Galáxias elípticas: formação e características
Linas JuozėnasPartilhar
Arca do Conhecimento · Universo · Capítulo 03 / Artigo 06
Galáxias elípticas
Um brilho estelar uniforme pode ocultar um passado complexo: episódios iniciais de formação estelar, fusões posteriores, órbitas estelares em mudança e gás que circula continuamente pela galáxia.
O que se esconde por trás do brilho uniforme?
Ao lado de uma galáxia espiral, uma elíptica pode parecer quase simples: um centro brilhante desvanece-se num halo arredondado, sem braços largos que guiem o olhar. Ainda assim, as suas estrelas movem-se num sistema gravitacional complexo.
O nosso artigo anterior acompanhou as estruturas dos discos. As galáxias elípticas convidam a uma abordagem diferente: reconstituir o seu crescimento através dos movimentos das estrelas, dos indícios químicos, das ténues estruturas exteriores e do gás.
Não existe um único percurso comum a todas as galáxias elípticas. O seu aspeto atual combina a história das estrelas com a acreção posterior de matéria à sua volta.
O que torna uma galáxia elíptica?
A chamada galáxia elíptica caracteriza-se por uma aparência estelar essencialmente uniforme e concentrada no centro, geralmente sem braços espirais proeminentes nem um disco grande e evidente. Esta descrição deixa bastante margem para variações na luminosidade, no movimento interno e nas estruturas ocultas.[1]
As designações habituais E0–E7 descrevem o achatamento no céu. Comparam o eixo menor b da imagem com o eixo maior a, aplicando aproximadamente E = 10(1 − b/a). Três exemplos mostram o significado destas designações.
E0 · circular na projeção
Os comprimentos dos eixos maior e menor da imagem são iguais. Isso não prova que a galáxia seja esférica.
E3 · moderadamente achatada
Na projeção, o comprimento do eixo menor corresponde a cerca de 70 % do comprimento do eixo maior.
E7 · fortemente achatada
Na projeção, o comprimento do eixo menor corresponde a cerca de 30 % do comprimento do eixo maior. Não é possível determinar a forma tridimensional real apenas pelo contorno.
Os contornos e os eixos ilustram o achatamento aparente, mantendo igual o comprimento do eixo maior representado. Não são modelos tridimensionais nem fases evolutivas.
O ângulo de observação é importante: um sistema achatado, visto quase perpendicularmente ao seu plano, pode parecer redondo. Para reconstruir a sua forma tridimensional real, são necessárias suposições e, quando possível, informações sobre o movimento das estrelas.[2]
Imagens mais sensíveis podem revelar conchas, caudas ténues, poeira ou componentes estelares interiores. «Elíptica» resume o aspeto predominante; não significa que todas as partes da galáxia não tenham quaisquer características distintivas.[1]
Como é que as órbitas das estrelas mantêm o equilíbrio de uma galáxia elíptica?
As estrelas das galáxias movem-se geralmente pelo sistema sem colidirem fisicamente. As suas órbitas são determinadas pelo campo gravitacional global. Numa galáxia elíptica, as direções e formas destas órbitas podem ser muito variadas.
A dispersão de velocidades descreve a distribuição das velocidades das estrelas. Quando esta dispersão contribui em grande medida para manter o equilíbrio dinâmico do sistema, os astrónomos chamam-lhe sistema suportado pela dispersão de velocidades ou sistema suportado pela pressão. O termo descreve o movimento orbital, e não significa que as estrelas se pressionem umas às outras como partículas de um gás denso.[1]
Galáxias de rotação rápida
Nestes sistemas, a rotação ordenada das estrelas é significativa em comparação com a sua dispersão de velocidades. Algumas galáxias com aspeto elíptico pertencem a esta categoria.
Galáxias de rotação lenta
Segundo os critérios de classificação, que também têm em conta o achatamento aparente, a rotação ordenada destas galáxias é mais fraca. Uma rotação lenta não significa que as estrelas individuais se movam lentamente ou que não haja rotação global.
A espectroscopia de campo integral regista espectros em muitos pontos da galáxia, permitindo assim criar mapas da velocidade e da dispersão de velocidades. Estes mapas revelam diferenças que uma imagem ótica uniforme pode ocultar.[3]
O que se descobriu no levantamento ATLAS3D?
