Aglomerados de galáxias

Introdução

Desde o final do século XVIII, antes que os aglomerados de galáxias fossem reconhecidos como tais, astrônomos como William Herschel e Charles Messier notaram a existência de concentrações de "nebulosas" nas constelações de Coma Berenice e Virgem, respectivamente. Nos anos 20, ficou estabelecido que muitas destas "nebulosas" eram na realidade galáxias, objetos celestes que não fazem parte da Via Láctea (por exemplo, as estrelas visíveis a olho nu e as nebulosas propriamente ditas como a nebulosa de Órion). Verificou-se, então, que as galáxias são encontradas de preferência em grupos, as vezes contendo várias centenas de galáxias. Estes grandes agrupamentos de galáxias foram chamados aglomerados. De fato, foi constatado posteriormente que as concentrações de "nebulosas" de Herschel e Messier são os aglomerados de Coma, um dos maiores aglomerados próximos, e de Virgem, o aglomerado rico mais próximo da Via Láctea.

 

Aglomerado de Coma, dominado por duas galáxias elípticas gigantes, à 445 milhões de anos-luz. Este é um dos aglomerados mais ricos do catálogo de Abell.

 

As galáxias podem se associar de diversas maneiras. Muitas delas se encontram em pares, uma galáxia orbitando uma outra, em trios, quartetos e assim por diante. Os agrupamentos de galáxias podem ser divididos segundo o número de membros: quando há várias centenas são chamados aglomerados ricos de galáxias; quando há entre algumas dezenas à algumas centenas são chamados aglomerados pobres; no caso de haverem mais que três e até cerca de uma dezena, chamamos de grupos de galáxias.

 

Aglomerado de Virgem, à 40 milhões de anos-luz, é o aglomerado rico mais próximo. Este aglomerado contém um grande número de galáxias espirais próximo do centro.

 

Uma dificuldade que se encontra no estudo de aglomerado de galáxias é o fato deles não terem uma fronteira bem definida como, por exemplo, um planeta. Além disto o que é observado da Terra é a distribuição do aglomerado projetada no céu e, a partir desta informação, devemos reconstituir a distribuição tridimensional do aglomerado. Assim, um dos instrumentos mais importantes neste estudo são os catálogos de aglomerados de galáxias baseados em critérios objetivos (ainda que arbitrários). O mais utilizado deles é o catálogo de Abell, feito em 1958, complementado na década 70 por Abell e Cowin, e terminado em 1987 por Cowin e Olowin. Este catálogo, baseado em imagens obtidas pelo telescópio do Monte Palomar no hemisfério Norte e pelo telescópio de Siding Spring, na Austrália, no hemisfério Sul, contém 4076 aglomerados ricos e acredita-se que ele esteja completo até 3 bilhões de anos-luz. Utilizando o catálogo de Abell como base, os aglomerados ricos tem em média uma dimensão de aproximadamente 15 a 20 milhões de anos-luz de diâmetro e uma massa total por volta de 1014 a 1015 massas solares.

Origem

A distribuição de matéria no Universo não é homogênea, pelo menos em regiões com dimensões inferiores a um bilhão de anos-luz. Observações de um grande número de galáxias, feitas principalmente nos últimos vinte anos, mostrou que a matéria se distribui em forma de filamentos e muros, havendo entre estas estruturas grandes vazios. Ao longo destes filamentos, com comprimentos de centenas de milhões de anos-luz, existem regiões com densidade de matéria elevada, onde pode haver milhares de galáxias em um volume com dimensão de 10 milhões de anos-luz. Nestas regiões encontramos os chamados aglomerados de galáxias ricos.

Provavelmente, a origem dos aglomerados de galáxias está ligada à estabilidade destes filamentos cosmológicos. Como estes filamentos não foram criados de forma perfeitamente homogênea, a ação da gravidade nas regiões do filamento de densidade superior à densidade média produz um colapso gravitacional da matéria: a densidade destas regiões mais densas tenderiam a aumentar com o tempo. Nestas regiões de alta densidade se formariam as galáxias e os aglomerados de galáxias. Isto explicaria, inclusive, porque as galáxias são encontradas na maioria dos casos em grupos.

