Astronomia[1]

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VII Grupo
Edmilson João Soquiço
Marlência Ester Oriel Manhique
Xié Pascoal Massique
Milton Gloria Vilanculos
Hélio Jorge Radio
Galáxias e Cosmologia
Licenciatura em Física
Universidade Save
Massinga
2021
Edmilson João Soquiço
Marlência Ester Oriel Manhique
Xié Pascoal Massique
Milton Gloria Vilanculos
Hélio Jorge Radio
Galáxias e cosmologia
Trabalho de pesquisa científica, referente a cadeira de fundamentos de astronomia e astrofísica a ser apresentado no Departamento de Ciências Naturais para efeitos avaliativos 
Docente: Dr. Fulgêncio Punguane
Universidade Save
Massinga
2021
Índice	
1.0.Introdução	2
1.1.Objectivos	3
1.1.1.Objectivo geral:	3
1.1.2.Objectivos específicos:	3
1.2.Metodologias	3
2.0.Galáxias	4
2.1.Formação e evolução das galáxias VS aglomerados de galáxias	4
2.1.1.Formação e evolução de galáxias	4
2.1.2.Aglomerados de galáxias	5
2.1.2.1.Grupo local	5
2.1.2.2.Aglomerados de Fornax	6
2.1.2.3.Aglomerado de virgem	6
2.2.Superaglomerados	7
2.3.Colisões entre galáxias	8
2.4.Galáxias activas	9
2.4.1.Classificação das galáxias activas	9
2.4.1.1.Galáxias seyfert	9
2.4.1.2.Radiogalaxias	10
2.4.1.3.Objectos BL Lacertae (BL LaC)	10
2.4.1.4.Quasares	10
2.4.2.Quadro comparativo entre as galáxias activa	10
2.4.3.Fontes de energia das galáxias activa	11
2.5.Lei de Hubble	11
3.0.Cosmologia	13
3.1.O paradoxo de Olbers: A escuridão da noite	13
3.2.Relatividade geral	14
3.3.Lentes gravitacionais	14
3.1.Efeitos produzidos pelas lentes gravitacionais	15
4.0.Conclusão	16
5.0.Referências bibliográficas	17
1.0.Introdução 
A fascinação pelos mistérios do Universo faz parte da natureza desde o começo da civilização, ao mesmo tempo que admiramos a sua extensão e beleza sentimos o grande desafio de conhece-lo e o desejo de descobrir a sua conexão connosco, com base nesse pressuposto assumimos categoricamente que ao investigarmos o Universo estamos também pesquisando sobre a nossa própria origem. 
 A maior parte dos cientistas pensa que o universo foi criado numa enorme explosão que ocorreu num período situado a milhões de anos a chamada teoria de Big Bang, com a explosão vastas quantidades de matéria foram espalhadas pelo espaço que de uma forma gradativa essas matérias formaram sistemas de estrelas ou galáxias. 
As gigantescas nuvens interestelares descortinam-se com suas formas curiosas e gases fluorescentes, e revelam-se como berçários de estrelas. Indo mais adiante, notamos que o Universo se organiza em grupos de estrelas, galáxias, e em superaglomerados, intercalados por imensos vazios.
Numa noite escura e longe das luzes da cidade, vemos que, independente de que região na Terra estiver, é notável a existência de uma faixa concentrada de estrelas que cruza o céu. Essa faixa é chamada de Via Láctea: a Galáxia onde nosso Sistema Solar está localizado. 
Este trabalho de pesquisa reúne alguns tópicos abordados na disciplina fundamentos de astronomia em especial ao tema galáxias e cosmologia.
Em termos organizacionais o trabalho está estruturado de uma forma simples e objectiva apresentando os seguintes conteúdos: formação e evolução das galáxias, aglomerados de galáxias (grupo local, virgem, Fornax e Coma), superaglomerados (superaglomerado local), colisões entre galáxias, fusão de galáxias e canibalismo galáctico, galáxias activas e sua classificação, fonte de energia das galáxias activas, a lei de Hubble, o paradoxo de Olbers (a escuridão da noite), a relatividade geral, lentes gravitacionais e os seus efeitos, as considerações finais e as respectivas referências bibliográficas.
