Unidade II - Evolução Galáctica Uma Síntese

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Introdução à Astronomia 
e à Astrofísica
Material Teórico
Responsável pelo Conteúdo:
Prof. Dr. Jaime Sandro da Veiga
Profa. Ms. Rachel Zuchi Faria
Revisão Textual:
Prof. Esp. Claudio Pereira do Nascimento
Evolução Galáctica: Uma Síntese
• Introdução: O Estudo da Evolução de Galáxias
• Questões Iniciais
• Protogaláxias
• Momento Angular
• Galáxias Elípticas
• Galáxias Espirais
• As Nuvens de Magalhães
• Como são Medidas as Distâncias a Galáxias
• Radiogaláxias
• Quasares
 · Apresentar de forma geral o conceito de astrobiologia e uma 
cronologia histórica do debate sobre a origem da vida. 
 · Conhecer e compreender os processos desenvolvidos pelos 
astrobiologos no que se refere a busca de vida fora da Terra.
 · Entender como os estudos aqui na Terra podem auxiliar a astrobiologia.
 · Mostrar o potencial que algumas regiões do Sistema Solar possuem 
para abrigar alguma forma de vida.
 · Apresentar alguns métodos utilizados pelos astrônomos para detecção 
de planetas fora do Sistema Solar.
 · Dar um panorama geral da astrobiologia no Brasil.
OBJETIVO DE APRENDIZADO
Evolução Galáctica: Uma Síntese
Orientações de estudo
Para que o conteúdo desta Disciplina seja bem 
aproveitado e haja uma maior aplicabilidade na sua 
formação acadêmica e atuação profissional, siga 
algumas recomendações básicas: 
Assim:
Organize seus estudos de maneira que passem a fazer parte 
da sua rotina. Por exemplo, você poderá determinar um dia e 
horário fixos como o seu “momento do estudo”.
Procure se alimentar e se hidratar quando for estudar, lembre-se de que uma 
alimentação saudável pode proporcionar melhor aproveitamento do estudo.
No material de cada Unidade, há leituras indicadas. Entre elas: artigos científicos, livros, vídeos e 
sites para aprofundar os conhecimentos adquiridos ao longo da Unidade. Além disso, você também 
encontrará sugestões de conteúdo extra no item Material Complementar, que ampliarão sua 
interpretação e auxiliarão no pleno entendimento dos temas abordados.
Após o contato com o conteúdo proposto, participe dos debates mediados em fóruns de discussão, 
pois irão auxiliar a verificar o quanto você absorveu de conhecimento, além de propiciar o contato 
com seus colegas e tutores, o que se apresenta como rico espaço de troca de ideias e aprendizagem.
Organize seus estudos de maneira que passem a fazer parte 
Mantenha o foco! 
Evite se distrair com 
as redes sociais.
Mantenha o foco! 
Evite se distrair com 
as redes sociais.
Determine um 
horário fixo 
para estudar.
Aproveite as 
indicações 
de Material 
Complementar.
Procure se alimentar e se hidratar quando for estudar, lembre-se de que uma 
Não se esqueça 
de se alimentar 
e se manter 
hidratado.
Aproveite as 
Conserve seu 
material e local de 
estudos sempre 
organizados.
Procure manter 
contato com seus 
colegas e tutores 
para trocar ideias! 
Isso amplia a 
aprendizagem.
Seja original! 
Nunca plagie 
trabalhos.
UNIDADE Evolução Galáctica: Uma Síntese
Introdução: O Estudo da Evolução de Galáxias
Nosso Universo é composto por cerca 
de 2 trilhões de galáxias segundo pesquisa 
coordenada pelo astrofísico Christopher 
Conselice, da Universidade de Nottingham, 
no Reino Unido. Desse modo, o número 
de estrelas seria algo em torno de 700 
sextilhões (700 mil bilhões de bilhões). O 
diâmetro de nossa Galáxia, a Via Láctea, 
é de aproximadamente 100 mil anos-luz. 
Isso significa que a luz viajando a 300 mil 
quilômetros por segundo, levará 100 mil 
anos para cruzá-la diametralmente. Ela é 
muito grande e contém cerca de 100 bilhões 
de estrelas.
Figura 1
Fonte: Wikimedia Commons
Já em um típico aglomerado de galáxias existem de centenas a milhares de galá-
xias. Um aglomerado de galáxias é um conjunto de galáxias ligados e concentrados 
em uma enorme região do espaço pela força gravitacional. Apesar dessa região 
em que existe um aglomerado ser vasta, ela ainda assim é pequena se comparada 
ao restante do Universo.
Figura 2 – Típico Aglomerado de Galáxias
Fonte: Wikimedia Commons
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A Via Láctea pertence ao aglomerado de Virgo, que tem 54 galáxias.
O Superaglomerado de Laniakea (Laniakea, também chamado Superaglomerado 
Local (ou em inglês, Local SCl) ou, às vezes, Lenakaeia) é o superaglomerado de 
galáxias que abriga a Via Láctea e, aproximadamente, 100.000 outras galáxias 
próximas. Foi definido em setembro de 2014, quando um grupo de astrônomos, 
incluindo R. Brent Tully da Universidade do Havaí e Hélène Courtois da Universidade 
de Lyon, publicaram uma nova maneira de definir supergrupos de acordo com 
as velocidades relativas das galáxias. A nova definição do superaglomerado local 
inclui o antigo superaglomerado local, da forma que foi definido anteriormente. 
O Superaglomerado de Virgo (ou de Virgem) é, atualmente, considerado apenas 
como um apêndice do Laniakea. 
Estudos de acompanhamento da evolução do superaglomerado sugerem que 
Laniakea não está gravitacionalmente ligado; ele se dispersará em vez de continuar 
a se manter como uma alta densidade relativa às áreas em sua volta. 
