O futuro das galáxias: "Milkomeda" e o que vem a seguir

Andrómeda, também conhecida como M31, fica a cerca de 2,5 milhões de anos-luz. A sua luz apresenta um desvio para o azul: após corrigir o movimento do Sol, a sua velocidade radial de aproximação à Via Láctea é de cerca de 110 quilómetros por segundo. Assim se mede a componente da velocidade ao longo da linha que une as galáxias.[3]

À distância de Andrómeda, as alterações angulares são ínfimas. Os investigadores têm de distinguir o movimento global da galáxia do movimento das estrelas no seu interior e dos desvios causados pelos instrumentos. Por isso, as análises atualizadas dos dados da «Gaia» podem alterar a órbita determinada a partir dos dados, embora o principal facto observado - Andrómeda está a aproximar-se - se mantenha.[18]

A previsão parte das posições, velocidades e massas medidas, cada uma com uma margem de incerteza. Os investigadores calculam muitas realizações destes dados iniciais num modelo dinâmico. A percentagem de realizações em que há fusão é uma previsão condicional, associada a esse modelo e às suas medições iniciais.

Não se devem calcular as médias destas percentagens: os estudos utilizam dados iniciais diferentes. «Não se fundirão nos próximos dez mil milhões de anos» também não significa «nunca se fundirão».

A Grande Nuvem de Magalhães (LMC) tem massa suficiente para alterar o movimento da Via Láctea. O seu impacto no encontro com Andrómeda depende da geometria das órbitas: no modelo de referência de 2025, suprime as fusões, enquanto no modelo revisto de 2026 as favorece. A galáxia do Triângulo, ou M33, também altera a dinâmica.[1], [2]

Ambos os campos usam as mesmas posições de referência. As curvas representam esquematicamente o movimento do satélite em relação à galáxia à esquerda: a linha contínua azul-esverdeada representa uma passagem mais próxima e a linha roxa tracejada, uma passagem mais distante. Estas não são órbitas calculadas; as áreas dos campos não representam probabilidades, e uma passagem próxima não garante a captura.

As galáxias fundem-se devido à gravidade, que atua a distâncias enormes. As estrelas individuais são minúsculas em comparação com as distâncias entre elas, pelo que as colisões diretas entre estrelas são raras. Ainda assim, à medida que o campo gravitacional global muda, as órbitas das estrelas podem alterar-se significativamente.[4]

Um esferoide semelhante a uma galáxia elíptica é um resultado habitual da modelação da fusão de galáxias de massa semelhante. No entanto, a forma final depende da órbita, da quantidade e distribuição de gás e do momento angular restante. Em condições adequadas, uma componente de disco pode sobreviver ou voltar a formar-se.[5]

Assim, «Milkomeda» é o nome de uma possível galáxia resultante da fusão, não uma previsão exata do seu aspeto. Não se sabe quais serão as suas reservas de gás no futuro, pelo que não se deve prometer nem um impressionante surto de formação estelar, nem um remanescente da fusão completamente inativo.

Leia mais sobre a mecânica destes processos no artigo Colisões e fusões: os motores do crescimento das galáxias.

Não é necessária uma colisão com outra estrela para alterar a órbita

Durante a fusão das galáxias, o Sistema Solar poderá passar para uma órbita muito diferente em torno do remanescente da fusão. É impossível prever exatamente onde estará daqui a milhares de milhões de anos, e parte da matéria poderá ser lançada para regiões distantes ou escapar.

