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GALÁXIAS ESPIRAIS (S)

Descoberto na Colômbia fóssil de cobra de 13 metros

As galáxias espirais, quando vistas do topo, apresentam uma clara estrutura espiral. Estas galáxias fazem parte de uma categoria chamada galáxias de disco que também inclui as galáxias espiral-barradas. As galáxias de disco (chamadas “cosmic frisbies” — discos de praia cósmicos — por P. Murdin, D. Allen e D. Malin) são constituídas por um disco gigantesco de estrelas e material interestelar, que pode formar padrões interessantes em espiral. Normalmente estas galáxias têm as proporções aproximadas de um CD com um bojo central ligeiramente mais espesso. Em algumas galáxias de disco estas proporções não são claramente respeitadas, como é o caso da galáxia do Sombrero (M104), que tem um bojo que quase parece uma galáxia elíptica ou, que noutros casos, parecem não possuir bojo central.

As galáxias espirais típicas possuem um núcleo, um disco, um halo e braços espirais; no entanto, apresentam diferenças entre si principalmente quanto ao tamanho do núcleo e ao grau de desenvolvimento dos braços espirais. De acordo com o esquema proposto por Hubble, como consequência das diferenças podem subdividir-se nas categorias Sa, Sb e Sc, de acordo com o grau de desenvolvimento e enrolamento dos braços espirais e com o tamanho do núcleo comparado com o do disco. Exemplos de galáxias espirais são a Galáxia de Andrómeda (M31) e a nossa própria Galáxia (Via Láctea).

Sub-divisões das galáxias espirais

a

núcleo maior, braços pequenos e bem enrolados

b

núcleo e braços intermédios

c

núcleo menor, braços grandes e mais abertos

Na formação de uma galáxia com rotação, o colapso de material não se faz de forma radial e, à semelhança do que se passa com os discos circumestelares durante a formação de estrelas, o material colapsa para um plano. As interacções gravitacionais com as galáxias vizinhas fazem com que surjam quebras na homogeneidade e na simetria do campo gravitacional do disco, o que tende a comprimir o gás para as zonas de maior densidade. Se a densidade do gás excede um valor crítico (que depende de parâmetros como a temperatura e a pressão), pode iniciar-se a formação estelar nessas regiões, o que resulta em nebulosas de emissão avermelhadas associadas a enxames de estrelas jovens azuladas. Com o envelhecimento das estrelas e dada a vida curta das estrelas azuis (que explodem em supernovas), os braços vão-se tornando lentamente mais amarelos.

Existem algumas galáxias que têm núcleo, disco e halo, mas não têm traços de estrutura espiral. Hubble classificou essas galáxias como S0, e elas são às vezes chamadas lenticulares. A maior parte destas galáxias encontra-se relativamente isolada no universo e não tiveram interacções gravitacionais próximas desde há um período muito longo de tempo. Embora sejam galáxias discoidais, são dificilmente distinguíveis das galáxias elípticas devido à sua aparência e foram muitas vezes classificadas incorrectamente no passado. Este erro de classificação ocorreu com as quatro galáxias lenticulares do catálogo Messier e com muitas outras galáxias deste tipo.

O trabalho pioneiro no estudo da formação dos braços espirais for feito por Bertil Lindblad. Ele chegou à conclusão que a ideia de estrelas arranjadas permanentemente numa forma espiral não era aperfeiçoável devido ao “dilema rotacional”. Dado que a velocidade da rotação do disco galáctico varia com a distância a partir do centro da galáxia, um braço espiral tornar-se-ia rapidamente curvado à medida que a galáxia rodasse. O braço ficaria, após algumas rotações galácticas, cada vez mais curvo e acabaria por tornar a galáxia ainda mais compacta. Isto não é o que se observa. A primeira teoria aceitável foi proposta por C. C. Link e Farnk Shu em 1964. Sugeriam que os braços espirais era manifestações de ondas com densidade espiral. Assumiram que as estrelas viajam em órbitas algo elípticas e que as orientações das suas órbitas estão corelacionadas, isto é, as elipses variam na sua orientação (uma para a outra) numa maneira ligeira com o aumento da distância ao centro galáctico. É óbvio que as órbitas elípticas orbitam tão perto umas das outras em certas áreas de modo a dar o “efeito” de braços. As estrelas por isso não permanecem sempre na posição em que as vemos, mas passam de braço em braço à medida que viajam nas suas órbitas.

 

M31 (Galáxia de Andrómeda ou NGC 224), a maior galáxia mais próxima da Via Láctea. É do tipo Sb, e situa-se a 2.9 milhões de anos-luz da Terra, na direcção da constelação de Andrómeda. Tem uma magnitude aparente de 3.4. É o objecto mais distante visível a olho nu, com aproximadamente cinco vezes o diâmetro aparente da Lua Cheia. Está a aproximar-se da nossa Galáxia. Pensa-se que num futuro muito distante estas duas galáxias colidam.

Crédito: Robert Gendler

 

M51 (Galáxia do Cata-vento ou NGC 5194). Galáxia espiral do tipo Sc, a 37 milhões de anos-luz da Terra, na constelação de Cães de Caça. Magnitude aparente 8.4. A companheira mais pequena é NGC 5195.

Crédito: Tony e Daphne Hallas

 

M64 (NGC 628).

Galáxia espiral do tipo Sc, a 35 milhões de anos-luz da Terra, na constelação de Peixes. Magnitude de 9.4.

Aclamada por muitos como a “galáxia espiral perfeita”.

Crédito: Observatório Gemini, Equipa GMOS

 M104 (Galáxia do Sombrero ou NGC 4594).

Galáxia espiral do tipo Sa, a 50 milhões de anos-luz da Terra, na constelação de Virgem. Magnitude de 8.0. Está a afastar-se da nossa Galáxia a 1,000 km/s.

Crédito: NASA, Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

M100 (NGC 4321).

Galáxia espiral do tipo Sc, a 60 milhões de anos-luz da Terra, na constelação de Cabeleira de Berenice.

Magnitude de 9.3. Um dos membros mais brilhantes do enxame de Virgem.

Crédito: Telescópio Subarus, Observatório Nacional do Japão

 

M99 (NGC 4254).

Galáxia espiral do tipo Sc, a 60 milhões de anos-luz da Terra, na constelação de Cabeleira de Berenice.

Magnitude de 9.9.

 

 

 

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