Figura 3 – Superaglomerado de Laniakea
Fonte: Wikimedia Commons
Laniakea: https://goo.gl/SQQmTi
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Figura 4 – Aglomerados vistos em outros comprimentos de onda
Fonte: Wikimedia Commons
Figura 5 – Ao fundo: galáxias distantes, brilhante à frente, estrela de nossa galáxia
Fonte: Wikimedia Commons
Você já pensou em: Como tudo isso se formou? Qual foi a gênese do Universo? Ele é finito ou 
infinito? Há apenas este Universo ou existem outros os quais desconhecemos? Ele é eterno 
ou terminará algum dia? Estas são perguntas que ainda procuramos uma resposta definitiva 
para cada uma delas. Todavia, já avançamos o suficiente para que possamos admirar ainda 
mais a natureza na qual estamos imersos.
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Assista ao vídeo do link a seguir para você ter uma ideia do que estamos tratando e de como 
todas as perguntas acima fazem muito sentido.
“How the Universe is Way Bigger than You Think”: https://youtu.be/Iy7NzjCmUf0
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Questões Iniciais
Como as galáxias são formadas? 
Para a observação das primeiras e mais antigas galáxias formadas no Universo 
é preciso utilizar ou construir imensos telescópios e, ao mesmo tempo, que sejam 
sensíveis para capturar a radiação na faixa do infravermelho, já que as primeiras 
galáxias formadas possuem velocidades muito altas, próximas à velocidade da luz. 
A situação é, sem dúvida, relativística, pois o efeito Doppler deve ser bastante 
intenso, com um grande desvio para o vermelho (de agora em diante, utilizaremos 
o termo em inglês, já que é mais comum o uso da palavra redshift). Assim, devido 
ao extremo redshift, o telescópio de observação deve ser sensível ao infravermelho.
Figura 6 – Galáxia em Espiral
Como poderemos observar a história de galáxias dentro do limite da vida 
de um ser humano, sendo que as galáxias levam bilhões de anos para que 
sejam formadas?
O texto estimulará sua imaginação no sentido de sentir a dificuldade de uma 
pequena parte do que existe hoje em termos de Astronomia e de Astrofísica. O 
tema é extremamente vasto, talvez tanto com os objetos celestes.
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Figura 7 – Berçario de estrelas e formação de proto estrela
Fonte: Wikimedia Commons
Como as galáxias irão evoluir ao longo do tempo?
Não sabemos exatamente como as galáxias irão evoluir. Mas, de posse de uma 
porção de teorias e de uma porção de ajustes de modelos teóricos fenomenológicos, 
isto é, de modelos que são ajustados aos dados observacionais, o céu torna-se 
um laboratório que nos apresenta grandes surpresas. O que é mais emocionante 
é que podemos acessar vários períodosno tempo simultaneamente durante as 
observações, pois algumas estrelas emitiram sua luz há 2 milhões de anos e outros 
objetos que estão sendo vistos hoje, sua luz foi emitida há 11 bilhões de anos. É 
provável que ele não exista mais. De certa forma, temos acesso ao que ocorreu no 
passado e em vários passados ao mesmo tempo. Isto é magnífico!
Figura 8 – Estrura galáctica ímpar
Fonte: nasa.gov
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Há três tipos de galáxias: as espirais, as elípticas e as irregulares. Há ligações 
entre os três tipos de galáxias? 
Todas são aglomerados de estrelas. Um tipo é mais velho, outro é de mais nova 
formação. Elas são estruturas. A compreensão dessas estruturas e os mecanismos 
subjacentes à sua formação podem revelar fatos científicos ímpares e muito 
interessantes.
Protogaláxias
Figura 9 – ilustração de colisão de protogaláxias
Fonte: Wikimedia Commons
Uma protogaláxia é uma galáxia em seu estágio inicial de formação, isto 
é, quando a nuvem de gás está começando a formar a galáxia. A definifição 
geral de protogaláxias, apesar de o termo aparecer em publicações com 
diversas denominações diferentes, pode ser dada mais ou menos assim: são os 
progenitores das galáxias normais de hoje nos estágios iniciais de formação e 
que possuem extremos desvios para o vermelho (redshifts). Na verdade, são 
enormes nuvens de gás que estão formando galáxias. Os redshifts (ou desvios 
para o vermelho aqui mencionados) são os desvios de frequência no espectro 
luminoso para o sentido das frequências maiores e isso ocorre pelo fato de as 
protogaláxias estarem se afastando da Terra (que é nosso ponto de observação) 
com grande velocidade. Esse é o conhecido efeito Doppler relativístico para as 
fontes de luz que estão se afastando do observador a velocidades próximas à da 
luz. Como os redshifts são extremos, a radiação emitida pela protogaláxia acaba 
em quase sua totalidade recaindo na região do infravermelho, o que retringe 
enormemente a gama de telescópios construídos capazes de observá-las.
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UNIDADE Evolução Galáctica: Uma Síntese
Figura 10 – protogaláxia mais antiga visualizada pelo Hubble (13,2 bilhões de anos)
Fonte: nasa.gov
Acredita-se que a rapidez com que as estrelas são formadas em uma protogaláxia 
(rapidez conhecida como taxa de formação estelar) seja o fator determinante 
da futura morfologia galáctica: se for alta, a galáxia será elíptica, caso contrário, 
será espiral. Na nuvem primordial de gás há uma infinitude de nuvens menores 
com densidades mais altas do que a da nuvem primordial. Os acúmulos pequenos 
de gás com alta densidade em uma protogaláxia formarão as estrelas.
Figura 11 – Protogaláxia a 10 bilhões de anos-luz
Fonte: jpl.nasa.gov
Momento Angular
Uma galáxia tem a forma oblata (ou seja, ela é achatada), discoide, e é envolta por 
um halo fraco de matéria escura, muito maior que a galáxia e de formato esférico.