A sua amostra de galáxias próximas incluía 260 galáxias de tipo inicial, uma categoria que abrange galáxias elípticas e lenticulares. Cerca de 86 % desta amostra total era constituída por galáxias de rotação rápida.
Entre as galáxias classificadas morfologicamente como elípticas, cerca de 66 % pertenciam ao grupo das galáxias de rotação rápida. Estes resultados são específicos desta amostra, mas mostram claramente por que razão «elíptica» e «sem rotação» não devem ser considerados sinónimos.[3]
O que acontece durante o relaxamento violento?
Quando uma fusão altera rapidamente o campo gravitacional global, pode redistribuir as energias orbitais das estrelas. Este processo chama-se relaxamento violento. Pode contribuir para a formação de uma distribuição estelar mais uniforme, sem colisões físicas repetidas entre estrelas.
A escala temporal deste processo está relacionada com o tempo que as estrelas demoram a atravessar o sistema e, por isso, depende da dimensão e da massa do sistema. O relaxamento também pode ser incompleto: nesse caso, persistem estruturas menores e vestígios de interações anteriores.[4]
Como se formam e crescem as galáxias elípticas?
As fusões são uma forma importante de formação de sistemas esferoidais. Uma colisão de grande dimensão pode reorganizar as órbitas das estrelas, conduzir o gás para o interior e alterar significativamente a estrutura do disco. O resultado depende das reservas de gás, da relação entre as massas, da geometria das órbitas e da acreção posterior.
A fusão de galáxias ricas em gás pode desencadear a formação de novas estrelas e, ao mesmo tempo, deixar parte da estrutura do disco intacta ou permitir que o disco volte a crescer. A fusão de galáxias pobres em gás limita-se sobretudo a juntar e redistribuir estrelas já existentes. Assim, uma fusão de grande dimensão não deixa necessariamente um vestígio elíptico de um tipo específico.[6]
Quando se formaram as estrelas?
Muitas delas podem ter nascido cedo – na galáxia progenitora principal ou em galáxias distintas que mais tarde se juntaram a ela.
Quando se formou a galáxia como um todo?
As fusões posteriores podem juntar estas populações estelares antigas e alargar o invólucro externo da galáxia.
Quando abrandou a formação de estrelas?
O fornecimento de gás e o seu arrefecimento determinam outra parte desta história, que não coincide necessariamente com a formação final da galáxia como um todo.
As simulações descrevem frequentemente uma combinação destes processos: crescimento in situ – formação de estrelas na galáxia progenitora principal – e crescimento ex situ — estrelas que se formam noutros locais e chegam à galáxia por acreção. A contribuição relativa destas formas de crescimento depende da massa e da história evolutiva.[5]
O crescimento das maiores galáxias centrais
Os modelos dos enxames de galáxias mais luminosos mostram como as estrelas que se formaram cedo em muitas galáxias progenitoras podem, através de fusões posteriores, tornar-se parte de uma única galáxia muito maior. A acreção de galáxias mais pequenas pode acrescentar material às regiões periféricas, enquanto a população estelar central permanece antiga.
Assim, distinguem-se a idade das estrelas e o tempo decorrido desde a concentração final da galáxia. Isto também explica por que razão um espectro característico de uma população estelar antiga não significa necessariamente que a galáxia se tenha mantido inalterada desde o nascimento dessas estrelas.[7]
Porque é que muitas galáxias elípticas parecem antigas e vermelhas?
Quando se formam poucas estrelas novas numa galáxia, as suas estrelas quentes, azuis e de vida curta desaparecem, e poucas estrelas novas vêm ocupar o seu lugar. As estrelas mais frias e de vida mais longa passam então a contribuir mais para a luz total da galáxia.
Em muitas galáxias elípticas massivas próximas, predominam populações estelares antigas. Os seus espectros mostram também que as estrelas são enriquecidas em elementos químicos, mas a idade e a metalicidade variam consoante a massa da galáxia, a sua localização e a sua história evolutiva individual.[8]
Metalicidade é a abundância de elementos mais pesados do que o hélio. A composição de uma estrela reflete, em grande medida, a composição do gás a partir do qual se formou. Uma população estelar não se torna rica em metais apenas por envelhecer.
