A palavra galáxia deriva do termo grego para a nossa galáxia, galaxias (γαλαξίας), ou kyklos galaktikos, que significa "círculo leitoso", devido à sua aparência no céu. Na mitologia grega, Zeus colocou seu filho concebido com uma mortal, o pequeno Hércules, no seio de Hera enquanto ela dormia, para que, bebendo o leite divino, o garoto se tornasse imortal. Hera acordou enquanto amamentava e notou que estava alimentando um bebê desconhecido: a deusa empurrou o bebê e um jato de seu leite se espalhou pelo céu noturno, produzindo a faixa apagada de luz conhecida como Via Láctea.

Atualmente, uma galáxia é denominada como um sistema astral composto de numerosos e variados corpos celestes, sobretudo estrelas e planetas, com matéria gasosa dispersa, animado por um movimento harmonioso. No Universo conhecido, as Galáxias são os conjuntos mais complexos do Cosmo, cujo comportamento e interação gravitacional abrange a grupos considerados locais (Não confundir com a designação Grupo Local) e grupos distantes.

Por exemplo, a galáxia onde o Sistema Solar se encontra, faz parte de um desses agrupamentos, batizado como Grupo Local, que inclui a Via Láctea aglomerada com cerca de 18 outras galáxias, entre as quais encontra-se a de Andrômeda e várias outras galáxias-satélites de ambas e outras menores.

Dimensões

Galáxia de Andrômeda

A olho nu só podem ser vistas até 3 galáxias diferentes, uma delas é a nossa vizinha Andrômeda, que tem o dobro de tamanho. Quando se diz que a nossa galáxia tem de tamanho 100 mil anos luz, isto significa que um raio de luz a viajar à velocidade de 300 mil km/s, demoraria cerca de 100 mil anos para cruzá-la. Mas apesar de a Via Láctea ter um grande tamanho, comparada com determinadas galáxias do universo ela é relativamente uma anã. Tome em consideração, por exemplo, a colossal Markarian 348 que tem uma impressionante dimensão de 13 vezes o tamanho da Via Láctea, o que significa que um raio de luz precisaria de 1 milhão e trezentos mil anos para percorrer toda essa galáxia. Mas esta não é a recordista das dimensões das galáxias, pois pode-se mencionar queastrônomos descobriram num aglomerado de galáxias chamado Abell 2029, uma que tem cerca de 60 a 80 vezes o tamanho da nossa galáxia, o que novamente em termos científicos tem cerca de 6 a 8 milhões de anos-luz, e possui não bilhões, mas sim trilhões de estrelas.

Existem vários tipos de Galáxias

Galáxias existem em diversos tipos e tamanhos. Elas podem ter de apenas 10 milhões de estrelas a até 10 trilhões (a Via Láctea tem cerca de 200 bilhões). Em 1936, Edwin Hubble classificou as formas de galáxias naSeqüência de Hubble.

ELÍPTICAS

M89

M49

M110

M84

ESPIRAIS

BARRADAS

ESPIRAIS

NORMAIS

NGC 660 SBa	NGC 7217 Sa
NGC 7479 SBb	NGC 4622 Sb
M58 SBc	M51 Sc

M82

IRREGULAR

	M32 ELÍPITICA

	PEQUENA NUVEM DE MAGALHÃES IRREGULAR

	VII Zw 403 COMPACTA AZUL

	LEO I ESFERÓIDE

Elíptica: têm uma forma arrendondada pouco marcada, mas não exibem muitos gases ou poeira, tampouco estrelas brilhantes visíveis ou padrões espirais. Além disso, não ostentam discos galácticos. Sua classificação varia de E0 (circular) a E7 (elipse mais pronunciada). As galáxias elípticas respondem por cerca de 60% das galáxias do universo. Mostram ampla variação de tamanho - a maioria delas é pequena (cerca de 1% do diâmetro da Via Láctea), mas algumas apresentam diâmetro até cinco vezes superior ao da Via Láctea.

Espiral: a Via Láctea é uma galáxia espiral de grande porte. As galáxias espirais são brilhantes e têm um pronunciado formato de disco, com gases quentes, poeira e estrelas brilhantes exibidos em seus braços espirais. Como as galáxias espirais são brilhantes, respondem pela maioria das galáxias visíveis, mas acredita-se que representem apenas 20% do total de galáxias do universo. Elas são subdivididas em algumas categorias.

S0: poucos gases e poeira, sem braços de espiral brilhantes e com poucas estrelas brilhantes.