Entender a estrutura e a formação de discos galácticos é, de certa forma, 
entender como essa estrutura se estabelece a partir do momento angular galáctico. 
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Mas, o que é o momento angular de um corpo?
Assim como Newton estabeleceu o que hoje é conhecida como a 2ª Lei (ou 
Princípio) da Dinâmica ou 2ª Lei de Newton, qual seja, que a taxa de variação do 
momento linear p de um corpo em relação ao tempo t é a força externa resultante 
Fres, o momento angular L é ligado ao torque externo Text, de forma que a taxa de 
variação do momento angular L em relação ao tempo t é igual ao torque externo 
Text. Aqui, os símbolos em negrito representam vetores tridimensionais.
Nos diversos cenários referentes à formação estrutural de galáxias, os setores da 
galáxia que são mais luminosos formam-se a partir de gases que estão em processo 
de resfriamento e condensação no interior de halos de matéria escura, que é uma 
matéria de natureza ainda desconhecida. Esses halos agem para tornar os objetos 
cada vez maiores, pois a matéria escura faz a galáxia inflar.
Assim, o mecanismo da formação do disco galáctico abarca três principais influ-
ências, quais sejam:
1. Torques cosmológicos fazem variar o momento angular da massa gasosa;
2. O gás da protogaláxia e a matéria escura em sistemas onde vale o teorema 
do virial possuem idênticas distribuições do momento angular inicial; 
3. O gás conserva seu próprio momento angular ao ser resfriado.
Assim, atualmente, pensamos que o gerador das rotações da matéria galáctica 
em sua formação são os conhecidos torques de maré, que são torques externos 
causados por outras massas muito grandes, obviamente, fora da protogaláxia.
A dissipação que ocorre quando um gás é empurrado para um centro de 
gravidade (há muitas colisões nessa situação) é parcialmente interrompida pelo 
acrécimo de momento angular ao gás e esse momento angular faz a matéria girar 
em torno de um eixo imaginário, em um movimento que está mais próximo de um 
corpo rígido em rotação do que a simples compressão do gás (claro que ainda está 
muito longe de ser um corpo realmente rígido, mas houve um passo nessa direção 
ao incorporar a rotação). Assim, a dissipação é diminuída pela incorporação do 
momento angular ao gás, já que em rotação, o gás diminui a taxa de compressão 
e as colisões radiais e/ou pela formação estelar. 
Quer saber mais sobre protogaláxias e a inluência do momento angular em sua formação? 
Acesse a aula do curso Elementos de Astronomia do professor Jorge Meléndez do IAG-USP. 
Acesse: https://goo.gl/12kwX2
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Importante!
As protogaláxias são as galáxias mais antigas conhecidas. Recentemente, foram desc-
obertas protogaláxias a cerca de 11 bilhões de anos-luz da Terra. Elas possibilitaram 
novos questionamentos acerca do Big Bang.
Você Sabia?
Quer saber mais sobre protogaláxias? Acesse: https://goo.gl/Uzxruf
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Galáxias Elípticas
As galáxias elípticas são sistemas estelares de formato arredondado, tênues, 
suaves e com pouco gás ou poeira. Cerca de um terço das galáxias são elípticas 
na sua forma. Até a década de 70, acreditava-se que elas seriam sistemas oblatos, 
achatados pela rotação, pouco ligados e com distribuição de velocidades muito 
próxima ao que podemos chamar de distribuição isotrópica. . 
Atualmente, sabe-se que as galáxias elípticas são sistemas mais complexos do 
que essa morfologia branda e simétrica sugeria. Baseando-se na cinemática e em 
dados fotométricos, pode-se classificar as galáxias elípticas em três classes, a saber: 
1. A extremidade brilhante (MB ≤ −20 5, ) é dominada por sistemas com 
pouca rotação. 
2. Elípticas de luminosidade intermediária (− ≤ ≤ −20 5 18, MB ), por outro 
lado, parecem ser suportadas por rotação. 
3. Na extremidade fraca (MB ≥ −18 ), a maioria das elípticas anãs (dEs) 
e esferoides anãs (dSphs) revelam não ter rotação ou com muito pouca 
rotação. A Galáxia de Andrómeda (M31) tem duas companheiras que são 
galáxias elípticas anãs.
Embora ocorram claras diferenças, as galáxias elípticas se ajustam a um número 
de relações de escala bem definido e conexo dentro de uma classe. Elas ocupam 
uma região plana bidimensional (conhecida como plano fundamental) em um 
espaço tridimensional cujos eixos são tamanho, dispersão de velocidades e brilho 
superficial. Além disso, as cores e metalicidades de galáxias elípticas são fortemente 
correlacionadas às suas luminosidades, de forma que quanto mais luminosas 
são as galáxias, mais vermelhas e ricas em metal elas são. As galáxias elípticas 
caracterizam-se também pela quase inexistência de estrelas jovens, gás e poeiras, 
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pelo que deverão ser as estruturas galácticas mais antigas cuja formação estelar já 
está praticamente concluída. As estrelas normalmente são de populações do tipo II, 
isto é, de estrelas velhas com baixa metalicidade. Aí está o motivo de quase não se 
encontrargaláxias elípticas de cor azulada com laivos de vermelho, características 
das regiões com estrelas jovens. As galáxias são quase sempre amareladas.
Figura 12 – Galáxias Elípticas mais velhas
Fonte: latinquasar.org
As maiores dessas galáxias elípticas podem ter cerca de 105 anos-luz de 
diâmetro e ter até 1013 massas solares. Contudo, essas galáxias gigantes são 
muito raras. O que é mais comum é encontrar galáxias elípticas anãs com apenas 
cerca de 6 mil anos-luz de diâmetro e com alguns milhões de massas solares.