As gerações anteriores de estrelas enriquecem o gás circundante ao perderem massa e ao explodirem. Desse material enriquecido podem formar-se novas estrelas mais tarde. Os espectros permitem aos astrónomos estudar esta sequência, embora as misturas de populações com diferentes idades e composições químicas, bem como a poeira, dificultem a interpretação.[10]
A cor, por si só, não revela toda a história. Os astrónomos comparam linhas de absorção, observações numa ampla gama de comprimentos de onda e modelos de populações estelares para estimar a idade e as propriedades químicas, bem como determinar se uma pequena fração de estrelas mais jovens se esconde numa população mais antiga.[10]
O que acontece ao gás quando a formação estelar abranda?
A supressão da formação estelar significa uma diminuição prolongada da formação de estrelas. A condição essencial é que menos gás alcance um estado frio e denso, no qual se formam estrelas. O gás pode ser aquecido, expulso, consumido ou impedido de arrefecer eficazmente.
Muitas galáxias elípticas massivas são rodeadas por atmosferas quentes extensas que emitem raios X. Algumas têm também gás mais frio, poeira ou formação estelar renovada. As estrelas envelhecidas devolvem continuamente matéria ao meio envolvente, pelo que a circulação de gás não para, mesmo quando raramente nascem novas estrelas.[11]
O gás pode mudar de fase
O gás quente irradia energia. Em condições adequadas, parte da atmosfera pode arrefecer, tornar-se mais densa e fornecer matéria para sustentar a atividade da região central. A ocorrência deste processo depende do seu estado termodinâmico e do ambiente.[11]
Os jatos podem travar o arrefecimento
Os jatos de rádio de um buraco negro central em acreção podem inflar cavidades e transferir energia mecânica para a atmosfera. Isto ajuda a explicar por que razão, em alguns halos quentes, o gás arrefece e forma estrelas muito mais lentamente do que seria previsto por um modelo sem aquecimento.[22]
Este equilíbrio pode mudar ao longo do tempo. O arrefecimento, a acreção e o feedback interagem, e nova matéria pode chegar através de fusões posteriores com outras galáxias. Por isso, um núcleo ativo faz parte de um ciclo contínuo de gás, e não é prova de que todas as galáxias elípticas tenham ficado permanentemente sem gás num único acontecimento final.[11], [22]
A forma e a formação estelar devem ser avaliadas separadamente. Uma galáxia pode tornar-se inativa em termos de formação estelar e, ainda assim, manter uma rotação bastante rápida, enquanto um sistema esferoidal pode ainda conter pequenas reservas de gás frio.
O que podem revelar os perfis de brilho e as estruturas ténues?
O perfil de brilho superficial de uma galáxia descreve a variação do seu brilho no plano do céu, à medida que nos afastamos do centro. O raio efetivo, Re, delimita a região que, segundo o perfil escolhido, contém metade do brilho total projetado da galáxia.
O perfil de Sérsic, flexível e ajustável, descreve frequentemente a distribuição global do brilho. O seu índice n determina a forma do perfil. A conhecida forma de de Vaucouleurs corresponde a n = 4, mas nem todas as galáxias elípticas apresentam este valor.[12]
Perfil de Sérsic com normalização habitual
I(R) = Ie exp{−bn[(R/Re)1/n − 1]}
I(R) é o brilho superficial ao raio projetado R, e Ie é o seu valor em Re. A constante bn é escolhida de modo que a região delimitada por Re contenha metade do brilho total do perfil.
Esta é uma descrição da distribuição da luz. Um bom ajuste não revela de forma inequívoca os acontecimentos que lhe deram origem.[12]
As isofotas são contornos de brilho superficial constante. Pequenos desvios em relação a elipses perfeitas podem conferir-lhes um aspeto ligeiramente angular ou mais pontiagudo, «em forma de disco». Estes detalhes fornecem pistas adicionais sobre a estrutura, mas não são indicadores precisos da rotação nem de uma história específica de fusões.[1], [3]
Material deixado pelas caudas de maré e pelas interações
As estrelas agregadas podem permanecer reunidas em estruturas ténues muito depois de o centro brilhante já parecer uniforme. As imagens profundas ajudam a detetar estes vestígios de interações anteriores.[1], [5]
Núcleo estelar deficitário
No centro de algumas galáxias elípticas maciças, há menos luz do que seria de esperar se o perfil exterior fosse prolongado para o interior. Trata-se de um défice relativo, não de um buraco vazio.