1.1.Objectivos 
1.1.1.Objectivo geral:
· Estimular a curiosidade dos leitores sobre o tema, aguçando as habilidades científicas, investigativas e reflexivas abrindo horizontes para a conquista de novos saberes.
· Aprimorar as habilidades de observação, levantamento de hipóteses e generalizações na construção de conhecimentos no que concerne ao cosmo.
1.1.2.Objectivos específicos:
· Ter noções básicas do Universo através do estudo da astronomia 
· Conhecer o processo evolutivo e de formação das galáxias 
· Fazer uma analogia em prol da formação e evolução das galáxias e a formação e evolução das estrelas 
· Identificar os aglomerados de galáxias 
· Reconhecer a importância da lei de Hubble no estudo do Universo 
· Aplicar a relatividade geral de Albert Einstein no estudo do cosmo.
1.2.Metodologias 
Para a compilação e efectivação desse trabalho de carácter didáctico-científico o grupo recorreu a uma pesquisa, onde consultou várias obras didáctico-científicas, consultou também a internet que, numa primeira fase foram as leituras de forma individual precedidas por um encontro para leitura em grupo este que foi precedido por uma proposta do possível resumo que depois sofreu alterações para depois fazer se a devida compilação final.
2.0.Galáxias 
2.1.Formação e evolução das galáxias VS aglomerados de galáxias 
2.1.1.Formação e evolução de galáxias 
 Se quisermos determinar as idades das estrelas mais velhas em sistemas espirais e em sistemas elípticos, encontramos que em todos os tipos, essas estrelas são igualmente velhas, em torno de 10 bilhões de anos. Portanto, todas as galáxias que vemos começaram a se formar mais ou menos na mesma época na história do universo, e, consequentemente, têm mais ou menos a mesma idade. A diferença é que nas espirais e nas irregulares sobrou gás suficiente para continuar o processo de formação estelar até a época presente.
Na segunda metade do século passado surgiram as duas teorias principais sobre formação e evolução de galáxias: o modelo monolítico propõe que as galáxias se formaram e evoluíram isoladamente pelo colapso de grandes nuvens de gás e o modelo hierárquico que propõe que as galáxias se formaram e evoluíram através de encontros sucessivos de nuvens menores. Ambos modelos assumem que as nuvens de gás que deram origem às galáxias se formaram pela condensação de matéria em certas regiões do espaço devido às flutuações de densidade existentes no Universo primordial. 
No modelo monolítico, a forma das galáxias seria determinada pela rapidez com que aconteceu a formação estelar (taxa de formação estelar) na nuvem em contracção, e pela quantidade de rotação (momento angular) da nuvem. Em nuvens de baixa rotação, a taxa de formação estelar era alta, praticamente todo o gás foi consumido rapidamente e a galáxia resultante é uma elíptica, de forma ovalada e com pouco gás para dar origem a novas estrelas. Em nuvens com alta rotação, a taxa de formação estelar é baixa, parte do gás se deposita em um disco, como consequência da rotação da nuvem. A galáxia resultante então é uma espiral, com gás suficiente para manter formação estelar até a época actual. 
No modelo hierárquico, as pequenas nuvens de gás em contracção dariam origem preferencialmente a sistemas puramente discordais, que evoluiriam a galáxias espirais, se sofressem poucas interacções entre si, ou a elípticas, no caso de os encontros e fusões serem muito frequentes. Neste modelo, o factor determinante para a evolução da galáxia é o meio em que ela se encontra. 
Nos últimos 20 anos, o uso de telescópios modernos, que permitem estudar galáxias a grandes distâncias, têm fornecido vários vínculos observacionais para o estudo da evolução das galáxias. Observando galáxias remotas, os astrónomos constataram que no passado havia um grande número de galáxias pequenas, irregulares e com uma taxa muito alta de formação estelar, que não existem no universo actual, sugerindo que elas se fundiram posteriormente dando origem a galáxias maiores.