Gálaxias Elípticas mais novas: https://goo.gl/6RfEHf
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Um ótimo livro sobre evolução de galáxias é o livro Galaxy Evolution in Groups and Clusters de 
Catarina Lobo Margarida Serote Roos Andrea Biviano (editores), 2002. 
https://goo.gl/AjK5rr
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Galáxias Espirais
Figura 13 – Galáxia em espiral com nítida formação dos braços
Fonte: Wikimedia Commons
Esta classe de galáxias representa as que possuem as estruturas mais intrigantes e 
belas de todas as classes. O primeiro astronômo a descrevê-las foi Edwin Hubble (o 
astronômo que empresta o nome ao conhecido telescópio espacial) no ano de 1936.
Imagem 14 – Viata fronta de uma Espiral
Fonte: Wikimedia Commons
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Ao descrever sua estrutura, deparamo-nos com braços espirais ligados a um 
disco achatado e em rotação, mais denso do que os braços, contendo gás, poeira 
e, principalmente, estrelas. Essa concentração de estrelas no centro pode ser mais 
arredondada ou pode ser barrada, como é caso de nossa galáxia, a Via Láctea. Essa 
parte central é chamada de bojo ou núcleo galáctico.
As galáxias barradas representam cerca de 2/3 (cerca de 67%) de todas as 
galáxias espirais e esse número está crescendo com o tempo, pois há dois bilhões 
e meio de anos, ele era cerca de 25% e bem antes, há oito bilhões de anos era em 
torno de um décimo (ou 10%).
Figura 15 – Espiral barrada no visível e no infravermelho
Fonte: eso.org
Os braços de uma galáxia em espiral são mais brilhantes que o restante da 
galáxia, isto é, que o disco, pois são locais de nascimento de estrelas, em que as 
estrelas jovens são quentes e acrescentam brilho à galáxia.
Estes são muitas vezes cercados por um halo de estrelas muito mais fraco, muitos 
dos quais residem em aglomerados globulares.
Figura 16 – Via Láctea
Fonte: nasa.gov
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UNIDADE Evolução Galáctica: Uma Síntese
Figura 17 – Via Láctea visão panorâmica
Fonte: Wikimedia Commons
Juntamente com galáxias irregulares, as galáxias espirais representam aproxima-
damente 60% das galáxias no universo de hoje. Elas são encontradas principalmente 
em regiões de baixa densidade e são raras nos centros de aglomerados de galáxias.
Figura 18 – Andrômeda
Fonte: covadaserpe.org
A galáxia de Andrômeda e a Via Láctea pertencem ao chamado Grupo Local de galáxias. 
Saiba mais o que é o Grupo Local acessando: https://goo.gl/M4tFwtEx
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Figura 19 – Grupo Local
Fonte: Wikimedia Commons
Você conhece a constelação das Plêiades?
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Figura 20 – Plêiades
Fonte: Wikimedia Commons
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As Nuvens de Magalhães
As Nuvens de Magalhães são duas galáxias anãs irregulares visíveis no Hemisfério 
Celestial Sul. Elas são membros do Grupo Local, o aglomerado de galáxias a que 
pertencem a Via Láctea (nossa galáxia) e Andrômeda (nossa galáxia vizinha). As 
Nuvens de Magalhães estão orbitando a nossa galáxia e, portanto, são galáxias 
satélites da Via Láctea. 
Figura 21 – As duas Nuvens de Magalhães
Fonte: Wikimedia Commons
Já que ambas mostram sinais de uma estrutura barrada, eles são muitas vezes 
reclassificados como galáxias espirais de Magalhães. 
As duas galáxias de Magalhães têm as seguintes características:
1. A Grande Nuvem de Magalhães (mais conhecida do inglês, LMC (Large 
Magellanic Cloud)) está a aproximadamente 160.000 anos-luz de distância;
2. A Pequena Nuvem de Magalhães (do inglês, SMC (Small Magellanic Cloud)) 
está a aproximadamente 200.000 anos-luz de distância
Figura 22 – Grande Nuvem de Magalhães (vista panorâmica)
Fonte: Wikimedia Commons
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Figura 23 – LMC – Vista detalhada
Fonte: nasa.gov
Figura 24 – Pequena Nuvem de Magalhães
Fonte: nasa.gov
Está localizada a cerca de 160 mil anos-luz da Terra, a Grande Nuvem de 
Magalhães, uma galáxia satélite da Via Láctea que flutua no espaço, em uma dança 
longa e lenta ao redor da nossa galáxia. Vastas nuvens de gás dentro dela vão 
lentamente colapsando para formar novas estrelas. Por sua vez, estas iluminam 
as nuvens de gás em uma sinfonia de cores, visível nessa imagem do Telescópio 
espacial Hubble NASA / ESA e do Spitzer telescope.
A Grande Nuvem de Magalhães (LMC) está em ignição em regiões formadoras 
de estrelas. Da Nebulosa da Tarântula, o berçário estelar mais brilhante em nosso 
“bairro” cósmico, para a LHA 120-N 11, parte da qual é destaque nessa imagem 
do Hubble, a galáxia pequena e irregular está espalhada na nebulosa brilhante, o 
sinal mais notável de que novas estrelas estão nascendo.
 Sobre as Nuvens de Magalhães: https://goo.gl/MMvM8z
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Como são Medidas as Distâncias a Galáxias
Quando temos ideia de quão brilhante é uma fonte luminosa, temos a intuição 
de quão longe ela está. Por exemplo, todos sabemos estimar grosseiramente 
o tamanho de um farol de carro. Em um lugar escuro, de forma simplesmente 
perceptiva, fazemos uma ideia, uma espécie de estimativa da distância de um 
automóvel que se aproxima no exato momento em que estamos atravessando a 
estrada. Daí, corremos para fazer a travessia logo ou achamos que não é preciso 
tanto, pois ele está longe o suficiente para que possamos atravessar sem perigo. 