Os buracos negros supermassivos que afundam em direção ao centro podem transferir energia orbital para as estrelas centrais. Quando se forma um par de buracos negros, as interações de tipo estilingue gravitacional podem redistribuir mais estrelas. Os modelos deste processo ajudam a explicar os núcleos deficitários; as colisões físicas comuns entre estrelas não são uma explicação geral.[13]
O que significam as relações de escala?
A chamada relação de Faber–Jackson associa a luminosidade à dispersão das velocidades estelares. A chamada plano fundamental associa o raio efetivo, a luminosidade superficial média dentro desse raio e a dispersão das velocidades.
Estas regularidades empíricas restringem a distribuição de massa, as populações estelares e a estrutura dinâmica da galáxia. A sua dispersão e os declives variáveis também fornecem informação. Não provam que todas as galáxias elípticas se tenham formado através da mesma história de fusões.[14]
Como se relacionam as galáxias elípticas com os enxames, as anãs e as galáxias S0?
As galáxias elípticas maciças destacam-se em ambientes densos, incluindo os centros de grupos e enxames. Algumas galáxias mais brilhantes dos enxames têm envelopes estelares extensos, que se fundem gradualmente com a luz estelar difusa do enxame.
Um enxame rico não torna todas as interações propícias à fusão. Devido às grandes velocidades relativas, as galáxias passam muitas vezes umas pelas outras sem mais. O agrupamento anterior, em grupos com movimentos mais lentos, e a posterior acreção de matéria pelas galáxias centrais ajudam a relacionar o ambiente com as populações observadas.[7], [15]
| Categoria | O que designa o nome | O que não se deve presumir |
|---|---|---|
| Elíptica | Sistema estelar de estrutura geralmente uniforme, com concentração central e sem estrutura espiral proeminente. | Que não roda, não tem gás nem estruturas internas e que toda a sua história se limita a uma grande fusão. |
| Lenticular, ou S0 | Galáxia com um disco estelar, mas sem braços espirais proeminentes. | Que se tenha formado de uma única maneira ou que nela não ocorra de todo formação estelar.[17] |
| Elíptica anã ou esferoidal anã | Nomes usados para descrever populações de sistemas estelares de baixa luminosidade, geralmente com pouco gás; o seu uso difere na prática observacional. | Que estes nomes possam ser usados sempre como sinónimos ou que descrevam cópias reduzidas de restos de fusões gigantes.[16] |
As galáxias anãs de tipo precoce podem conservar a rotação, discos internos ou populações estelares diversas. A remoção de gás e os efeitos de maré podem contribuir para a sua evolução; os processos relevantes variam de sistema para sistema.[16]
As observações das galáxias S0 também apontam para vários percursos evolutivos, incluindo alterações no fornecimento de gás e fusões. O termo mais abrangente galáxia de tipo precoce inclui os tipos morfológicos E e S0; «precoce» é um termo histórico de classificação, não uma medida direta da idade.[17], [1]
O que revelam agora as observações?
M87
M87 caracteriza-se por um sistema estelar de estrutura suave e grande extensão, uma população abundante de enxames globulares e um buraco negro central ativo. O seu jato revela processos energéticos numa galáxia cuja população estelar principal parece relativamente tranquila.
Este exemplo permite analisar, num mesmo contexto, a estrutura estelar e a atividade do núcleo.[18]
NGC 3610
Esta galáxia elíptica apresenta um disco estelar claramente visível. A estrutura interna preservada foi interpretada como indício de que a galáxia se formou há relativamente pouco tempo.
É um lembrete útil de que uma galáxia classificada como elíptica também pode conter material de disco identificável.[19]
As primeiras galáxias passivas já eram semelhantes às atuais galáxias elípticas gigantes?