Espiral normal: forma de disco evidente, com centros brilhantes e braços espirais bem definidos. As galáxias Sa têm grandes bojos nucleares e braços espirais bem curvados; e as Sc têm pequenos bojos e braços espirais curvados apenas ligeiramente.

Espiral barrada: um formato de disco evidente, com centro brilhante e alongado e braços espirais bem definidos. As galáxiasSBa têm grandes bojos nucleares e braços de espiral bem curvados; e as SBc têm pequenos aglomerados bojos e braços ligeiramente curvados (indícios obtidos recentemente apontam que a Via Láctea seja uma galáxia SBc).

Irregular: trata-se de galáxias pequenas, de brilho indistinto, com grandes nuvens de gases e poeira, mas sem braços de espiral ou centros de alto brilho. As galáxias irregulares contêm uma mistura de estrelas jovens e velhas e tendem a ser pequenas, com cerca de 1% a 25% do diâmetro da Via Láctea.

Quais são as partes de uma galáxia?

As galáxias em espiral têm a estrutura mais complexa. Veja a seguir uma vista da Via Láctea da maneira como apareceria para um observador externo.

Disco Galáctico: a maioria das 200 bilhões de estrelas da Via Láctea se localiza nele. O disco se divide nas seguintes partes:

Núcleo: o centro do disco

Bojo: a área em torno do núcleo, incluindo as regiões imediatamente acima e abaixo do plano do disco.

Braços espirais: estendem-se do centro para fora. Nosso sistema solar fica localizado em um dos braços de espiral da Via Láctea.

Aglomerados Globulares: algumas centenas desses aglomerados existem acima e abaixo do disco. As estrelas neles contidas são muito mais velhas que as do disco galáctico.

Halo: uma região vasta e pouco iluminada que cerca toda a galáxia. Ela é composta de gases quentes e possivelmente de matéria escura.

Todos esses componentes orbitam em torno do núcleo e a gravidade os mantêm unidos. Como a gravidade depende de massa, seria possível pensar que a maior parte da massa de uma galáxia fica no disco galáctico ou perto de sua porção central. No entanto, depois de estudar as curvas de rotação da Via Láctea e de outras galáxias, os astrônomos concluíram que a maior parte da massa fica nas porções exteriores da galáxia, como no halo, onde existe pouca luz das estrelas ou pouca luz refletida pelos gases.

Formação de galáxias

Não se sabe realmente como as diversas galáxias se formaram e tomaram as diferentes formas que hoje as caracterizam. Mas os cientistas tem uma idéia sobre sua origem e evolução.

Pouco depois do Big Bang, cerca de 14 bilhões de anos atrás, nuvens de gases e poeira em colapso podem ter levado à formação de galáxias.

As interações entre galáxias, em especial as colisões entre elas, desempenham importante papel em sua evolução.

Nesta seção vamos estudar o período de formação de galáxias.

As observações de Edwin Hubble e a subseqüente Lei de Hubble levaram à idéia de que o universo está se expandindo. Podemos estimar a idade do universo com base em seu ritmo de expansão. Como algumas galáxias ficam a bilhões de anos-luz de distância, pode-se determinar que se formaram pouco depois do Big Bang (ao observar o espaço mais profundo, estamos olhando um passado mais remoto). A maioria das galáxias se formou cedo, mas dados do telescópio Galaxy Explorer (Galex), da NASA, indicam que algumas galáxias se formaram recentemente - ao longo dos últimos bilhões de anos.

A maior parte das teorias sobre o período inicial do universo opera sob duas suposições.

Ele estava repleto de hidrogênio e hélio.
Algumas áreas eram ligeiramente mais densas que outras.

Com base nessas suposições, os astrônomos acreditam que as áreas mais densas desaceleraram a expansão ligeiramente, permitindo que os gases se acumulassem em pequenas nuvens protogalácticas. Nessas nuvens, a gravidade fazia com que o gás e a poeira entrassem em colapso e formassem estrelas. À medida que elas se contraíam, formavam discos giratórios. Os discos giratórios atraíam mais gases e poeira com a força da gravidade e, com isso, os discos galácticos se formaram. Dentro do disco galáctico, novas estrelas surgiram. O que restava nas cercanias ao redor da nuvem original eram aglomerados globulares e o halo composto de gases, poeira e matéria escura.

Dois fatores desse processo podem responder pelas diferenças entre as galáxias elípticas e as galáxias espirais.

O momento angular (quantidade de movimento giratório) - as nuvens protogalácticas com maior momento angular eram capazes de girar mais rápido e formar discos espirais. As nuvens com rotação mais lenta podem ter formado as galáxias elípticas.