Portanto, no momento não existe uma teoria que dê conta de todos os aspectos observacionais para explicar como as galáxias se formaram e evoluíram até o presente, muito menos uma teoria que possa prever sua evolução futura. Provavelmente acontece tanto a formação monolítica, em galáxias isoladas e a hierárquica em aglomerados de galáxias.
2.1.2.Aglomerados de galáxias 
As galáxias não estão distribuídas uniformemente no espaço, mas tendem a se concentrarem aglomerados, nos quais todas encontram-se ligadas gravitacionalmente. 
Existem aglomerados pobres, com poucas dezenas de membros, e aglomerados ricos, que chegam a ter milhões de membros. No que diz respeito aos tipos de aglomerados de galáxias encontram se alocados os seguintes: o grupo local, aglomerados de Fornax, aglomerado de virgens e o aglomerado de coma.
2.1.2.1.Grupo local
Grupo Local é um aglomerado pequeno, com cerca de 50 membros, que ocupa um volume de 3 milhões de anos-luz na sua dimensão maior. A Via Láctea e Andrômeda (M31) são de longe os dois membros mais massivos, estando um em cada borda do aglomerado. A terceira galáxia mais luminosa do grupo é outra espiral, M33, que tem 20% da luminosidade da Via Láctea e 13% da luminosidade de Andrômeda. 
Desde 2003 foram descobertas várias galáxias anãs na região do Grupo Local, entre as quais uma anã localizada a apenas 25 mil anos-luz de distância, na direcção do centro galáctico. Essa é actualmente a galáxia mais próxima, e só não foi detectada antes pelo facto de estar numa região de grande extinção e ter brilho superficial muito baixo. 
No total, o grupo local contém pelo menos 3 galáxias espirais, 2 elípticas, 15 galáxias irregulares de diferentes tamanhos, e 17 anãs elípticas. A maioria das galáxias se encontra orbitando a Via Láctea ou Andrômeda, dando uma aparência binária ao Grupo Local. 
2.1.2.2.Aglomerados de Fornax
O Aglomerado de Fornax faz parte de outros aglomerados de galáxias que variam de aglomerados pequenos a aglomerados ricos. Trata-se de um aglomerado relativamente próximo que apresenta um conjunto variado de tipos de galáxias, embora tenha poucos membros. 
2.1.2.3.Aglomerado de virgem 
O aglomerado de Virgem encontra se a uma distância de cerca de 50 milhões de anos-luz de nós, ocupa 20 milhões de anos-luz no espaço e é um dos mais espectaculares do céu. Suas quatro galáxias mais brilhantes são galáxias elípticas gigantes, embora a maior parte das galáxias membros visíveis sejam espirais. O aglomerado de Virgem é tão massivo e tão próximo que influencia gravitacionalmente o Grupo Local, fazendo com que nos movamos na sua direcção. A galáxia elíptica gigante M87 é a maior do aglomerado que contém um buraco-negro massivo em seu centro.
Fig: Foto de parte do aglomerado de Virgem, tendo a galáxia elíptica M87, no centro da imagem. As galáxias estão localizadas a 50 milhões de anos-luz da Terra. 
2.1.2.4.Aglomerado de Coma
O aglomerado de Coma ocupa ou cobre 20 milhões de anos-luz no espaço e apresenta 2 graus de diâmetro e constitui o aglomerado que contem milhares de membros.
Fig: Aglomerado de Coma, quase todo objecto visto nesta foto é uma galáxia do aglomerado.
2.2.Superaglomerados 
Depois de descobrir que as galáxias faziam partes de aglomerados de galáxias, os astrónomos se perguntaram se existiam estruturas ainda maiores no Universo. Em 1953, o astrónomo francês Gérard de Vaucouleurs (1918-1995) demonstrou que os aglomerados de galáxias também formam superaglomerados. 