Este processo de formação dos aglomerados é sugerida tanto pelas observações dos filamentos cosmológicos como pelas simulações numéricas feitas em computadores. Nestas simulações, o Universo é modelizado de forma simplificada e pode-se seguir sua evolução em função do tempo. Graças a estas simulações podemos aprender que o processo de formação de aglomerados de galáxias ainda não terminou. Enquanto que a região central da maioria dos aglomerados já está formada e está em equilíbrio, as regiões mias externas ainda se encontram em um processo evolutivo. Em vários casos observa-se mesmo evidências de que um aglomerado rico seja, na verdade, o resultado de uma fusão recente de dois aglomerados menores.

Simulação de uma fatia do Universo feita por H. M. P. Couchman da Universidade de Ontário, Canadá. Os pontos mais luminosos nos filamentos correspondem aos halos das galáxias gigantes. Na intersecção dos filamentos vemos a formação dos aglomerados de galáxias.

Distribuição observada em duas fatias do universo ("survey" de Las Campanas). "cz" é a velocidade de afastamento das galáxias e, pela lei de Hubble, nos dá a distância.

Nossa própria galáxia, com seu grupo local (a Via Láctea, a galáxia de Andrômeda e mais cerca de 30 galáxias menores) participa de um destes processos de formação de aglomerados. Sabemos hoje que o grupo local está caindo em direção ao aglomerado rico mais próximo de nós, que fica na direção da constelação de Virgem.

Se por um lado os aglomerados ainda estão crescendo com a queda de galáxias e grupos, por outro lado foi observado em agosto de 1998 um aglomerado extremamente rico a uma distância de 8 bilhões de anos-luz, o que corresponde a uma época em que o Universo tinha a metade da idade que tem hoje. A observação de aglomerados tão ricos a distâncias tão elevadas tem importante implicações cosmológicas. Uma tal observação corrobora a teoria em que nosso Universo não tem massa suficiente para cessar a sua expansão devido ao Big Bang.

Estrutura

Existe uma grande diversidade de tipos de aglomerados de galáxias. Historicamente, a estrutura dos aglomerados é classificada de acordo com a distribuição espacial das galáxias mais brilhantes no aglomerado (classificação morfológica) ou de acordo com o número de galáxias (ou riqueza do aglomerado). Os aglomerados mais ricos apresentam geralmente uma estrutura mais regular e simetricamente esférica. Os aglomerados com menor número de galáxias são mais irregulares, muitas vezes apresentando uma distribuição de galáxias achatada.

Vários tipos de classificação de aglomerados foram propostos com a finalidade de servirem de base para estudos sistemáticos. Em 1970, Bautz e Morgan propuseram uma classificação baseada na diferença de magnitude entre as galáxias mais brilhantes do aglomerado. O aglomerado será de tipo I se houver uma galáxia gigante de tipo cD no centro, de tipo III se não houver nenhuma galáxia proeminente, e de tipo II no caso intermediário. O sistema de classificação de Rood e Sastry proposto em 1971 e revisto em 1982 por Strubble e Rood, leva em conta a distribuição das 10 galáxias mais brilhantes no aglomerado.

Mais recentemente, a partir da década de 80, foi possível estudar a estrutura dos aglomerados de galáxias a partir de imagens obtidas por satélites artificiais feitas em raios-X, radiação onde o fóton tem energia tipicamente da ordem de 0,1 a 10 KeV (em comparação, os fótons da luz visível têm energia entre 1,7 a 3,2 eV). Foi constatado que na maioria dos casos a estrutura observada em raios-X era semelhante à estrutura observada a partir da distribuição das galáxias. Em raios-X, podemos classificar os aglomerados em regulares, bimodais (onde existem duas subestruturas proeminentes) e irregulares. Com a utilização tanto da distribuição de galáxias como das imagens em raios-X, verificou-se que mais da metade dos aglomerados do catálogo de Abell possuem subestruturas de algum tipo.

Mas será que estas estruturas são reais e não apenas um efeito de projeção ou estatístico? O fato delas serem observadas simultaneamente de duas maneiras independentes é uma boa indicação de que as subestruturas sejam reais. Existe porém uma terceira forma de verificar a natureza das subestruturas, a partir da distribuição de velocidades das galáxias (ao invés da distribuição espacial). Como é muito mais difícil obter a velocidade de uma galáxia do que sua posição, somente nos últimos dez anos foi possível aplicá-la para alguns aglomerados. Surpreendentemente, alguns aglomerados que acreditava-se serem regulares apresentaram subestruturas na distribuição de velocidades das galáxias. O aglomerado de Coma, que até os anos 80 era o protótipo do aglomerado regular e bem comportado, revelou-se ser uma estrutura bimodal.

