O Ciclo de vida das Galáxias

Os cientistas estão perto de explicar a variedade de formas assumidas por essas estruturas cósmicas.
por Guinevere Kauffmann e Frank van den Bosch


A Galáxia do Sombrero serve de exemplo para praticamente todos os fenômenos galácticos que os astrônomos lutam há um século para resolver. Tem um grande bulbo elipsoidal de estrelas, um buraco negro supermaciço situado bem no interior desse bulbo e grupos de estrelas espalhados pelos limites. Estendendo-se para além desta imagem, está o que se acredita ser um grande halo de matéria escura, invisível.

Cientistas estão perto de explicar a incrível variedade de formas assumidas por essas estruturas cósmicas.São muitas as histórias de ficção científica onde um poderoso império encontra o fim devido à sua própria arrogância: ele acha que pode conquistar e governar uma galáxia inteira. Trata-se de uma meta ambiciosa. Para pôr nossa Via Láctea sob controle, o império seria obrigado a ocupar cem bilhões de estrelas. Esses números não chegam a impressionar os cosmólogos, astrônomos que estudam o Universo como um todo. A Via Láctea é apenas uma das 50 bilhões, ou um número ainda maior, de galáxias do espaço que podemos observar. Conquistar a Via Láctea seria como ocupar uma insignificante ilhota.

Apenas um século atrás, não se conhecia a existência de todas essas galáxias. Para a maior parte dos astrônomos, Galáxia e Universo eram sinônimos. No espaço existiam mais ou menos 1 bilhão de estrelas e entre elas ocorriam borrões de material nebuloso que pareciam estrelas nascendo ou morrendo. Nas primeiras décadas do século XX, porém, a astronomia passou por uma idade de ouro. O astrônomo americano Edwin Hubble e outros cientistas determinaram que esses borrões eram, às vezes, outras galáxias.

Mas por que as estrelas se situam em gigantescos conjuntos separados por enormes vazios e por que as galáxias surgem numa incrível variedade de formas, tamanhos e massas? Os astrônomos dedicaram muito tempo para responder a essas questões nas últimas décadas. Não é possível observar a formação de uma galáxia, pois se trata de um processo muito lento do ponto de vista humano. Os pesquisadores são obrigados a montar um quebra-cabeça, observando diversas galáxias, cada uma numa etapa diferente de evolução. Esse trabalho, porém, só se tornou rotina cerca de dez anos atrás, quando a astronomia entrou numa nova idade de ouro.

Progressos espetaculares na tecnologia dos telescópios e dos detectores estão agora permitindo aos astrônomos acompanhar as mudanças que ocorrem nas galáxias em escalas de tempo cósmicas. Os equipamentos do Telescópio Espacial Hubble penetram profundamente no céu, revelando a existência de novas galáxias em níveis praticamente impensáveis. Instrumentos localizados na superfície, como os gigantescos telescópios Keck, estão colhendo dados sobre galáxias muito distantes - e, conseqüentemente, muito antigas. É como se os biólogos especializados na evolução tivessem ganho uma máquina do tempo, permitindo que visitassem a pré-história e fotografassem animais e plantas que viviam na Terra em períodos diferentes de seu passado. O desafio diante dos astrônomos, como o que surgiria para seus colegas biólogos, é determinar como as espécies surgidas no princípio evoluíram até chegar ao ponto em que se encontram agora.

Trata-se de uma tarefa de proporções verdadeiramente astronômicas. Envolve a aplicação da física em escalas terrivelmente diferentes, da evolução cosmológica de todo o Universo à formação de uma única estrela. Esse panorama faz com que seja difícil formar modelos realísticos da formação das galáxias, mas traz a possibilidade de atingir todo o ciclo do problema. A descoberta desses bilhões de galáxias reformulou a astronomia estelar e a cosmologia. No grande esquema das coisas, as estrelas são muito pequenas para terem importância. Ao mesmo tempo, os debates sobre a origem do Universo parecem abstratos demais para a maioria dos astrônomos estelares. Sabemos agora que um quadro coerente do Universo deve levar em conta tanto o grande como o pequeno.