O superaglomerado mais bem estudado é o Superaglomerado Local, porque fazemos parte dele. Ele tem um diâmetro de aproximadamente 100 milhões de anos-luz e uma massa de aproximadamente massas solares, contendo o Grupo Local de galáxias e o aglomerado de Virgem. 
Entre estes superaglomerados observam-se grandes regiões sem galáxias, mas onde foram detectadas nuvens de hidrogénio neutro. Os superaglomerados se distribuem em enormes cadeias como se fossem filamentos de uma grande estrutura. Um exemplo destes filamentos é a Grande Parede (Great Wall), um concentração de galáxias que se estende por cerca de 500 milhões de anos-luz de comprimento, 200 milhões de anos-luz de altura, mas somente 15 milhões de anos-luz de espessura. Esta estrutura está a uma distância média de 250 milhões de anos-luz da nossa Galáxia. De uma forma geral importa realçar que, o universo tem a estrutura de uma esponja, feita de filamentos formados por grandes cadeias de superaglomerados e imensos vazios, com muito poucas galáxias. 
2.3.Colisões entre galáxias 
Galáxias em aglomerados estão relativamente próximas umas das outras, isto é, as separações entre elas não são grandes comparadas com seus tamanhos (o espaçamento entre as galáxias é da ordem de apenas cem vezes o seu tamanho, enquanto a distância média entre as estrelas é da ordem de 1 parsec = 22 milhões de diâmetros solares). Isso significa que provavelmente essas galáxias estão em frequentes interacções umas com as outras.
No que concerne a colisões entre galáxias encontramos aquilo que chamamos de fusão de galáxias e o canibalismo galáctico.
⇒Fusão de galáxias: chamamos fusão de galáxias às interacções entre duas galáxias do mesmo porte ou tamanhos semelhantes. A fusão pode converter galáxias espirais em elípticas, isto é, a interacção pode retirar gás, estrelas e poeira das duas galáxias, transformando-as em uma elíptica.
 É importante frisar que nem sempre o encontro ou interacção entre duas galáxias resulta sempre numa fusão de galáxias, isto para dizer que numa interacção fraca ambas galáxias sobrevivem mas com o efeito de maré pode fazer surgirem caudas de matéria, em um ou em ambos os lados das duas galáxias. 
⇒ Canibalismo galáctico: é um processo de interacção entre galáxias de portes ou tamanhos distintos, que ocorre quando uma galáxia muito grande interage com outra muito menor onde as forças de maré da galáxia maior podem ser tão fortes a ponto de destruir a estrutura da galáxia menor cujos pedaços serão então incorporados pela maior. Também podemos atribuir o termo canibalismo galáctico a uma situação em que galáxias elípticas gigantes, com núcleos duplos ou múltiplos, são comummente encontradas em centros galácticos ricos provavelmente elas cresceram “engolindo” outras galáxias menores.
Propriedades peculiares como: halos muito extensos (até 3 milhões de anos luz em diâmetro), núcleos múltiplos, e localização em centros de aglomerados sugerem que essas galáxias se formaram por canibalismo galáctico. 
2.4.Galáxias activas
Todas as galáxias tendem a apresentar uma grande concentração de estrelas em sua região central, que fica bem mais brilhante do que o restante da galáxia. A maioria dessa radiação é emitida nas proximidades da região visível do espectro, pois é nessa região que as estrelas emitem mais.
As galáxias activas apresentam espectro não térmico e variações muito rápidas em seu brilho, o que indica que a fonte de energia está concentrada numa região muito pequena.
⇒ Galáxias activas: são galáxias cujos núcleos emitem quantidades de energia muito maiores do que as galáxias normais, ou seja são aquelas os cujos centros emitem quantidades excepcionais de energia, com espectro não térmico e com centros anormalmente brilhantes, centros esses que por sua vez são chamados de núcleos activos de galáxias (Com a sigla inglesa AGN).