Acredita-se que a estrutura (e subestruturas) esteja intimamente ligada à evolução do aglomerados. Os aglomerados irregulares e bimodais seriam os aglomerados mais jovens, ainda em processo de formação. Os aglomerados regulares já estariam em um estado evolutivo mais avançado.

A estrutura está ligada a varias outras propriedades dos aglomerados. Nos aglomerados mais regulares (e portanto mais ricos) praticamente todas as galáxias da região central são elípticas ou lenticulares, galáxias com pouca quantidade de gás. No caso dos aglomerados irregulares, são encontradas em proporção mais elevada galáxias espirais, ricas em gás e ainda produzindo estrelas.

Composição

A matéria escura

Aglomerados de galáxias são as maiores estruturas do Universo ligadas pela gravitação e, pelo menos nas regiões centrais, em equilíbrio. Em um trabalho pioneiro na década de trinta, o astrônomo suíço Fritz Zwicky mostrou que a maior parte da massa de um aglomerado é invisível. Ele chegou a esta conclusão estudando as velocidades das galáxias no aglomerado de Coma e aplicando o teorema do virial. Este teorema nos diz que, para um sistema em equilíbrio, a soma da energia potencial com duas vezes a energia cinética é nula. Assim Zwick constatou que a massa necessária para produzir as velocidades observadas era muito superior que a massa deduzida a partir da luminosidade total das galáxias membros do aglomerado. Esta discrepância entre a massa estimada por um estudo dinâmico (as velocidades das galáxias) e a massa estimada pela luminosidade ficou conhecida como o problema da matéria escura.

Até hoje, os resultados de Zwicky são confirmados, mesmo com os recursos mais modernos de observação. A partir de pelo menos três tipos de observações independentes (velocidade das galáxias no aglomerado, emissão em raios-X do gás intra-aglomerado e lentes gravitacionais em alguns aglomerados mais distantes) constata-se que, em média, 80% da massa dos aglomerados ricos é invisível, isto é, não é detectada em nenhum comprimento de onda entre as frequências de rádio até raios-X. A natureza e a própria existência desta matéria invisível ainda é debatida. A teoria mais aceita atualmente é de que esta matéria não seja bariônica, isto é, não seja composta por prótons e neutrons como todos os átomos que formam as estrelas, o Sol, a Terra e nós mesmos.

Existe ainda uma possibilidade de que não haja matéria escura, mas sim que as leis da dinâmica não sejam exatamente como acreditamos serem. Uma tal proposta foi levantada por Milgrow em 1983 com o objetivo de explicar o problema da matéria escura em galáxias espirais. Contudo, mesmo aplicando da teoria de Milgrow nos aglomerados é necessário postular a existência da matéria invisível. Vale lembrar que apesar disto ainda não existe nenhuma prova de que a teoria de Milgrow não seja correta.

O gás intra-aglomerado

No início dos anos 70, com o lançamento dos primeiros detectores de raios-X orbital, foi descoberto que os aglomerados de galáxias ricos são fontes poderosas de raios-X (os raios-X não podem ser observados da superfície da Terra porque são absorvidos pela atmosfera). Em meados dos anos 80, graças a verdadeiros telescópios espaciais sensível aos raios-X (Exosat, Ginga, Einstein), foi possível a obtenção de imagens e espectros dos aglomerados nesta freqüência de radiação. Muito do que sabemos hoje sobre a emissão em raios-X de aglomerados é graças aos satélites da década de 90, ROSAT, ASCA e BeppoSAX e esperamos aprender muito mais na próxima década com a utilização do satélite Chandra (lançado em agosto/1999) e XMM (lançamento previsto para janeiro/2000).

A emissão em raios-X dos aglomerados não provem das galáxias (exceto por uma pequena contribuição de algumas galáxias ativas) mas de um gás tênue que se encontra entre as galáxias e permeia todo o aglomerado, chamado gás intra-aglomerado. Este gás foi formado originalmente pelo material que sobrou durante da fase de formação das galáxias, o chamado gás primordial composto de Hidrogênio e Hélio que foi sintetizado logo após o Big Bang. Em seguida, este gás foi misturado com o material ejetado das galáxias devido às explosões de super-novas. Este material é rico em elementos pesados como Silício, Níquel, Cálcio e Ferro, que podem ser detectados devido à emissão em raios-X. Nos aglomerados ricos, a quantidade de ferro é proporcional a cerca de um terço da quantidade observada no Sol.