Espécies de galáxias

Para compreender como uma galáxia se forma, os astrônomos procuram padrões e tendências em suas propriedades. De acordo com o esquema de classificação proposto por Hubble, as galáxias dividem-se em três tipos principais: elípticas, espirais e irregulares. As maiores são as elípticas. São sistemas relativamente simples, sem características especiais, sistemas quase esféricos sem ou com poucos gases e poeira. As estrelas giram ao redor do centro como abelhas em volta da colméia. A maior parte das estrelas é muito velha.

As galáxias espirais, nas quais se incluem nossa Via Láctea, são estruturas achatadas e muito organizadas, nas quais estrelas e gases se movimentam em órbitas circulares ou quase circulares em torno de um centro. Por isso, também são conhecidas como galáxias de disco. Os braços em espiral são filamentos de estrelas jovens e quentes, gases e poeira. As galáxias espirais têm, no centro, bulbos, ajuntamentos esferóides de estrelas que lembram galáxias espirais em miniatura. Mais ou menos um terço das galáxias espirais têm, na direção do centro, uma estrutura retangular, a barra. Provavelmente, a barra é conseqüência de instabilidades no disco.

As galáxias irregulares são as que não podem ser classificadas como espirais ou elípticas. Algumas parecem ser galáxias espirais ou elípticas que foram violentamente distorcidas por um encontro recente com um vizinho. Outros são sistemas isolados com estruturas mal-definidas, sem indicações de distúrbios recentes.

As três classes incluem galáxias com luminosidades muito diferentes. Na média, porém, as elípticas são mais brilhantes que as espirais e as irregulares. Para as galáxias com menos brilho, o esquema de classificação deixa de ter utilidade. Essas galáxias anãs são heterogêneas por sua própria natureza e nenhuma tentativa de classificá-las deixou de criar muitas controvérsias. Em termos gerais, elas se dividem em duas categorias: sistemas ricos em gases, nos quais há muita atividade de formação de estrelas, e sistemas pobres em gases, sem formação de estrelas.

A maior parte das galáxias está situada a grande distância de suas vizinhas. As espirais são dominantes e apenas entre 10 e 20% são elípticas. As galáxias restantes, porém, estão mais próximas entre si, formando aglomerados, e, nelas, a situação se inverte. As elípticas são maioria, e as poucas espirais são sistemas anêmicos, sem gases e sem estrelas jovens. Esse fenômeno, chamado de relação morfologia-densidade intriga os astrônomos.

Claro e Escuro

Uma pequena proporção de espirais e elípticas tem uma característica especial. Essas galáxias possuem um núcleo muito brilhante e pontudo, chamado núcleo galáctico ativo (NGA). Os exemplos mais luminosos e mais raros são os quasares, tão intensos que obscurecem as galáxias onde estão localizados. Os astrônomos acreditam que a força dos NGA vem de buracos negros que têm de milhões a bilhões de massas solares. De acordo com estudos teóricos, os gases que caem nesses monstros irradiam cerca de 10% de sua energia intrínseca, o suficiente para criar um farol capaz de ser visto do outro lado do universo.

Os NGA já foram considerados anomalias, mas hoje se sabe que fazem parte do processo de formação da galáxia. O pico da atividade dos NGA ocorreu quando o Universo tinha aproximadamente um quarto de sua idade atual, aproximadamente o mesmo período de formação da maioria das estrelas das galáxias elípticas. Além disso, acredita-se agora que existem buracos negros supermaciços em praticamente todas as galáxias elípticas e em todas as galáxias espirais com bulbos, tenham ou não NGA. A conclusão é a de que todas as galáxias podem passar por um ou mais episódios de atividade dos NGA. Enquanto matéria continuar a cair no buraco negro, o núcleo se mantém ativo. Quando o centro pára de receber material novo, entra em dormência.