É importante distinguir a alteração da órbita galáctica do Sol da perturbação das órbitas dos planetas individuais. Uma perturbação de maré em grande escala pode alterar significativamente a estrutura da galáxia, embora muitos sistemas planetários compactos permaneçam intactos. Simulações anteriores de fusões ilustram possíveis órbitas do Sol, mas não determinam a sua localização futura com certeza.[4]

A Via Láctea tem Sagitário A*, enquanto Andrómeda tem um buraco negro central muito mais massivo. Se as suas galáxias se fundirem, estes buracos negros poderão acabar por formar um par gravitacionalmente ligado. Para se fundirem, terão de passar por várias fases de evolução orbital.[8]

Assim, a fusão de galáxias não significa, por si só, que os buracos negros se fundirão imediatamente. A quantidade de estrelas em órbitas adequadas, a dinâmica do gás e as propriedades do sistema binário influenciam a duração deste atraso.[9]

O gás que chegar a qualquer um destes buracos negros também poderá alimentar um núcleo galáctico ativo. A sua radiação e os fluxos de matéria que emite afetariam o gás nas proximidades, mas a ocorrência de um episódio de atividade intensa e o impacto que teria na formação estelar dependem das reservas de combustível disponíveis e da forma como a energia é transferida para o ambiente.[10]

O modelo ΛCDM padrão combina matéria escura fria com uma constante cosmológica positiva Λ, uma forma de energia escura cuja densidade permanece constante à medida que o espaço se expande. Se esta descrição continuar correta indefinidamente, a expansão acelerada irá separar cada vez mais as estruturas que não estão ligadas entre si pela gravidade.

Uma galáxia ou um grupo suficientemente ligado pela gravidade pode permanecer intacto graças à sua própria gravidade. Simplesmente não se expande em proporção com o fundo cósmico em expansão. Os enxames gravitacionalmente ligados noutros locais também podem permanecer como ilhas separadas; o Grupo Local não é o único.[11]

A luz emitida por uma galáxia no passado ainda pode chegar até nós, mesmo quando os sinais emitidos mais recentemente já não o conseguem. O desvio para o vermelho da sua imagem aumenta cada vez mais, e a própria imagem vai ficando mais ténue, em vez de desaparecer de repente. O simples facto de um objeto se afastar mais depressa do que a luz também não define um horizonte de eventos.[12]

Para se formarem, as estrelas precisam de gás que possa arrefecer e tornar-se suficientemente denso para começar a contrair-se sob a ação da sua própria gravidade. Com o tempo, o gás passa a fazer parte das estrelas e dos seus remanescentes, é aquecido, expelido ou permanece numa atmosfera difusa. As estrelas envelhecidas devolvem parte da sua matéria, que assim é reutilizada, em vez de ser usada apenas uma vez.

A formação futura de estrelas depende desta reciclagem da matéria, do arrefecimento, da entrada de novos gases e dos efeitos de retorno. Os resultados de simulações numéricas indicam que o aquecimento causado por buracos negros que acrecionam matéria pode afetar significativamente a formação estelar tardia. A expansão cósmica, por si só, não determina uma data universal para que todas as galáxias deixem de formar estrelas.[14]

Assim, à medida que diminui a taxa de nascimento de novas estrelas, pode subsistir uma enorme população de estrelas ténues ainda vivas. Mais tarde, as anãs brancas, as estrelas de neutrões, os buracos negros e as anãs castanhas assumem um papel cada vez mais importante entre os objetos compactos que sobrevivem. Uma anã branca brilha sobretudo devido ao calor acumulado, enquanto um buraco negro inativo não emite luz estelar comum.[16]

Chamar «morta» a uma galáxia antiga é uma forma simples de dizer que, atualmente, nela se formam poucas estrelas. Isso não significa que todas as suas estrelas tenham morrido, que toda a sua matéria se tenha transformado em buracos negros ou que a sua evolução gravitacional tenha terminado.

A fonte de luz de uma galáxia pode mudar muito antes de o seu sistema estelar se dispersar. A evaporação dos buracos negros pertence a um futuro ainda muito mais distante. Os intervalos abaixo são escalas de tempo ilustrativas, baseadas nas premissas indicadas, e não um calendário único de acontecimentos para a «Milkomeda».

