Caminhos da evolução: secular e determinado por fusões

A evolução secular é a acumulação de mudanças que ocorre lentamente em comparação com a escala de tempo dinâmica local da galáxia – o tempo que as suas estrelas e o seu gás demoram a reagir à gravidade. Num disco, isto significa frequentemente mudanças que se acumulam ao longo de muitas rotações.

Este artigo centra-se na evolução secular interna: barras, estrutura espiral e outros processos que redistribuem gradualmente o material da própria galáxia. Esta evolução prolonga-se normalmente por milhares de milhões de anos, embora a instabilidade que inicialmente dá origem a uma barra possa desenvolver-se muito mais depressa.[1], [2]

Estes são exemplos ilustrativos de sistemas, não etapas sucessivas da evolução. Nenhuma parte da ilustração indica a forma futura da galáxia ou a taxa de formação de estrelas.

A evolução induzida por fusões abrange as alterações associadas à fusão de galáxias. Quando as galáxias passam perto umas das outras e acabam por se fundir, o campo gravitacional pode mudar rapidamente, embora toda a interação se prolongue por muito mais tempo. Uma interação próxima também pode alterar a forma de galáxias que nunca chegam a fundir-se.[8]

Esta distinção é útil, mas não abrange tudo. Também são importantes a acreção contínua de gás e a remoção de gás causada pelo ambiente. Uma interação com um objeto externo pode até desencadear a formação de uma barra, que posteriormente determina a evolução interna a longo prazo.

A barra de uma galáxia é uma estrutura alongada de estrelas, sustentada por estrelas em órbita. A sua gravidade gera torques (forças de rotação), que transferem momento angular, uma grandeza associada ao movimento orbital, entre a barra, a parte exterior do disco e o halo de matéria escura.[3]

Mesmo depois de chegarem à região interna, com vários milhares de anos-luz, os gases ainda têm de percorrer um longo caminho até se integrarem no fluxo de acreção do buraco negro. Uma barra pode ajudar a abastecer de gás a região central, mas não garante a existência de um núcleo ativo.[1], [2]

As estrelas podem migrar sem aquecer muito o disco

Perto do raio de corotação, no qual a velocidade angular orbital média das estrelas coincide com a velocidade angular da estrutura espiral, a interação pode alterar o raio da órbita-guia de uma estrela, reforçando apenas ligeiramente o movimento aleatório. As estrelas ficam então a uma distância do centro diferente daquela a que se encontravam quando se formaram, misturando populações de diferentes idades e composições químicas.[4]

Aquecimento dinâmico significa o aumento da intensidade do movimento orbital aleatório. É um efeito diferente desta forma de migração; o movimento das estrelas de uma região do disco para outra não significa, por si só, que o disco se torne muito mais espesso.[2], [4]

As próprias estruturas espirais podem voltar a surgir e desaparecer, estar associadas a barras ou reagir a galáxias satélites. A evolução do disco não exige que cada braço permaneça como a mesma onda de densidade imutável durante milhares de milhões de anos.[5]

Uma concentração estelar central brilhante não é um objeto de um único tipo específico. Distinguir os seus componentes ajuda a explicar como se formou.

As estruturas em forma de caixa ou de amendoim não são necessariamente jovens, e nem sempre há estrelas a formar-se ativamente num pseudobulbo em disco. Por outro lado, um bulbo central semelhante a um clássico não aponta para um único evento de fusão específico.[3], [6]

As observações detetam concentrações centrais compostas: a mesma galáxia tem mais de um componente central. A sua luz sobrepõe-se, pelo que uma designação simples pode induzir em erro.[7]

Numa grande fusão, fundem-se galáxias de massas semelhantes; numa pequena fusão, participa uma galáxia satélite muito mais pequena. O limite numérico entre estas categorias varia consoante os estudos, e a razão entre as massas estelares das galáxias não corresponde necessariamente à razão entre as suas massas totais.

Quando as galáxias interagem, as forças de maré podem esticar a matéria, formando caudas e pontes. À medida que se aproxima a fusão final, o campo gravitacional conjunto, que está em mudança, redistribui as energias das órbitas estelares. Este processo chama-se relaxação violenta. Não é necessário que as estrelas colidam fisicamente.

O gás comporta-se de forma diferente. As ondas de choque e os torques gravitacionais podem concentrar parte do gás, por vezes desencadeando um episódio de formação estelar intensa. A quantidade de gás que chega ao centro depende da interação e das galáxias envolvidas.[8]

As simulações revelam vários resultados possíveis, que dependem da quantidade de gás, da geometria das órbitas, da massa das galáxias e das propriedades dos halos. A razão entre as massas, por si só, não determina a morfologia final.[8], [9]

As galáxias satélite mais pequenas podem deixar vestígios em correntes estelares e halos, perturbar o disco ou trazer gás novo. O impacto depende não só da massa da galáxia satélite, mas também da sua órbita e estrutura; não implica necessariamente a destruição do disco da galáxia principal.[9]

Leia mais sobre os mecanismos de interações específicas no artigo «Colisões e fusões: os motores do crescimento das galáxias».

As estrelas podem continuar a formar-se numa galáxia se o gás arrefecer e se tornar suficientemente denso. O seu futuro depende das reservas de gás disponíveis, do seu reabastecimento, do arrefecimento e da energia fornecida pelas estrelas e pelos buracos negros ativos.