O processo para medir distâncias de galáxias é semelhante, porém mais preciso 
e com a utilização de instrumentação sofisticada. Para medir a distância de uma 
galáxia qualquer, tentamos encontrar estrelas naquela galáxia cuja liberação absoluta 
de luz nós podemos medir. Assim, podemos determinar quão longe a galáxia está 
ao observer o brilho de suas estrelas. Tais estrelas poderão assim determinar as 
distâncias das galáxias ao observar o brilho das estrelas. Tal método pode nos 
ajudar a medir a distância das galáxias que estão em um raio de 300 milhões de 
anos-luz de nós.
Se uma galáxia está tão longe de nós que não seja possível distinguir estrelas 
individuais, os astronômos podem utilizar supernovas da mesma maneira, porque 
a luz de saída da supernova em seu pico de brilho é um fato conhecido. Assim, 
caso uma galáxia esteja muito distante, uma supernova pode ser usada para medir a 
distância das galáxias que estejam em um raio de 10 bilhões de anos-luz de distância.
Importante!
Há um antigo método de medida de distâncias de estrelas (isto é, qual é a distância 
que uma determinada estrela fica da Terra?) denominado “método da paralaxe”. Esse 
método consiste em se fazer duas medidas de ângulo, uma hoje e outra após 6 meses, 
usando apenas trigonometria para determinar a distância. Não é um método que possa 
ser usado para qualquer estrela, mas ele deu suporte para a implantação e calibração 
de novos e mais modernos métodos. Veja: https://goo.gl/ZX61ES da Khan Academy e 
entenderá melhor o que é paralaxe.
Você Sabia?
Estrelas Variáveis Cefêidas e a Medida de Distância de Galáxias
Os astrônomos usam estrelas pulsantes ou de brilho variável para determinar 
quão distantes outras galáxias estão da Via Láctea.
As estrelas variáveis cefêidas são, conforme definido pelo livro The Facts on File 
Dictionary of Astronomy, supergigantes amarelas muito luminosas que pulsam 
com períodos que variam de 1 a 50 dias. As variações de luminosidade dessas 
estrelas são contínuas e extremamente regulares, permitindoque os períodos das 
estrelas sejam medidos com precisão.
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Usando estrelas como se fossem um padrão de brilho, a astrónoma Henrietta 
Leavitt descobriu que havia uma relação entre o período de pulsação em uma 
estrela cefêida e seu brilho. As estrelas mais brilhantes apresentaram períodos mais 
longos. Essa relação período-luminosidade poderia ser usada para medir distâncias 
para as galáxias próximas. O tempo que leva para uma estrela brilhar e desaparecer 
pode ser calculado para encontrar o brilho intrínseco da estrela. Compare isso com 
o brilho medido da estrela para encontrar a distância.
O nome variável cefêida vem da estrela protótipo para a qual isso foi descoberto, 
a estrela Delta Cephei. Essa estrela está na constelação de Cepheus, o Rei e varia 
entre a magnitude 3,5 e 4,3 ao longo de cinco dias e meio.
Henrietta Leavitt estava estudando cefêidas na Pequena Nuvem de Magalhães 
(SMC) quando fez sua descoberta. Considera-se que a SMC fica atualmente a 200 
mil anos-luz de distância.
Figura 25 – NGC 247
Fonte: Wikimedia Commons
Problemas de Medidas com a utilização de Cefêidas
Um dos problemas que ocorre com o uso de variáveis Cefêidas como marcadores 
de local para a determinação de distâncias é que parte da luz da estrela pode ser 
absorvida no caminho da Terra. Se a estrela perder alguma luz devido à poeira 
intermediária (ou seja, que está no meio do caminho), ela parecerá mais fraca e, 
portanto, mais distante do que realmente é. Este foi o caso da galáxia NGC 247.
Uma equipe de astrônomos tem trabalhado para eliminar tais erros de cálculo e 
descobriu que a NGC 247 está acima de um milhão de anos-luz mais próxima da 
Via Láctea do que se acreditava anteriormente. NGC 247 agora parece estar um 
pouco mais de 11 milhões de anos-luz distantes. A NGC 247 faz parte do chamado 
Grupo Escultor de galáxias, um dos grupos de galáxias mais próximos do nosso 
Grupo Local. O Grupo Local é composto por mais de 54 galáxias, incluindo as 
Nuvens de Magalhães e a Galáxia Andrômeda.
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UNIDADE Evolução Galáctica: Uma Síntese
Limitações com variáveis Cefêidas
As variáveis Cefêidas podem ser usadas para medir distâncias de cerca de 30 
ou 40 megaparsecs com a ajuda do Telescópio Espacial Hubble. Existem também 
dois tipos diferentes de variáveis Cefêidas, e esses dois tipos têm diferentes relações 
entre período-luminosidade. No entanto, essas estrelas são as melhores ferramentas 
que temos agora para medir distâncias cósmicas.
Para saber mais sobre as variáveis cefêidas e sua utilização para medidas de distâncias, 
consulte Valerie Illingworth, John O.E. Clark (editors), The Facts on File dictionary of 
astronomy 4th ed. Published by Facts on File in New York, 2000.
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É fácil medir a distância de objetos que estão em locais em que nunca iremos? Para saber 
mais, visite: https://goo.gl/RHHZbgEx
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Radiogaláxias
Figura 26 – radiogaláxias
Fonte: Wikimedia Commons
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Figura 27 – radiogaláxia com cores falsas
Fonte: Wikimedia Commons
A imagem acima tem cores falsas e refere-se à radiogaláxia Centaurus A, mos-
trando rádio (vermelho), infravermelho de 24 micrômetros (verde) e emissão de 
raios X de 0,5-5 keV (azul). O jato pode ser visto emitindo radiação sincrotron em 
todas as três bandas de ondas. Os lobos apenas emitem na faixa de frequência de 
rádio e, assim, parecem vermelhos. O gás e a poeira na galáxia emitem radiação 
térmica no infravermelho. A radiação térmica de raios-X, a partir de gás quente e 
emissão não térmica de elétrons relativísticos, podem ser vistas nas “conchas” azuis 
ao redor dos lobos, particularmente ao sul (inferior).