Em termos percentuais no universo, das galáxias conhecidas encontramos 10% que são activas.
2.4.1.Classificação das galáxias activas 
No que tange a classificação das galáxias activas, são elas: as galáxias seyfert, as radiogalaxias, os objectos BL Lacertae ou objectos BL LaC e os quasares.
2.4.1.1.Galáxias seyfert
As galáxias Seyfert foram descobertas por Carl Keenan Seyfert em 1943, são galáxias espirais com núcleos pontuais muito luminosos, em torno de 1036 a 1038 watts, que contribuem com aproximadamente metade da luminosidade total da galáxia no óptico. O espectro nuclear apresenta linhas de emissão alargadas, indicando movimentos muito rápidos dos gases internos, e um contínuo não-térmico muito intenso no ultravioleta. Geralmente, a emissão dessas galáxias sofre variabilidade em períodos relativamente curtos, o que leva a concluir que a fonte emissora deve ser compacta. Estima-se que aproximadamente 1% de todas as galáxias espirais são seyfert.
2.4.1.2.Radiogalaxias
 As Radiogalaxias são galáxias que têm uma emissão em rádio muito intensa, em torno de A Watts, lembrando que a luminosidade do Sol é de watts. Ou por outra são aquelas galáxias que emitem a maiorparte da sua energia na região do espectro electromagnético que corresponde ao rádio.
Observadas no óptico, geralmente têm a aparência de uma galáxia elíptica grande, mas, observadas em rádio, apresentam uma estrutura dupla, com dois lóbulos emissores em rádio, localizados uns em cada lado da galáxia elíptica. Outra característica das radiogalaxias é a presença de um jato de matéria saindo da fonte central, localizada no núcleo da galáxia. Uma das radiogalaxias mais brilhantes é Centauro A, localizada na constelação do Centauro, no Hemisfério Sul celeste.
2.4.1.3.Objectos BL Lacertae (BL LaC)
Os objectos BL Lacertae, também chamados blazares, constituem uma outra classe de objectos exóticos, que apresentam um núcleo muito brilhante e compacto. Têm como principais características a extraordinária variabilidade em curtos períodos de tempo, luz polarizada, e um espectro não térmico sem linhas de emissão ou absorção. O primeiro objecto desse tipo, e que deu nome à classe, foi BL Lacertae, observado em 1929, na constelação do Lagarto. No princípio, foi confundido com uma estrela, pois sua variabilidade muito rápida indicava que tinha que ser um objecto muito compacto, muitos desses objectos são também fontes de rádio.
2.4.1.4.Quasares
Os quasares cujo nome vem de "Quasi Stellar Radio Sources", foram descobertos em 1961, como fortes fontes de rádio, com aparência óptica aproximadamente estelar, azuladas. São objectos extremamente compactos e luminosos, emitindo mais do que centenas de galáxias juntas, isto é, até um trilhão de vezes mais do que o Sol, são fortes fontes de rádio, variáveis, e seus espectros apresentam linhas largas com enormes redshifts, correspondendo a velocidades de recessão muito altas, de até alguns décimos da velocidade da luz, o que indica que são muito distantes. 
O primeiro quasar a ter seu espectro identificado foi o 3C 273 pelo Astrónomo holandês Maarten Schmidt em 1963. 
2.4.2.Quadro comparativo entre as galáxias activa 
As galáxias activas serão comparadas em termos das seguintes propriedades: espectro contínuo, linhas de emissão, forma no óptico e forma em rádio.
	Propriedades 
	Galáxias seyfert
	Radiogalaxias
	Objectos BL LaC
	Quasares
	Espectro continuo 
	Não estrelar
	Não estrelar
	Não estrelar
	Não estrelar
	Linhas de emissão 
	Largas e estreitas
	Largas e estreitas
	Nenhuma ou froco
	Largas e estreitas
	Forma no óptico 
	Espiral 
	Elíptica
	Incerta 
	Estrelar
	Forma em rádio
	Emissão fraca
	Jatos e lóbulos
	Emissão fraca
	Jatos e lóbulos
2.4.3.Fontes de energia das galáxias activa 
A fonte de energia das galáxias activas é o gás sendo acelerado por um buraco negro supermassivo central. Tendo como base o processo proposto em 1964 por Edwin Ernest Salpeter e Yakov Borisovich Zel'dovich.