Imagem do aglomerado Abell 85. Os contornos correspondem à emissão em raios-X observada pelo satélite ROSAT. O centro da emissão X coincide com a galáxia gigante central. Na região sul do aglomerado, podemos ver uma sub-estrutura na emissão em raios-X: isto pode ser uma indicação de que um grupo de galáxias esteja "caindo" em Abell 85.

 

Na região central, a densidade do gás intra-aglomerado é da ordem de dez partículas por litro. Isto é extremamente rarefeito, menos denso que o gás que se encontra no interior de uma galáxia como a nossa. A densidade do gás é aproximadamente constante na região central e diminui rapidamente indo-se para as regiões externas do aglomerado. Por outro lado, este gás tem uma temperatura muito elevada, da ordem de 10 milhões de graus centígrados, podendo mesmo atingir 100 milhões de graus nos aglomerados mais ricos. Devido a esta alta temperatura o gás está completamente ionizado, isto é, os elétrons não estão ligados aos átomos. São estes elétrons livres que interagem com os núcleos atômicos e produzem os raios-X observados.

A energia emitida em raios-X varia segundo a temperatura e, principalmente, a densidade do gás, estando em geral na faixa dos 1043 à 1045 ergs/s, equivalente a toda a energia emitida por 100 bilhões de estrelas como o Sol. Apesar do gás ser extremamente rarefeito, como o volume do aglomerado é muito grande a massa total de gás também é elevada. Nos aglomerados ricos esta massa, no interior de uma esfera de raio igual a 10 milhões de anos-luz, pode chegar a 1014 vezes a massa do Sol. Em geral, este gás intra-aglomerado contribui em 15% para a massa total do aglomerado.

A alta temperatura do gás é facilmente interpretada como a temperatura necessária para que o gás esteja em equilíbrio com o potencial gravitacional do aglomerado. Se o gás fosse muito mais quente, ele evaporaria do aglomerado; se ele fosse muito mais frio, ele colapsaria. Contudo, o que ainda é debatido hoje em dia é como este gás foi aquecido até esta temperatura (ele foi aquecido apenas na época de formação ou durante toda a evolução do aglomerado? Este aquecimento é lento e adiabático ou rápido, devido a choques?).

Também sabemos que este gás está perdendo energia (pela forma de emissão em raios-X). Na região central esta perda de energia pode ser significativa pois a densidade é mais elevada. Neste caso, o gás deveria esfriar e, como foi dito acima, colapsar ou fluir em direção ao centro. Este processo é chamado de fluxo de resfriamento e, teoricamente, poderia ser responsável por uma deposição de matéria no centro do aglomerado a uma razão de até várias centenas de massas solares por ano. Somando esta taxa de deposição de matéria durante a vida de um aglomerado, podemos chegar a uma quantidade de 1 trilhão de massas solares acumuladas no centro do aglomerado. O problema desta teoria é que toda esta quantidade de massa ainda não foi observada diretamente.

Recentemente, em 1996, foi detectado uma emissão no ultra-violeta extremo (freqüência um pouco menos energética que os raios-X) na região central de alguns aglomerados. Não se sabe ainda se esta emissão é simplesmente uma extrapolação da emissão em raios-X para baixas energias ou se é devida a algum outro processo físico que esteja ocorrendo no centro dos aglomerados. Esta emissão no ultra-violeta extremo poderia ser em parte devido ao gás que esfriou a um milhão de graus e se acumulou no centro do aglomerado.

 

Galáxias

Apesar do nome, as galáxias são o componente menos importante em relação à massa dos aglomerados. Elas contribuem com apenas cerca de 5% para a massa total.

O ambiente denso dos aglomerados é responsável em parte pela evolução das próprias galáxias que dele fazem parte. Nos aglomerados, a colisão entre as galáxias é muito mais freqüente do que nas regiões menos densas do Universo. É possível que estas colisões sejam responsáveis mesmo pela transformação do tipo morfológico das galáxias: segundo os resultados de simulações numéricas, a colisão e eventual fusão de duas galáxias espirais de massas semelhantes resulta em uma galáxia elíptica. Mesmo se as fusões de galáxias são menos freqüente atualmente devido à elevada velocidade das galáxias nos aglomerados (para haver uma fusão de galáxias, a colisão entre elas deve ocorrer a uma velocidade inferior à ~500 km/s), em épocas mais remotas este processo pode ter sido comum.