Resfriamento: as nuvens protogalácticas de alta densidade se resfriavam mais rápido, usando todo gás e poeira na formação de estrelas, não deixando matéria para a composição de um disco galáctico (é por isso que as galáxias elípticas não têm discos). As nuvens protogalácticas de baixa densidade se resfriam de maneira mais lenta, deixando poeira e gás para a formação de discos (como nas galáxias espirais).

As galáxias não agem sozinhas. A distância que as separa parece imensa, mas os diâmetros das galáxias são igualmente grandes. Comparadas às estrelas, as galáxias ficam relativamente perto uma das outras. Podem interagir e, o mais importante, colidir. Quando as galáxias colidem, elas na verdade se atravessam mutuamente - as estrelas que elas contêm não se chocam, devido às imensas distâncias interestelares. Mas as colisões tendem a distorcer a forma de uma galáxia.

Modelos computacionais mostram que colisões entre galáxias espirais tendem a resultar em galáxias elípticas (o que indica que as galáxias que continuam a ter forma de espiral provavelmente não passaram por colisão alguma). Os cientistas estimam que até metade das galáxias existentes podem ter passado por algum tipo de colisão.

As interações gravitacionais entre as galáxias em colisão podem causar diversas situações.

novas ondas de formação de estrelas;

supernovas;

colapsos estelares que formam os buracos negros ou buracos negros supermassivos em galáxias ativas.

Distribuição de galáxias

As galáxias não se distribuem aleatoriamente pelo universo - tendem a existir em aglomerados galácticos. As galáxias nesses aglomerados se mantêm unidas pela gravitação e influenciam umas às outras.

Aglomerados ricos - contêm mil ou mais galáxias. O superaglomerado de Virgem, por exemplo, inclui mais de 2,5 mil galáxias e se localiza a cerca de 55 milhões de anos-luz da Terra.

Aglomerados pobres - contêm menos de mil galáxias. A Via Láctea e a galáxia de Andrômeda (M31) são parte do Grupo Local, que contém 50 galáxias.

Quando os astrônomos Margaret Geller e Emilio E. Falco calcularam as posições das galáxias e aglomerados galácticos no universo, tornou-se claro que os aglomerados galácticos e superaglomerados não se distribuem de maneira aleatória, mas se agrupam em paredes (longos filamentos) entremeados de vazios, o que faz com que o universo tenha uma estrutura semelhante à de uma teia de aranha.

O meio intergaláctico - o espaço entre galáxias e aglomerados de galáxias - não é inteiramente vazio. Não conhecemos a natureza exata do meio intergaláctico, mas é provável que contenha uma densidade relativamente pequena de gás. A maior parte do meio intergaláctico é frio (temperatura de cerca de 2 kelvins), mas recentes observações por raios X sugerem que algumas áreas nele são quentes (temperaturas de milhões de kelvins) e ricas em metais.

Uma das áreas mais ativas da pesquisa astronômica atual tem por objetivo determinar a natureza do meio intergaláctico - o que pode nos ajudar a compreender exatamente como o universo começou e como as galáxias se formam e evoluem.

O Efeito Doppler

Quase da mesma maneira como o ruído agudo da sirene de um carro de bombeiros se torna mais grave à medida que se afasta de nós, o movimento das estrelas afeta o comprimentos de onda da luz que delas recebemos. O fenômeno é conhecido como Efeito Doppler.

Podemos medir o Efeito Doppler ao medir linhas no espectro de uma estrela e compará-las ao espectro de uma lâmpada padrão. A quantidade de desvio Doppler nos informa quão rápido a estrela está se movendo em relação a nós. Além disso, a direção do desvio Doppler pode nos informar a direção de movimento da estrela.

Caso o espectro de uma estrela esteja se desviando para a extremidade azul, ela está se aproximando de nós, mas, caso o espectro se desvie para a extremidade vermelha, a estrela estará se afastando.

Observemos uma última propriedade das galáxias e de sua distribuição. Em suas medidas de distâncias galácticas, Edwin Hubble estudou os espectros de luz que as galáxias emitem. Ele reparou que, em todos os casos, os espectros mostravam um desvio Doppler em direção à extremidade vermelha do espectro. Isso indica que o objeto está se afastando de nós. Hubble percebeu que, independente da maneira que observasse, as galáxias estavam se afastando de nós. E quando mais distante a galáxia, maior a velocidade com que se afastava. Em 1929, Hubble publicou um gráfico sobre essa relação, que se tornou conhecida como Lei de Hubble.