Figura 28 – Centaurus A
Fonte: Wikimedia Commons
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UNIDADE Evolução Galáctica: Uma Síntese
As galáxias de rádio e seus parentes, quasares e blazares de altas emissões na 
banda de rádio são tipos de galáxias ativas que são muito luminosas em comprimentos 
de onda de rádio, com luminosidades até 1039 W entre 10 MHz e 100 GHz. A 
emissão de rádio é devida ao processo de sincronismo. A estrutura observada na 
emissão de rádio é determinada pela interação entre jatos duplos e o meio externo, 
modificado pelos efeitos de feixes relativisticos. As galáxias hospedeiras são quase 
exclusivamente grandes galáxias elípticas. As galáxias ativas de alta emissão de 
rádio podem ser detectadas em grandes distâncias, tornando-as ferramentas 
valiosas para a cosmologia observacional. Recentemente, muito trabalho foi feito 
sobre os efeitos desses objetos sobre o meio intergaláctico, particularmente em 
grupos de galáxias e clusters (aglomerados galácticos).
Figura 29 – 3C323
Fonte: spitzer.caltech.edu
A emissão de rádio de galáxias ativas com intensa emissão nesta banda é a 
emissão síncrotron, como inferido de sua natureza muito suave, de banda larga 
e forte polarização. Isso implica que o plasma emissor de rádio contém, pelo 
menos, elétrons com velocidades relativísticas (fatores de Lorentz de ~ 104) e 
campos magnéticos. Uma vez que o plasma deve ser neutro, ele também deve 
conter prótons ou pósitrons. Não há como determinar o conteúdo de partículas 
diretamente das observações da radiação síncrotron. Além disso, não há como 
determinar a densidade de energia em partículas e campos magnéticos a partir 
da observação: a mesma emissividade do sincrotron pode ser o resultado de 
alguns elétrons e um campo forte, ou um campo fraco e muitos elétrons ou algo 
intermediário. É possível determinar uma condição de energia mínima que é a 
densidade de energia mínima que uma região com uma emissividade dada pode 
ter, mas por muitos anos não havia nenhuma razão particular para acreditar que as 
energias verdadeiras estavam próximas de energias mínimas.
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Um processo similar para a radiação sincrotron é o processo Compton inverso, 
no qual os elétrons relativisticos interagem com fótons do banho térmico e o 
espalhamento Thomson envia-os para altas energias. A emissão de Compton 
inversa de fontes intensas de rádio parece ser particularmente importante nos 
raios X e, porque ela depende apenas da densidade de elétrons, a detecção de 
espalhamento Compton inverso permite fazer uma estimativa de alguma maneira 
dependente do modelo para as densidades de energia nas partículas e campos 
magnéticos. Isso tem sido usado para argumentar que muitas fontes potentes estão 
realmente bastante próximas da condição de energia mínima.
A radiação sincrotrónica não se limita aos comprimentos de onda de rádio: se a 
fonte de rádio pode acelerar as partículas para energias suficientemente elevadas, 
as características que são detetadas nos comprimentos de ondas de rádio também 
podem ser vistos no infravermelho, óptico, ultravioleta ou mesmo no raio X. No 
último caso, os elétrons responsáveis devem ter energias em excesso de 1 TeV em 
intensidades de campo magnético típicas. Novamente, a polarização e o espectro 
contínuo são usados para distinguir a radiação síncrotron de outros processos de 
emissão. Jatos e hotspots (manchas quentes) são as fontes usuais de emissão de 
radiação síncrotron de alta frequência. É difícil distinguir observacionalmente entre 
a radiação síncroton e a radiação Compton inversa, tornando-os um assunto de 
pesquisa em andamento.
Processos, coletivamente conhecidos como aceleração de partículas, produzem 
populações de partículas relativísticas e não térmicas que dão origem a radiação 
síncrotron e e à radiação Compton inversa. A aceleração de Fermi é um processo 
plausível de aceleração de partículas em galáxias ativas de emissão de rádio intensa.
Estruturas de Rádio Galáxias
As galáxias de rádio e, em menor grau, os quasa-
res de emissão de rádio intensa exibem uma ampla 
gama de estruturas em mapas de rádio. As estrutu-
ras de grande escala mais comuns são chamadas de 
lobos: são estruturas duplas, muitas vezes bastante 
simétricas,grosseiramente elipsoidais colocadas em 
ambos os lados do núcleo ativo. Uma minoria sig-
nificativa de fontes de baixa luminosidade exibe es-
truturas normalmente conhecidas como plumas, que 
são muito mais alongadas. Algumas galáxias de rádio 
mostram uma ou duas longas estruturas estreitas co-
nhecidas como jatos (o exemplo mais famoso sendo a 
galáxia gigante M87 no aglomerado de Virgo) vindo 
diretamente do núcleo e indo para os lobos. Desde a 
década de 1970, o modelo mais amplamente aceito 
foi que os lóbulos ou plumas são alimentados por fei-
xes de partículas de alta energia e campo magnético 
vindo próximo ao núcleo ativo. Considera-se que os
Figura 30 – C38
Fonte: Wikimedia Commons
jatos são as manifestações visíveis dos feixes, e muitas vezes o termo jato é usado para 
se referir à característica observável e ao fluxo subjacente.