Uma galáxia com um desvio para o vermelho elevado pode ser compacta e formar poucas estrelas novas, mas ainda assim manter uma rotação estelar ordenada. As imagens, as medições da formação estelar e a cinemática respondem a diferentes perguntas sobre o seu estado.
Galáxias passivas com rotação acentuada
Das 15 galáxias passivas estudadas no intervalo de desvios para o vermelho de cerca de 1,2–2,3, a orientação de dez permitiu determinar limites úteis dos parâmetros de rotação para a análise. As dez foram classificadas como galáxias de rotação rápida. Este resultado mostra que a supressão da formação estelar não elimina necessariamente o movimento ordenado das estrelas.[20]
Uma galáxia de rotação lenta quando o Universo ainda não tinha dois mil milhões de anos
As observações do JWST da galáxia XMM-VID1-2075, com um desvio para o vermelho de 3,449, revelaram uma rotação fraca do sistema estelar, compatível com uma cinemática dominada pela dispersão de velocidades. Assim, também se formaram sistemas massivos de rotação lenta quando o Universo tinha menos de dois mil milhões de anos.[21]
Nenhuma destas observações significa que todas as galáxias primitivas eram iguais. Em conjunto, mostram por que motivo os investigadores que procuram os progenitores das galáxias elípticas próximas precisam de medir não só a luz, mas também o movimento.
Imagens de maior sensibilidade revelam as regiões periféricas ténues; espectros espacialmente resolvidos revelam a estrutura orbital e química; observações em raios X e rádio permitem acompanhar o gás e o feedback. Ao combinar estas observações, uma galáxia de aspeto uniforme torna-se um registo detalhado da história da sua formação e crescimento.[1], [11]
A luz das estrelas antigas. Uma história ainda em revelação.
Uma galáxia elíptica pode preservar populações estelares antigas e, ao mesmo tempo, continuar a incorporar estrelas, a trocar gás e a reagir ao ambiente. A sua forma, o seu movimento e a sua composição química revelam diferentes partes desta história.
A seguir, vamos explorar as galáxias irregulares, nas quais a estrutura irregular e a formação estelar local permitem uma perspetiva diferente sobre a evolução das galáxias.
Fontes e bibliografia complementar
Artigos científicos, revisões dos autores e descrições de observatórios que fundamentam as definições, as vias de formação e os exemplos. As ilustrações das formas mostram as proporções dos eixos observadas na projeção, e não as formas tridimensionais intrínsecas.
- Cappellari (2016) — Estrutura e cinemática das galáxias de tipo precoce com base em dados de espectroscopia de campo integralDiversidade das órbitas e relação entre a morfologia observada e o movimento interno.
- Weijmans et al. (2014) — Projeto ATLAS3D – XXIV. Distribuição das formas intrínsecas das galáxias de tipo precoceO achatamento observado na projeção, a forma intrínseca e os limites da interpretação baseada apenas na imagem.
- Emsellem et al. (2011) — Projeto ATLAS3D – III. Contabilização do momento angular estelar das galáxias de tipo precoce no interior do raio efetivo: revelação da distribuição de galáxias com rotação rápida e lentaRotação rápida e lenta numa amostra que inclui galáxias elípticas e lenticulares.
- Lynden-Bell (1967) — Mecânica estatística do relaxamento violento em sistemas estelaresRedistribuição da energia orbital das estrelas devido à rápida variação do campo gravitacional global.
- Oser et al. (2010) — Duas fases da formação de galáxiasUm quadro de modelação que distingue as estrelas formadas na principal galáxia progenitora das que foram posteriormente agregadas.
- Hopkins et al. (2009) — Como é que os discos sobrevivem às fusões de galáxias?Porque é que a quantidade de gás e as características das colisões entre galáxias influenciam a sobrevivência e a regeneração dos discos.
- De Lucia e Blaizot (2007) — Formação hierárquica das galáxias mais brilhantes dos enxamesOs modelos distinguem a formação estelar precoce da montagem posterior de galáxias centrais massivas.