Uma fusão não esgota, por si só, todo o gás. As observações de galáxias recentemente fundidas revelaram grandes reservas de gás atómico, enquanto os estudos do gás molecular detetam discos e anéis em rotação em muitos remanescentes de fusões.[10], [15]

A supressão da formação estelar pode resultar de vários processos

Nas amostras de fusões de galáxias, encontram-se efetivamente mais sinais de galáxias que passaram por um surto de formação estelar: espectros que mostram que ocorreu recentemente uma formação estelar intensa, seguida de uma desaceleração acentuada. Um estudo de 2024 associou o maior excesso destes sinais às primeiras centenas de milhões de anos após o momento estimado da fusão final. Isto confirma uma associação em alguns sistemas, mas não um passo obrigatório após cada fusão.[11]

Noutros casos, ao deslocar-se através do gás quente que a rodeia, uma galáxia pode perder o seu próprio gás, ou pode diminuir a quantidade de nova matéria que a alcança. Estes efeitos ambientais podem enfraquecer a formação estelar sem que ocorra uma fusão de galáxias. A remoção de gás também não reorganiza diretamente as estrelas existentes numa estrutura elíptica.[14]

Em galáxias massivas com atmosferas quentes, os jatos emitidos pelo núcleo ativo podem compensar o arrefecimento e limitar a quantidade de gás que arrefece até um estado adequado à formação estelar. Esta regulação pode prolongar-se através de episódios recorrentes, em vez de ocorrer num único surto final.[22]

NGC 7252: gás em movimento ordenado nos restos de uma fusão

A NGC 7252 apresenta vestígios de uma fusão passada que se estendem por uma vasta área, mas no seu centro existe uma «miniespiral» de gás em rotação, onde se formam estrelas. As observações do ESO permitiram mapear diretamente o movimento do gás. Assim, os restos de uma fusão podem conter tanto estruturas externas perturbadas como gás central em movimento ordenado; este pequeno disco não prova que, com o tempo, se voltará a formar uma grande galáxia espiral.[16]

Via Láctea: um disco com vestígios de acreção

O disco e a barra da Via Láctea coexistem com detritos estelares deixados por fusões anteriores. As medições dos movimentos estelares da «Gaia», combinadas com informações sobre a composição química, permitiram identificar a acreção Gaia-Enceladus, ocorrida no início da história da Galáxia. Uma galáxia que hoje tem um disco pode conservar, noutros dos seus componentes, vestígios de um crescimento significativo por acreção externa.[18]

Nenhuma imagem revela todos os eventos passados. Os astrónomos combinam dados sobre a luz, o movimento, as populações estelares, o gás e o ambiente para testar que histórias são compatíveis com o sistema observado.

Cada característica limita as interpretações possíveis de parte da história. As interpretações mais fiáveis explicam simultaneamente várias observações independentes.[4], [6], [15], [17], [18], [19]

A espectroscopia de campo integral regista espectros em muitos pontos da galáxia, permitindo aos astrónomos mapear os movimentos e as propriedades das estrelas, em vez de se limitarem a uma única medição que calcula a média de tudo.

A estatística das fusões coloca outro desafio: a proporção observada de galáxias em fusão ainda não corresponde à taxa de fusões. Para converter um valor no outro, é necessário calcular durante quanto tempo os sinais selecionados permanecem detetáveis. As pesquisas de pares de galáxias próximas e as pesquisas de galáxias deformadas podem abranger diferentes fases das fusões e diferentes proporções de massa.[19]

Numa imagem suave, os vestígios ténues das interações de maré podem já não ser visíveis. Uma população estelar central brilhante pode ocultar estrelas mais antigas. Por isso, reconstruir a história continua a ser uma inferência baseada em provas incompletas, e a incerteza pode ser reduzida através da recolha de melhores dados.

As galáxias de épocas diferentes têm reservas de gás, massas e ambientes distintos. Por isso, a importância das fusões e da evolução interna varia entre populações de galáxias; não pode ser descrita por uma única percentagem universal.

As explosões intensas de formação estelar também não explicam toda a formação estelar no Universo primitivo. Um estudo que abrangeu um desvio para o vermelho próximo de 2 concluiu que a maior parte da formação estelar analisada ocorreu em galáxias perto da sequência normal das galáxias formadoras de estrelas - a relação entre a massa estelar e a taxa de formação estelar -, e não durante explosões extremamente intensas.

Esta é uma afirmação sobre atividade. Não pode ser convertida diretamente numa fração da formação estelar desencadeada por fusões, porque uma galáxia em interação pode estar perto da sequência normal e uma explosão de formação estelar não é necessariamente um indício inequívoco de uma fusão.[20]

O que se pode testar através de simulações

Os modelos numéricos acompanham em simultâneo a gravidade, o gás, a formação estelar e o feedback. Permitem aos investigadores comparar histórias possíveis e estudar como as alterações no fornecimento de gás ou nas colisões entre galáxias afetam o remanescente.

Também evidenciam a incerteza. A comparação entre EAGLE, Illustris e IllustrisTNG revelou que todos estes modelos preveem um aumento da acreção em buracos negros após as fusões, mas diferem na frequência de supressão rápida da formação estelar. Os resultados são influenciados pela forma como os modelos representam o feedback que não pode ser resolvido diretamente.[21]

O objetivo é compreender como as galáxias mudam ao longo do tempo e, ao mesmo tempo, preservam vestígios de etapas anteriores. A redistribuição lenta da matéria, o gás recém-chegado, a acreção em pequena escala, as grandes fusões e os efeitos do ambiente contribuem para este registo histórico.