1. Milhares de milhões de anosAproximações locais e evolução do Sol

   Uma vizinhança em mudança

   À medida que o Sol envelhece e entra nas fases finais da sua evolução, continuam a ser possíveis aproximações significativas entre galáxias. As escalas de tempo destes processos são independentes entre si, e o cenário futuro da Andrómeda continua a ser sensível aos parâmetros orbitais utilizados.[2], [7]

2. Dezenas a centenas
   mil milhões de anosDistâncias crescentes, com Λ constante

   Aspeto cada vez mais isolado

   As estruturas que não estão gravitacionalmente ligadas afastam-se cada vez mais e tornam-se cada vez mais difíceis de observar. Não existe uma data geral para o seu desaparecimento do campo de visão: a distância, a luz emitida e a sensibilidade das observações também são importantes.[19]

3. Milhares de milhares de milhões de anosA maior duração de vida estelar

   As estrelas mais ténues persistem

   Nas anãs vermelhas mais pequenas, a fusão do hidrogénio pode continuar durante cerca de mil a dez mil milhares de milhões de anos. Numa galáxia tranquila, podem continuar a existir estrelas muito depois de a intensa formação estelar abrandar.[15]

4. Cerca de 10¹⁹ anosEscala temporal ilustrativa da evaporação de uma galáxia

   As aproximações gravitacionais redistribuem os remanescentes

   A aproximação repetida pode fornecer energia suficiente a alguns objetos para escaparem, enquanto outros se deslocam em direção ao centro. Esta estimativa clássica de ordem de grandeza depende do sistema; a ejeção rápida de objetos também pode ocorrer muito antes, durante as fusões.[16]

5. Cerca de 10⁶⁷ anos
   e muito mais tempoEvaporação idealizada de um buraco negro

   Um processo teórico muito posterior

   De acordo com uma estimativa simples de corpo negro, baseada na temperatura de Hawking, o tempo de evaporação de um buraco negro sem rotação com a massa do Sol é de aproximadamente 10⁶⁷ anos. A duração aumenta aproximadamente em proporção ao cubo da massa: a evaporação de um buraco negro com mil milhões de massas solares demoraria cerca de 10⁹⁴ anos, partindo dos mesmos pressupostos.[17]

10¹⁹ significa um 1 seguido de 19 zeros. São escalas de tempo aproximadas dos processos ou do futuro; mesmo acrescentando a idade atual do Universo aos valores mais elevados, a diferença seria insignificante.

Quanto mais distante for o futuro, mais importantes se tornam os pressupostos

A radiação de Hawking é uma previsão teórica; essa radiação emitida por buracos negros astrofísicos ainda não foi detetada diretamente. As estimativas anteriores baseiam-se num modelo idealizado de um buraco negro isolado e sem rotação, não têm em conta a continuação da acreção de matéria e não explicam a fase final da evaporação, na qual a gravidade quântica é importante.[17]

A eventual sobrevivência dos remanescentes estelares também depende de questões de física ainda sem resposta. Por exemplo, o decaimento do protão ainda não foi observado.[20] O comportamento da matéria escura a longo prazo e a natureza da energia escura acrescentam ainda mais incerteza. Não podemos imaginar com segurança uma galáxia elíptica uniforme que permaneça inalterada em todas as épocas futuras.[16]

O que podem esclarecer observações melhores?

Medições mais precisas dos movimentos próprios e das massas dos halos galácticos podem reduzir a incerteza das previsões sobre o futuro do Grupo Local de galáxias. É particularmente importante ter melhor em conta os desvios sistemáticos das medições, uma vez que o movimento transversal de Andrómeda no céu é muito reduzido.[18]

Os estudos de fusões reais de galáxias permitem testar como as estrelas, o gás e os buracos negros reagem à aproximação das galáxias. As observações cosmológicas permitem testar os modelos de expansão. Em conjunto, reforçam diferentes partes da previsão, mantendo uma distinção clara entre as condições medidas e os cenários futuros extrapolados.