- Thomas et al. (2005) — Dependência da época de formação das galáxias de tipo precoce em relação ao ambienteTendências observadas na idade estelar, na metalicidade e nas proporções de abundância dos elementos químicos.
- Yan, Jerabkova e Kroupa (2019) — Duração da formação estelar em galáxias elípticas – ajuste simultâneo do modelo a [Mg/Fe] e à metalicidade totalPorque é que as proporções de elementos químicos limitam as possíveis histórias de formação estelar, mas não fornecem uma medida de tempo inequívoca.
- Conroy (2013) — Modelação das distribuições espectrais de energia pancromáticas das galáxiasDeterminação da idade estelar, composição química e história de formação estelar a partir da luz.
- Werner et al. (2019) — Atmosferas quentes, gás frio, retroação dos núcleos galácticos ativos e evolução das galáxias de tipo precoce: uma revisão temáticaAtmosferas quentes, gás mais frio, perda de massa estelar e regulação do arrefecimento.
- Graham e Driver (2005) — Guia conciso das grandezas de Sérsic R^(1/n) (projetadas), abrangendo concentração, inclinações do perfil, índices de Petrosian e magnitudes de KronO perfil de Sérsic, o raio efetivo e as definições utilizadas para descrever a luz das galáxias.
- Frigo et al. (2021) — Duas fases de formação do núcleo – evolução orbital nos centros de galáxias elípticas com sistemas binários de buracos negros supermassivosComo os buracos negros que afundam em direção ao centro e as interações em sistemas binários redistribuem as estrelas das regiões centrais.
- Cappellari et al. (2013) — Projeto ATLAS3D – XV. Referência para as relações de escala das galáxias de tipo precoce, baseada em 260 modelos dinâmicos: relação massa-luminosidade, matéria escura, plano fundamental e plano de massaRelações de escala que ajudam a estabelecer limites para os parâmetros de massa, estrutura e populações estelares.
- Makino e Hut (1997) — Frequência de fusões entre galáxias esféricas de massas iguaisImportância da velocidade de encontro das galáxias para a captura gravitacional e a fusão.
- Lisker (2009) — Galáxias anãs de tipo precoce em enxames: um grupo heterogéneo de origens diferentes?A diversidade das galáxias anãs de tipo precoce e os seus possíveis percursos de formação.
- Deeley et al. (2020) — Levantamento de galáxias SAMI: diversidade das propriedades das galáxias S0, indicativa de múltiplos percursos de formaçãoAs galáxias lenticulares conservam os discos e não têm necessariamente uma história de formação uniforme.
- NASA / „Hubble“ — Messier 87Uma galáxia elíptica gigante no enxame de Virgem, com um núcleo ativo e uma rica população de enxames globulares.
- NASA / „Hubble“ — Uma galáxia elíptica jovemUm disco estelar distinto na galáxia elíptica NGC 3610.
- Slob et al. (2025) — Galáxias de rotação rápida na época do meio-dia cósmico: cinemática estelar de 15 galáxias quiescentes com base em dados do JWST-SUSPENSERotação em dez galáxias cuja orientação permitiu obter limitações cinemáticas úteis.
- Forrest et al. (2026) — Uma galáxia massiva e evoluída, de rotação lenta, no Universo primordialCinemática estelar da galáxia XMM-VID1-2075, com desvio para o vermelho de 3,449, com base em dados do JWST; versão revista do artigo aceite para publicação na revista „Nature Astronomy“.
- McNamara e Nulsen (2012) — Feedback mecânico dos núcleos galácticos ativos em galáxias, grupos e enxamesJatos, cavidades e transferência de energia mecânica para atmosferas quentes.
Todos os artigos desta secção
- Halos de matéria escura: os alicerces das galáxias
- Classificação de galáxias de Hubble: espirais, elípticas e irregulares
- Colisões e fusões: motores do crescimento das galáxias
- Enxames e superenxames de galáxias
- Braços espirais e galáxias barradas
- Galáxias elípticas: formação e características — está aqui
- Galáxias irregulares: caos e surtos de formação estelar
- Percursos evolutivos: evolução secular e impulsionada por fusões
- Núcleos galácticos ativos e quasares
- O futuro das galáxias: Milkomeda e a evolução subsequente