29
UNIDADE Evolução Galáctica: Uma Síntese
Em 1974, as fontes de rádio foram classificadas 
por Fanaroff e Riley em duas principais classes, 
atualmente conhecidas como Fanaroff e Riley 
Classe I (FRI) e Classe II (FRII). A distinção foi 
originalmente feita com base na morfologia da 
emissão de rádio em grande escala (o tipo foi 
determinado pela distância entre os pontos mais 
brilhantes na emissão de rádio): as fontes FRI eram 
mais brilhantes em direção ao centro, enquanto 
as fontes FRII eram mais brilhantes nas bordas. 
Fanaroff e Riley observaram que havia uma divisão 
razoavelmente nítida de luminosidade entre as duas 
classes: os FRIs eram de baixa luminosidade, os 
FRIIs eram de alta luminosidade. Com observações 
de rádio mais detalhadas, a morfologia revela o 
método de transporte de energia na fonte de rádio. 
Os objetos FRI tipicamente têm jatos brilhantes 
no centro, enquanto os FRIIs têm jatos fracos, 
mas pontos de luz brilhantes nas extremidades dos 
lobos. Os FRII parecem ser capazes de transportar 
energia de forma eficiente para as pontas dos
Figura 31 – rádio estrutura em larga 
escala rádio galáxia FRI 3C31. 
Jatos e plumas estão marcados
Fonte: Wikimedia Commons
lobos, enquanto os feixes de FRI são ineficientes no sentido de que eles irradiam 
uma quantidade significativa de sua energia enquanto viajam.
Figura 32 – Galáxia M87
Fonte: Wikimedia Commons
30
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Mais detalhadamente, a divisão FRI / FRII depende das imediações da galáxia 
hospedeira, no sentido de que a transição FRI / FRII aparece em maior luminosidade 
em galáxias mais maciças. Os jatos FRI são conhecidos por desacelerar nas regiões 
em que suas emissões de rádio são mais brilhantes e, portanto, parece que a 
transição FRI / FRII reflete-se em um jato / feixe e pode se propagar através 
da galáxia hospedeira sem se desacelerar para velocidades sub-relativísticas por 
interação com o meio intergaláctico. 
Figura 33 – Galáxia NGC 1700
Fonte: Wikimedia Commons
A partir da análise dos efeitos de radiação relativística, sabe-se que os jatos das 
fontes do FRII permanecem relativisticos (com velocidades de pelo menos 0,5c) até 
às extremidades dos lobos. Os pontos críticos que são geralmente vistos nas fontes 
FRII são interpretados como sendo as manifestações visíveis de choques formados 
quando o jato rápido e, portanto, supersônico (a velocidade do som não pode 
exceder ) termina abruptamente no final da fonte, e suas distribuições espectrais 
de energia são consistentes com essa visão. Muitas vezes, são observados pontos 
de acesso múltiplos, refletindo a saída contínua após o choque ou o movimento 
do ponto de terminação do jato: a região hotspot global às vezes é chamada de 
hotspot complexa.
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UNIDADE Evolução Galáctica: Uma Síntese
Figura 34 – Galáxia 3C 75 em fonte de Rádio e raio X
Fonte: Wikimedia Commons
Os nomes são fornecidos a vários tipos particulares de fontes de rádio com base 
em sua estrutura de rádio:
• Duplo clássico refere-se a uma fonte FRII com pontos bem claros.
• A cauda de ângulo largo normalmente refere-se a uma fonte intermediária 
entre a estrutura padrão FRI e FRII, com jatos eficientes e, às vezes, com hots-
pots, mas com plumas em vez de lóbulos, encontrados no ou perto dos centros 
de aglomerados de galáxias.
• A cauda de ângulo estreito ou fonte de cabeça-cauda descreve um FRI que parece 
ser dobrado pela pressão de aríete quando ele se move através de um aglomerado.
• Os duplos inchados ou duplos gordos são fontes com lóbulos difusos, mas sem 
jatos nem hotspots. Algumas dessas fontes podem ser relíquias cujo suprimento 
de energia foi desligado permanentemente ou temporariamente.
Figura 35 – Radiogaláxia 3C219
Fonte: Wikimedia Commons
Figura 36 – Pictor A
Fonte: Wikimedia Commons
32
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Brazil Astronomy é um site muito interessante acerca do tema radioastronomia.
Acesse: https://goo.gl/XiAxRUEx
pl
or
Quasares
Figura 37 – A impressão artística de um dos quasares mais distantes,
mais antigos e mais brilhantes já vistos
Fonte: nasa.gov
O Guia de Campo Comparativo em Astronomia de Raios X do Observatório 
Chandra compara uma galáxia normal, galáxia ativa e um quasar. Os Quasares 
são objetos peculiares que irradiam tanta energia por segundo quanto mil ou 
mais galáxias de uma região que tem um diâmetro de cerca de um milionésimo 
da galaxia hospedeira. É como se uma potência do tamanho de uma pequena 
lanterna produzisse tanta luz quanto todas as casas e empresas de uma cidade 
grande inteira. Quasares são fontes intensas de raios X, bem como de luz visível. 
Eles são o tipo mais poderoso de fonte de raios X que já foram descobertos. 
Alguns quasares são tão brilhantes que podem ser vistos a uma distância de 12 
bilhões de anos-luz. A potência de emissão de um quasar depende da massa de 
seu buraco negro supermassivo central e a taxa com a qual ele engoliu toda aquela 
matéria. Acredita-se que em quase todas as galáxias, incluindo a nossa, contenham 
buracos negros supermassivos em seus centros e, às vezes, outros não tão massivos 
existem na periferia da galáxia. Quasares representam casos extremos em que 
grandes quantidades de gás estão entrando no buraco negro com tanta rapidez que 
a produção de energia é mil vezes maior que a própria galáxia. Uma galáxia com 
um buraco negro supermassivo que seja menos ativo é chamado de galáxia ativa 
e seu buraco negro é chamado de “Núcleo Galáctico Ativo” ou AGN (do inglês 
Active Galaxy Nucleus). Nossa galáxia, a Via Láctea e a nossa vizinha, a galáxia 
Andrómeda, são exemplos de galáxias normais, onde o buraco negro supermassivo 
tem muito pouco gás para capturar.