 Ao cair no buraco negro, o gás, forma um disco de acreção em rotação. Ao espiralar para o centro ele transforma energia potencial gravitacional em energia cinética, acelerando, aquecendo e liberando imensas quantidades de energia. Concomitantemente parte do gás pode ser ejectada a alta velocidade, formando os jatos e os lóbulos. Toda energia é irradiada antes de a matéria cair no horizonte de eventos do buraco negro. 
A acreção converte matéria em energia, dez vezes mais eficiente que as reacções nucleares mais eficientes conhecidas. 
Quando o buraco negro consumir toda matéria circundante, a galáxia deixará de ser activa permanecendo com um buraco negro aquiescente no seu centro.
2.5.Lei de Hubble 
Em 1923 Edwin Powell Hubble (1889-1953) usando o então recém- instalado telescópio de 2,5 m de diâmetro do Monte Wilson na Califórnia, conseguiu identificar as estrelas individuais na galáxia de Andrômeda e, medindo sua distância (mais de 2 milhões de anos-luz), demonstrou conclusivamente que nossa galáxia com 100 mil anos-luz de extensão não é a única no Universo.
Durante vários anos Hubble e seu colaborador, Milton Humason, mediram o espectro de várias galáxias e mediram suas distâncias, confirmando que praticamente todas as galáxias apresentam um desvio espectral para o vermelho tanto maior quanto maior for a sua distância. Dando a interpretação usual para o desvio espectral, ou seja, admitindo que se deve a efeito Doppler, isso significa que as galáxias estão se afastando de nós com velocidades tanto maiores quanto maiores suas distâncias. Hubble e Humason mostraram seus resultados em 1929, por um gráfico da velocidade de recessão em função da distância, que é conhecido como Lei de Hubble, e é descrito pela expressão:
De uma forma geral a lei de Hubble é a relação linear entre as velocidades de recessão e as distâncias das galáxias até nós. Uma aplicação muito importante da Lei de Hubble é na determinação de distâncias. Uma vez conhecida a constante Ho, podemos usar a Lei de Hubble para estimar a distância de um objecto remoto, a partir de seu redshifts.
A observação de que as galáxias têm velocidades de recessão proporcionais à sua distância - Lei de Hubble é uma evidência de que o Universo está em expansão. Essa expansão é do próprio espaço, e não tem nenhum centro.
3.0.Cosmologia 
⇒Cosmologia: é o estudo do Universo como um todo. O estudo do seu tamanho, sua geometria, sua idade, sua origem e sua evolução. Quase todas as teorias cosmológicas partem de uma hipótese simplificadora chamada Princípio Cosmológico: o Universo é homogéneo e isotrópico e imutável, com produção contínua de matéria para contrabalançar a expansão do Universo observado.
3.1.O paradoxo de Olbers: A escuridão da noite
O enigma da escuridão da noite é uma evidência da teoria de Big Bang. Johannes Kepler (1571-1630) foi talvez a primeira pessoa a perceber que um universo assim não poderia ser escuro à noite, mas o problema ficou conhecido como Paradoxo de Olbers, por ter sido mais divulgado pelo médico e astrónomo Heinrich Olbers, em 1826. 
O paradoxo é o seguinte suponha que as estrelas estejam distribuídas de maneira uniforme em um espaço infinito. Para um observador em qualquer lugar, o volume de uma esfera com centro nele aumentará com o quadrado do raio dessa esfera, e como as estrelas estão distribuídas uniformemente no espaço, o número de estrelas que ele vê cresce com o quadrado da distância. Como resultado, sua linha de visada sempre interceptará uma estrela seja lá qual for a direcção que ele olhe. Como o brilho das estrelas cai com o quadrado da distância enquanto o número de estrelas aumenta com o quadrado da distância, o céu em média deveria ser tão brilhante quanto a superfície de uma estrela média, pois estaria completamente coberto delas. Mas obviamente não é isso que vemos. Desta feita Olbers propôs as seguintes soluções:
⇒ A poeira interestelar absorve a luz das estrelas. 