A maior parte das informações sobre esses fenômenos vem dos fótons: fótons ópticos das estrelas, fótons de rádio de gases neutros de hidrogênio, fótons de raios-X de gases ionizados. Mas a enorme maioria da matéria existente no Universo provavelmente não emite fótons em nenhum comprimento de onda. Trata-se da famigerada matéria escura, cuja existência se infere apenas de seus efeitos gravitacionais. Acredita-se que as partes visíveis das galáxias estejam envelopadas por gigantescos "halos" de matéria escura.

Ninguém conseguiu detectar diretamente matéria escura até hoje e sua natureza é um dos maiores mistérios da ciência. A maioria dos astrônomos apóia a idéia de que a matéria escura é constituída na maior parte de partículas ainda não identificadas que interagem mal com partículas comuns ou entre si. Normalmente, esse tipo de partículas é chamado pelos astrônomos de matéria escura fria (MEF) e os modelos cosmológicos que defendem sua existência recebem a classificação de modelos MEF.

Nos últimos 20 anos, diversos astrônomos desenvolveram com muita dificuldade um modelo de formação de galáxia com base na matéria escura fria. A estrutura básica é a teoria padrão do Big Bang para a expansão do Universo. Os cosmólogos continuam a discutir como a expansão começou e o que ocorreu no começo, mas isso não influencia muito o problema da formação das galáxias. Vamos entrar na história cerca de 100 mil anos depois do Big Bang, quando o Universo era constituído de bárions (matéria normal, predominantemente núcleos de hidrogênio e hélio), elétrons (ligados aos núcleos), neutrinos, fótons e matéria escura fria. Observações indicam que a matéria e as radiações estavam bem-distribuídas: a densidade, em posições diferentes, tinha variações de apenas cerca de uma parte para 100 mil. O problema é descobrir como esses ingredientes simples deram origem à enorme variedade das galáxias.

Quando comparamos as condições existentes nesse período com a distribuição de matéria existente hoje, surgem duas diferenças importantes. A primeira é que no Universo atual ocorrem diferenças enormes com relação à densidade. As regiões centrais das galáxias são mais de 100 bilhões de vezes mais densas que a média do Universo. A Terra é 10 bilhões de bilhões de vezes ainda mais densa. A segunda é a de que apesar de os bárions e a MEF estarem bem misturados no início, os bárions formam hoje grupos densos (as galáxias) no interior de halos gigantescos de matéria escura. De alguma forma os bárions e a matéria escura fria se separaram.

A primeira diferença pode ser explicada pelo processo de instabilidade gravitacional. Se uma região é um pouco mais densa que a média, o excesso de massa produzirá uma força gravitacional também um pouco maior que a média, o que, por sua vez, atrairá matéria. A massa cresce e aumenta mais um pouco o campo gravitacional, o que atrai mais massa. Esse processo constante amplifica as diferenças iniciais de densidade.

Enquanto esse processo decorre, a gravidade da região compete com a expansão do Universo, que tende a afastar a matéria. No começo, a expansão cósmica vence e a densidade da região continua a decair. Mas essa diminuição é mais lenta que a ocorrida na densidade das áreas próximas. À certa altura, o excesso de densidade da região comparada com a das áreas próximas se torna tão pronunciada que sua atração gravitacional supera a expansão cósmica. A região começa a entrar em colapso.

Até esse ponto, a região não é um objeto coerente, mas simplesmente um aumento de densidade perdido na neblina de matéria que enche o Universo. Mas, quando a região entra em colapso, começa a ter vida interna própria. O sistema, que a partir de agora vamos chamar de protogaláxia, procura estabelecer uma forma qualquer de equilíbrio. Os astrônomos costumam chamar esse processo de relaxamento. Os bárions se comportam como partículas de um gás qualquer. Aquecidos pelas ondas de choque iniciadas pelo colapso, trocam energia por meio de colisões diretas uns com os outros, chegando assim ao equilíbrio hidrostático, uma situação de equilíbrio entre a pressão e a gravidade.