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UNIDADE Evolução Galáctica: Uma Síntese
Figura 38 – Quasar 3C 273
Fonte: Wikimedia Commons
Os raios X dos quasares e os AGNs são produzidos quando a matéria colapsada 
aquece a temperaturas de milhões de graus enquanto gira em direção ao buraco 
negro supermassivo. No entanto, nem toda a matéria no turbilhão gravitacional está 
condenada a cair no buraco negro. As observações de rádio e raios X mostram que 
a matéria está sendo lançada para longe de alguns buracos negros supermassivos 
em jatos de alta energia. Esses jatos movem-se próximos da velocidade da luz em 
feixes estreitos que são lançados na galáxia e viajam por centenas de milhares de 
anos-luz. Uma possível explicação para esses incríveis jatos é que o movimento de 
torção do gás magnetizado em um espesso disco de gás perto do buraco negro cria 
uma bobina eletromagnética que expulsa a matéria do disco e vai pinçando-a de 
dentro para fora em um jato estreito. Os astrônomos dividiram os AGNs em duas 
grandes categorias. Os AGN de Tipo 1 mostram evidências de atividade energética 
sob a forma de nuvens de gás quentes e em movimento rápido, rádio brilhante, 
emissão óptica e de raios X do núcleo. Nos AGN de Tipo 2, o gás está se movendo 
mais devagar, e os jatos de rádio e de raios X podem ser vistos, mas a emissão 
de rádio, óptica e de raios Xdo núcleo é muito mais fraca. De acordo com uma 
teoria bem aceita, os AGN Tipo 1 e Tipo 2 são os mesmos objetos vistos a partir 
de um ângulo diferente. O buraco negro central é suposto ser cercado por uma 
nuvem grossa de poeira em forma de donuts (rosquinha) e gás. A fonte parece 
diferente, dependendo se é observada a partir do lado através da borda da rosca 
(Tipo 2), ou da parte superior através do furo (Tipo 1). Essa teoria explica muitas 
das observações de galáxias ativas, e ganhou ampla aceitação entre os astrônomos, 
embora continuem as questões. A principal delas é se a teoria se aplica aos quasares 
cujo buraco negro central é pelo menos mil vezes mais enérgico do que o AGN 
típico. Poderia uma nuvem de gás existir durante algum tempo em torno de um 
buraco negro gigante que gerasse energia a uma taxa tão imensa? As observações 
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de quasares do Chandra mostraram que elas podem. Vários candidatos fortes para 
o Tipo 2, ou quasares obscuros foram descobertos. Esses objetos são discretos nos 
comprimentos de onda ópticos, de modo que as observações de raios X levaram 
à conclusão de que a população de buracos negros gigantes no universo é muito 
maior do que as observações com telescópios ópticos indicam. 
Chandra Imagem de Pictor A Jet Ilustração de Black Hole com Accretion Disk 
e Torus (CXC / M.Weiss)
Figura 39 – Blazares
Fonte: nasa.gov
Blazares são objetos astronômicos estremamente singulares, pois têm altíssima produção 
de energia. Acesse: https://goo.gl/N6A7IHEx
pl
or
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UNIDADE Evolução Galáctica: Uma Síntese
Material Complementar
Indicações para saber mais sobre os assuntos abordados nesta Unidade:
 Sites
Galex
Um site interessante é o do satélite GALEX em que um satélite para observações em 
ultravioleta apresenta suas fotos e notícias.
http://www.galex.caltech.edu/
 Livros
Galaxy Formation and Evolution
Um livro muito bom sobre evolução galáctica.
 Vídeos
The Galaxy Evolution Explorer
Um vídeo interessante acerca do assunto.
https://youtu.be/aQJQH7lS27s
How the Universe Evolved
Assista ao vídeo da Evolução do Universo.
https://youtu.be/FgNncFUfBJs
 Leitura
Cosmological Evolution of Galaxies
No link você escontra o texto Cosmological Evolution of Galaxies de Isaac Shlosman 
da University of Kentcky.
https://goo.gl/B1mzEU
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Referências
CONSELICE, C. J. et al. The Evolution of Galaxy Number Density at z < 8 and its 
Implications. The Astrophysical Journal. v. 830, n. 2, out. 2016. Disponível em: 
<http://iopscience.iop.org/article/10.3847/0004-637X/830/2/83>. Acesso 
em: 13 mai. 2017.
MILONE, A. de C., et al. INTRODUÇÃO À ASTRONOMIA E ASTROFÍSICA, 
INPE. São José dos Campos, 2003.
OLIVEIRA FILHO, K. de S.; SARAIVA, M.de F. O. Astronomia e Astrofísica. 3 
ed. São Paulo: Editora Livraria da Física, 2013. 780 p.
RIDPATH, I. Guia Ilustrado Zahar: Astronomia. 3 ed. Rio de Janeiro: Zahar, 
2011. 300 p.
Valerie Illingworth, John O.E. Clark (editors), The Facts on File dictionary of 
astronomy 4th ed. Published by Facts on File in New York, 2000.
Sites Visitados
https://www.nasa.gov/multimedia/imagegallery/index.html
http://pubs.sciepub.com/faac/2/1/4/index.html
https://images.nasa.gov/#/
https://www.jpl.nasa.gov/spaceimages/
https://www.jpl.nasa.gov/spaceimages/
http://astro.if.ufrgs.br/livro.pdf Livro do Kepler gratuit
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