Foi a solução proposta por Olbers, mas tem um problema. Com o passar do tempo, à medida que fosse absorvendo radiação, a poeira entraria em equilíbrio térmico com as estrelas, e passaria a brilhar tanto quanto elas. Não ajuda na solução. 
⇒A expansão do Universo degrada a energia, de forma que a luz de objectos muito distantes chega muito desviada para o vermelho e, portanto muito fraca. 
O desvio para o vermelho ajuda na solução, mas os cálculos mostram que a degradação da energia pela expansão do universo não é suficiente para resolver o paradoxo. 
⇒O Universo não existiu por todo o sempre. 
Essa é a solução actualmente aceita para o paradoxo. Como o Universo tem uma idade finita e a luz tem uma velocidade finita, a luz das estrelas mais distantes ainda não teve tempo de chegar até nós. Portanto, o universo que enxergamos é limitado no espaço, por ser finito no tempo, logo a escuridão da noite é uma prova de que o Universo teve um início.
3.2.Relatividade geral
Para estudar a evolução do Universo os cosmólogos usam a teoria da relatividade geral de Albert Einstein. 
Proposta em 1916, a teoria da relatividade geral descreve a gravitação como a acção das massas nas propriedades do espaço e do tempo, que afectam o movimento dos corpos e outras propriedades físicas. Enquanto na teoria de Newton o espaço é rígido, descritopela geometria Euclidiana, na relatividade geral o espaço-tempo é distorcido pela presença da matéria que ele contém. Um ano depois de propor a relatividade geral, Einstein publicou seu artigo histórico sobre cosmologia, Considerações Cosmológicas sobre a Teoria da Relatividade, construindo um modelo esférico do Universo. 
Einstein acreditava que o Universo deveria ser estático, mas sabia que a gravidade faria o Universo se contrair. Para compensar a gravidade, Einstein introduziu em suas equações a famosa constante cosmológica, que age como uma força repulsiva que previne o colapso do Universo pela atracção gravitacional. 
Durante os anos 1920, O padre e cosmólogo belga Georges Lemaître (1894-1966) e, independentemente, o matemático e meteorologista russo Alexander Friedemann (1894-1966), resolveram as equações da teoria da relatividade geral incluindo as possibilidades de expansão e recolapso, e encontraram uma família de soluções que dispensa a necessidade de constante cosmológica. Em 1927 Lemaître foi o primeiro a propor que o Universo estaria em expansão, mas Einstein só aceitou a ideia da expansão após a publicação do trabalho de Hubble, em 1929. Admitiu então que a constante cosmológica não tinha necessidade de existir, e a retirou das suas equações. 
3.3.Lentes gravitacionais 
Luz sempre foi objecto de obsessão no meio científico. Desde a Grécia antiga, passando por cientistas renomados como Galileu, Newton e Einstein até os dias de hoje, a luz ainda incita nossa imensa admiração por essa onda que fascina, não só por iluminar o nosso dia-a-dia, mas também por ser prestimosa auxiliar nos avanços tecnológicos da humanidade. Alguns cientistas, dentre eles, os supracitados não conseguiram explicar de forma satisfatória o comportamento dela. Mas, ainda sim, os avanços nos cálculos e as descobertas, principalmente
Na astronomia, estão revolucionando a nossa forma de encarar o universo. Discutiremos aqui nesta secção alguns aspectos de extrema relevância no que tange à compreensão do cosmo: as Lentes Gravitacionais.