Matematicamente, a Lei de Hubble determina que a velocidade de recessão (V) é diretamente proporcional à distância galáctica (d). A equação é V = Hd, na qual H é a constante de Hubble, ou constante de proporcionalidade. A estimativa mais atual de H é de 70 quilômetros por segundo por megaparsec. A Lei de Hubble é uma das principais evidências de que o universo está se expandindo e o trabalho desse cientista formou a base da teoria do Big Bang para a origem do universo.

Galáxias ativas

Quando você observa uma galáxia normal, a maior parte da luz vem dasestrelas em comprimentos de ondas visíveis e se distribui uniformemente por toda a galáxia. Mas, quando observamos determinadas galáxias, vemos luz intensa oriunda de seus núcleos. E, caso elas sejam observadas nos comprimentos de onda de raios X, ultravioleta, infravermelho e de rádio, parecem estar emitindo quantidades imensas de energia, aparentemente oriunda do núcleo.

Trata-se das galáxias ativas, que representam uma porcentagem muito pequena do total de galáxias. Existem quatro classificações de galáxias ativas, mas o tipo que observamos pode depender mais de nosso ângulo de visão do que de diferenças estruturais reais.

Galáxias Seyfert
Radiogaláxias
Quasares
Blazares

Para explicar as galáxias ativas, os cientistas precisam explicar como elas emitem tamanhas quantidades de energia de áreas tão pequenas quanto os núcleos galácticos. A hipótese mais aceita é a de que, no centro de cada uma dessas galáxias, existe um buraco negro massivo ou supermassivo. Em torno do buraco negro fica um disco de acreção, formado por gás em movimento de rotação rápido, por sua vez cercado por um toro (um disco de gás e poeira em forma de rosquinha). À medida que o material cai para a área que cerca o buraco negro (o horizonte de eventos), sua temperatura sobe a milhões de kelvins e os gases se aceleram em forma de jatos lançados para fora.

Galáxias Seyfert

Descobertas por Carl Seyfert em 1943, essas galáxias (que respondem por 2% das galáxias em espiral) têm espectros largos, o que aponta para núcleos de gases ionizados de alta temperatura e baixa densidade. Os núcleos dessas galáxias mudam de brilho a intervalos de algumas semanas, de modo que sabemos que os objetos em seus centros devem ser relativamente pequenos (do tamanho aproximado de um sistema solar). Usando o desvio Doppler, astrônomos constataram que as velocidades no centro de galáxias Seyfert são cerca de 30 vezes superiores às de galáxias normais.

Radiogaláxias

As radiogaláxias (0,01% das galáxias existentes se enquadram a essa definição) são elípticas. Seus núcleos emitem jatos de gás em alta velocidade (perto da velocidade da luz), para cima e para baixo da galáxia. Os jatos interagem com campos magnéticos e emitem sinais de rádio.

Quasares (objetos quase estelares)

Os quasares foram descobertos no começo dos anos 1960. Cerca de 13 mil foram identificados, mas o número total pode chegar a 100 mil [fonte: A Review of the Universe (em inglês)]. Ficam a bilhões de anos-luz da Via Láctea e são os objetos de mais alto teor de energia no universo. O brilho extremo dos quasares pode flutuar em intervalos diários, o que indica que sua energia vem de uma área muito pequena. Milhares de quasares foram localizados e se acredita que emanem dos núcleos de galáxias distantes.

Blazares

Blazares são um tipo de galáxia ativa e cerca de mil deles foram catalogados [fonte: A Review of the Universe]. De nosso ponto de vista, estamos olhando "de frente" para o jato que emana da galáxia. Como os quasares, seu brilho pode flutuar rapidamente - às vezes em menos de um dia.

Galáxias Starburst

A maioria das galáxias apresenta ritmo lento de formação de novas estrelas - cerca de uma por ano. No entanto, as galáxias starburst (de formação explosiva de estrelas) podem gerar 100 ou mais ao ano. Nesse ritmo, as galáxias starburst utilizam todos os seus gases e poeira em cerca de 100 milhões de anos, um período curto se comparado à duração de bilhões de anos da maioria das galáxias.

As galáxias starburst emitem sua intensa luz de uma pequena área ocupada por estrelas recém-formadas e supernovas, por isso, os astrônomos acreditam que elas representem alguma fase curta na maneira pela qual as galáxias mudam e evoluem, talvez o estágio preliminar de formação de uma galáxia ativa.