posição da "ponta" da barra funde-se suavemente com o padrão das espirais, indicando uma junção ressonante.
5.3 Espirais de maré e interações
Em sistemas como M51 observa-se que o satélite menor pode sustentar e reforçar duas espirais expressivas. Diferenças de rotação e atração gravitacional periódica criam uma das imagens “grand-design” mais belas no céu. Estudando estas espirais “forçadas por marés”, confirma-se que perturbações externas podem reforçar ou “fixar” padrões espirais [8].
6. Evolução das galáxias e processos de mudança secular
6.1 Evolução secular através de barras
Com o tempo, as barras podem conduzir a uma evolução secular (gradual): o gás acumula-se no núcleo central ou na região do pseudobulbo, a formação estelar remodela o núcleo galáctico, e a força da barra pode variar. Esta mudança morfológica “lenta” difere das transformações abruptas por grandes fusões e mostra como a dinâmica interna do disco pode alterar gradualmente a galáxia espiral desde o interior [9].
6.2 Regulação da formação estelar
Espirais, quer baseadas em ondas de densidade ou instabilidades locais, são “fábricas” de novas estrelas. O gás que atravessa a espiral sofre compressão que inicia a formação estelar. As barras aceleram ainda mais este processo, transportando gás adicional para o centro. Ao longo de bilhões de anos, estes processos engrossam o disco estelar, enriquecem o meio interestelar e alimentam o buraco negro central.
6.3 Ligações entre crescimento de bulbos e AGN
Fluxos controlados por barras podem concentrar muito gás perto do núcleo, por vezes desencadeando episódios de AGN se o gás atingir o buraco negro supermassivo. Períodos repetidos de formação ou desaparecimento da barra podem produzir características de protuberância, criando pseudobulbos (com cinemática de disco), em contraste com os bulbos clássicos formados por fusões.
7. Observações e simulações futuras
7.1 Imagens de alta resolução
Telescópios futuros (ex., especialmente os terrestres muito grandes, Telescópio Espacial Nancy Grace Roman) fornecerão dados IR próximos mais detalhados sobre espirais transversais, permitindo estudar anéis de formação estelar, faixas de poeira e fluxos de gás. Esta informação ajudará a melhorar os modelos da influência da barra na evolução num intervalo mais amplo de desvio para o vermelho.
7.2 Espectroscopia integral de campo (IFU)
Projetos IFU (ex., MANGA, SAMI) capturam campos de velocidade e abundâncias químicas em todo o disco galáctico, fornecendo mapas cinemáticos bidimensionais de barras e espirais. Estes dados esclarecem afluxos, ressonâncias e impulsos de formação estelar, destacando a sinergia entre a barra e as ondas espirais que alimentam o disco.
7.3 Simulações avançadas de disco
As mais recentes simulações hidrodinâmicas (ex., submodelos FIRE, IllustrisTNG) procuram criar realisticamente a formação de barras e espirais, incluindo o feedback da formação estelar e dos buracos negros. Comparando estas simulações com dados observacionais de galáxias espirais, prevêem-se com maior precisão os cenários de evolução secular, vida útil da barra e mudanças morfológicas [10].
8. Conclusão
Braços espirais e cruzes – estruturas dinâmicas intimamente ligadas à evolução da galáxia de disco, incorporando padrões de ondas gravitacionais, ressonâncias e fluxo de gás que regulam a formação estelar e a forma da galáxia. Quer sejam formados por ondas de densidade de longa duração, reforço por “swing” ou interações de maré, os braços espirais distribuem a formação estelar ao longo de formas elegantes de arco, enquanto as cruzes atuam como potentes “motores de momento angular”, sugando gás para o centro para alimentar o núcleo e crescer o bojo.
Estas características em conjunto indicam que as galáxias não são estáticas – elas estão em constante movimento interna e externamente ao longo da história cósmica. Ao explorar mais os ressonâncias das barras, ondas de densidade espiral e populações estelares variáveis, compreendemos melhor como galáxias como a nossa Via Láctea evoluíram para estruturas espirais bem conhecidas, mas eternamente mutáveis.
Links e leitura adicional
- Lin, C. C., & Shu, F. H. (1964). “Sobre a Estrutura Espiral de Galáxias de Disco.” The Astrophysical Journal, 140, 646–655.
- Lin, C. C., & Shu, F. H. (1966). “Uma Teoria da Estrutura Espiral em Galáxias.” Proceedings of the National Academy of Sciences, 55, 229–234.
- Toomre, A. (1981). “O que amplifica os espirais?” Structure and Evolution of Normal Galaxies, Cambridge University Press, 111–136.
- Tully, R. B. (1974). “A cinemática e dinâmica de M51.” The Astrophysical Journal Supplement Series, 27, 449–457.
- Athanassoula, E. (1992). “Formação e evolução de barras em galáxias.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 259, 345–364.
- Sanders, R. H., & Tubbs, A. D. (1980). “Inflow de gás interestelar impulsionado por barras em galáxias espirais.” The Astrophysical Journal, 235, 803–816.
- Romero-Gómez, M., et al. (2006). “A origem dos braços espirais em galáxias barradas.” Astronomy & Astrophysics, 453, 39–46.
- Dobbs, C. L., et al. (2010). “Galáxias espirais: Fluxo de gás formador de estrelas.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 403, 625–645.
- 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.
- Garmella, M., et al. (2022). “Simulações da Formação e Evolução de Barras em Discos FIRE.” The Astrophysical Journal, 924, 120.