Na matéria escura, no entanto, o relaxamento ocorre de forma bem diferente. As partículas MEF são, por definição, pouco interativas. Não têm a capacidade de redistribuir energia entre elas por meio de colisões diretas. Um sistema formado por essas partículas não pode chegar ao equilíbrio hidrostático. Em vez disso, ele passa pelo que é chamado de relaxamento violento. As partículas trocam energia não com outra partícula isolada, mas com a massa coletiva de partículas, por meio do campo gravitacional.

O ponto de chegada do colapso e relaxamento de uma protogaláxia é um halo de matéria escura, no interior do qual o gás bariônico se encontra em equilíbrio hidrostático numa temperatura tipicamente de uns poucos milhões de graus. Como as partículas MEF conservam sua energia a partir desse momento, o gás bariônico pode emitir radiações. Ele resfria, se contrai e se acumula no centro do halo de matéria escura. O resfriamento, assim, é o processo responsável pela separação dos bárions das partículas MEF.

Até agora, colocamos nosso foco numa única protogaláxia e ignoramos as redondezas. Na realidade, outras protogaláxias estão em formação nas proximidades. A gravidade costuma aproximá-las e elas se unem, formando uma estrutura maior. Essa estrutura também se unirá com outra e o processo se repete. A formação hierárquica é uma característica dos modelos MEF. A razão é simples. Como as flutuações em pequena escala na densidade são impostas sobre flutuações em escala maior, a densidade atinge o valor mais alto sobre as regiões menores. Podemos fazer uma analogia com o topo da montanha. A posição exata do pico corresponde a uma estrutura pequena: por exemplo, uma pedrinha sobre uma rocha que está sobre uma elevação no alto da montanha. Se uma nuvem descer sobre a montanha, tampa primeiro a pedrinha, depois a rocha, depois a elevação e, por fim, o resto da montanha.

De forma semelhante, as regiões mais densas do universo inicial são as menores protogaláxias. Elas são as primeiras regiões a entrar em colapso, só depois sendo seguidas por estruturas progressivamente maiores. O que diferencia as MEF de outros tipos possíveis de matéria escura é que ela tem flutuações de densidade em todas as escalas.

A formação hierárquica dos halos de matéria escura não pode ser descrita por meio de relacionamentos matemáticos simples. Estudamos melhor o assunto usando simulações numéricas. Para representar uma parte significativa do Universo com resolução suficiente para perceber a formação dos halos individuais, os pesquisadores precisam usar os mais recentes supercomputadores. As propriedades estatísticas e a distribuição espacial dos halos que emergem dessas simulações estão de acordo, de forma excelente, com as percebidas nas galáxias observadas, o que dá um forte apoio ao quadro hierárquico e daí à tese da existência das MEF.

Dê um giro

O quadro hierárquico explica de forma natural as formas das galáxias. Nas galáxias espirais, as estrelas e gases se movem em órbitas circulares. A estrutura dessas galáxias é, assim, governada pelo momento angular. De onde vem esse momento angular? De acordo com o quadro padrão, quando as protogaláxias preencheram o Universo, exerceram forças de maré, fazendo com que começassem a girar em torno de si mesmas. Depois que as protogaláxias entraram em colapso, mantiveram o momento angular.