 A luz sempre segue o caminho mais curto possível entre dois pontos. Porém, se a massa está presente o espaço se curva, então o caminho mais curto possível é uma curva. Geralmente, podemos imaginar as lentes gravitacionais como uma lente qualquer, porém na qual o desvio da luz é produzido por uma grande massa que há no caminho da luz, chamada deflector.
As lentes gravitacionais produzem uma curvatura nos raios de luz fazendo com que os objectos, se forem pontuais (estrelas ou quasares) pareçam estar em um lugar diferente do qual estão realmente ou inclusive podem produzir imagens múltiplas do objecto. Se os objectos são extensos (como as galáxias), as imagens aparecem deformadas como arcos brilhantes.
 3.1.Efeitos produzidos pelas lentes gravitacionais 
Os efeitos produzidos pelas lentes podem ser classificados como fracos e fortes. Os efeitos fortes, como as magnificações, são na verdade, as variações no brilho das imagens obtidas. Outro exemplo de efeito forte, são as imagens múltiplas e as distorções que aparecem nas mesmas. Os efeitos de multiplicidade e distorção, podem ser facilmente reproduzidos com a utilização de lupas comuns. Os efeitos fracos, na verdade, derivam dos efeitos fortes. Podemos observar pequenas rotações, distorções, bem como pequenas magnificações. Estas últimas, detectadas estatisticamente quando os efeitos são percebidos em derredor de nossa galáxia (com divisões de microssegundo de arco) classificamos como Microlenteamento.Já, quando obtemos o lenteamento de um quasar bem distante por uma estrela fora de nossa galáxia, o classificamos como mililenteamento devido à escala angular ser feita em milissegundo de arco finalmente, o macrolenteamento, que produz as imagens mais bonitas, têm as Galáxias ou aglomerados de galáxias, como produtores desse efeito.
A geometria dos efeitos de lenteamento são classificadas da seguinte forma:
⇒ Esféricos - as imagens obtidas, aparecem em forma de anel (conhecido como Anel de
Einstein).
⇒Alongada em forma de elipsóide – as imagens geram uma multiplicidade em forma de Cruz (conhecida como Cruz de Einstein).
⇒Se forem disformes como aglomerados massivos, as imagens aparecerão em formas de arcos. (como formas de bananas).
4.0.Conclusão 
Findo o trabalho de pesquisa podemos constatar que na formação e evolução de galáxias os processos não são tão bem conhecidos em oposição a formação das estrelas, pois existe uma dificuldade em prol da complexibilidade sistemática na observação e interpretação dos dados, também podemos associar isso a interacção entre galáxias (colisões e fusão) que dificulta a compreensão das primeiras fases de formação de galáxias. Mesmo não havendo uma teoria satisfatória até os dias actuais a maioria das observações favorece o cenário hierárquico mas existem aquelas que favorece o monolítico. No que hesita ao monolítico as galáxias formaram se principalmente pela condição de taxa de formação estrelar e no hierárquico as galáxias formaram se a partir das interacções sucessivas com nuvens. 
Na aglomeração de galáxias temos o grupo local onde encontramos a via Láctea e a Andrômeda como representantes, o aglomerado virgem é um dos aglomerados ricos e mais próximos ao grupo local, o aglomerado Fornax é aquele com poucos membros e o aglomerado Coma é aquele com mais espaço e com milhares de galáxias. 
5.0.Referências bibliográficas 
Müller, Saraiva & Kepler, Astronomia e astrofísica.
Soares, D.S.L. 2005a, Newtonian Gravitational Derection of Light Revisited, http://arXiv.org/abs/physics/0508030
Soares, D.S.L. 2005b, Einsteinian Blunders, em http://arXiv.org/abs/physics/0502142.
Mancadas Einsteinianas, em http://www.sica.ufmg.br/~dsoares/einstein/manCadas.htm
Santos,A.C.2005,Microlentes Gravitacionais: Lupas no Universo, em http://www.observatorio.ufmg.br/passados.htm
Makler,M.2009,Convite à Física: O Universo Visto Através de Lentes Gravitacionais www.cbpf.br/martin