Mesmo quando não há uma colisão, mas apenas uma passagem próxima entre duas galáxias, isto já é suficiente para afetar a estrutura interna delas. Quando duas galáxias estão próximas ocorre um efeito de maré, o mesmo fenômeno que ocorre na Terra devido à ação da Lua e do Sol. Este efeito de maré deforma as galáxias, podendo mesmo arrancar uma parte delas. Este material arrancado, formado de estrelas e gases, tem a aparência de um filamento que pode se estender por muitas dezenas de milhares de anos-luz e por isto são chamados de caudas de maré.

Pelo fato das galáxias se moverem em alta velocidade nos aglomerados ricos, o gás no interior das galáxias encontra uma resistência provocada pelo gás quente intra-aglomerado. Desta forma, uma galáxia como as espirais pode ter o seu gás arrancado devido à pressão do gás intra-aglomerado. Ao contrário dos efeitos de maré, apenas o gás e não as estrelas é afetado pelo gás-intraglomerado. Este efeito pode ser responsável pela deficiência observada de Hidrogênio nas espirais de aglomerados ou até mesmo pela transformação de galáxias espirais que atravessam um aglomerado rico em galáxias lenticulares.

A evolução das galáxias em aglomerados se reflete em suas cores. No fim dos anos 70, Butcher e Oemler mostraram que as galáxias espirais são mais azuis nos aglomerados distantes em relação aos mais próximos. Isto pode significar que as galáxias lenticulares dos aglomerados próximos eram galáxias ativas e azuis em épocas mais remotas.

Somente em aglomerados encontra-se um tipo especial de galáxia chamada de cD (este nome surgiu nos anos 60 nos trabalhos de W.W. Morgan e colaboradores). Trata-se de elípticas gigantes que sempre se encontram na região central dos aglomerados. Não se encontram galáxias cD em regiões com densidade inferior a uma galáxia por 10 milhões de anos-luz ao cubo mas, por outro lado pode-se encontrá-las tanto em aglomerados ricos como pobres.

Este tipo de galáxia, cuja massa pode ser cem vezes superior à Via Láctea, talvez seja o resultado de um processo chamado de canibalismo galáctico, onde as galáxias são "devoradas" pela galáxia central durante bilhões de anos. Observações de galáxias cD com núcleos binários ou mesmo múltiplos e um extenso envelope estelar (que pode atingir até um milhão de anos-luz) favorecem o modelo de formação por canibalismo galáctico destas galáxias. O envelope estelar extenso seria uma espécie de "lixeira cósmica", formado pelo resto das estrelas das galáxias canibalizadas.

Uma outra teoria para a formação das galáxias cD afirma que estas galáxias são formadas pelo gás intra-aglomerado que se resfria e escorre em direção ao centro do aglomerado. Esta teoria, contudo, prevê a existência de um grande número de estrelas jovens e azuis nas galáxias cD, o que não é observado.

Os estudo das galáxias nos aglomerados pode nos fornecer informações tanto sobre a estrutura como a formação destas estruturas. Por exemplo, podemos determinar com certa confiança a função de luminosidade das galáxias em aglomerados, isto é, o número de galáxias por intervalo de luminosidade. A partir da função de luminosidade, podemos deduzir a função de massa (número de galáxias por intervalo de massa), que pode ser comparada com modelos teóricos de formação de galáxias no Universo (por exemplo o modelo de Press e Schechter desenvolvido em 1974). A função de luminosidade deve também refletir os processos físicos que ocorrem durante a evolução das galáxias, tanto os processos internos, inerentes à galáxia, como os processos externos, devido ao meio ambiente.

Campo magnético

Nos últimos anos tem aumentado as evidências de que existe um campo magnético extenso nos aglomerados de galáxias. Quando este campo magnético é atravessado por elétrons relativísticos (com velocidade próxima à da luz) ocorre o fenômeno de radiação síncrotron: os elétrons começam a espiralar no campo magnético e emitem energia na freqüência rádio, de 10 à 1000 Mhz. Muitos aglomerados contém galáxias cujos núcleos foram ou ainda são ativos. Estes núcleos ativos são poderosas fontes de elétrons relativísticos que podem interagir com o campo magnético do aglomerado, produzindo a radiação síncrotron.

A intensidade estimada deste campo é de cerca de 1 microgauss, um milhão de vezes mais fraco que o campo magnético na superfície da Terra e um bilhonésimo do campo medido nas manchas solares. As medidas do campo magnético nos aglomerados são ainda muito incertas e não sabemos se o campo é global ou apenas localizado em algumas regiões.