Quando a temperatura dos gases das protogaláxias começaram a cair, eles se contraíram e caíram na direção do centro. Da mesma forma que os patinadores do gelo giram mais depressa em torno de si mesmos quando encolhem os braços, os gases foram girando cada vez mais rapidamente enquanto se contraíam. Eles se achataram, da mesma maneira que a Terra é ligeiramente mais achatada que uma esfera perfeita, por causa de sua rotação. Chegou uma hora em que os gases giravam tão depressa que a força centrífuga, dirigida para fora, igualou a da gravidade, dirigida para dentro. Ao atingir o equilíbrio centrífugo, os gases estavam tão achatados que formavam um disco fino. A densidade era suficiente para que os gases se amontoassem em nuvens e foi assim que as estrelas se formaram. Surgiu uma galáxia espiral.

Como a maioria dos halos de matéria escura acabam por ter um pouco de momento angular, é de se espantar porque nem todas as galáxias são espirais. Como aparecem as galáxias elípticas? Há duas teorias em curso entre os astrônomos. Uma é a de que as estrelas das elípticas e bulbos atuais se formaram durante um colapso monolítico, nos primeiros tempos do Universo. A outra é a de que as elípticas surgiram em períodos relativamente recentes e são o resultado da união de galáxias espirais.

O segundo ponto de vista ganhou popularidade nos últimos anos. Simulações de computador bem detalhadas da fusão de duas espirais mostram que o forte campo gravitacional flutuante destrói os dois discos. As estrelas no interior das galáxias estão muito distantes entre si para se chocarem e o processo de união, assim, é muito semelhante ao relaxamento violento sofrido pela matéria escura. Grande parte dos gases dos discos das duas galáxias originais perde o momento angular e se precipita para o centro. Ali, os gases atingem densidades muito altas e começam a formar estrelas num ritmo acelerado. Com o passar do tempo, mais gases chegam à área, esfriam e formam um novo disco em torno da elíptica. O resultado é uma galáxia espiral com um bulbo no centro.

A alta eficiência da formação de estrelas durante as fusões de galáxias explica as razões pelas quais as elípticas normalmente têm poucos gases: eles foram usados. O modelo das fusões também dá conta da relação morfologia-densidade: uma galáxia num ambiente de alta densidade passará por mais fusões e terá, assim, mais oportunidades de se transformar em elíptica.

Indicações obtidas pela observação mostram que as fusões e interações foram comuns no Universo, especialmente em seus primeiros tempos. Nas imagens tomadas pelo Telescópio Espacial Hubble, muitas galáxias antigas mostram morfologias com distúrbios, sinal evidente de interação.

Se as galáxias elípticas e bulbos espirais estão relacionados com a fusão de galáxias, pode ser que ela também seja a responsável pela criação dos buracos negros supermaciços. As massas do buraco negro estão fortemente relacionadas com as massas da galáxia elíptica ou do bolsão que o cercam. Não há relação entre elas e a massa do disco das espirais. Os modelos de fusão foram ampliados de maneira a incorporar buracos supermaciços e, dessa forma, núcleos galácticos ativos (NGA). A grande quantidade de gases empurrada para o centro durante uma fusão pode fazer reviver um buraco negro adormecido. Ou seja, os quasares eram mais comuns no passado porque as fusões de galáxias também eram mais comuns.

No quadro hierárquico, as galáxias anãs são as sobras, pequenos ajuntamentos que ainda não se uniram entre si. Observações recentes mostram que a formação de estrelas nas anãs é particularmente irregular, vindo em erupções curtas separadas por longos períodos de calma. Em galáxias como a Via Láctea, a formação de estrelas ocorre num ritmo mais regular. São fatos intrigantes, pois muitas vezes os astrônomos aderiram à hipótese de que a fertilidade de uma galáxia é determinada por sua massa. Em galáxias pequenas, explosões de supernovas podem perturbar ou mesmo afastar todos os gases de um sistema, impedindo assim a formação de estrelas.

Embora já tenhamos um quadro padrão da formação das galáxias que responde com sucesso às principais perguntas sobre o assunto, ainda estamos longe de poder explicar todos os processos envolvidos. Além disso, os pesquisadores precisam resolver inconsistências muito fortes. A simples imagem dos gases se resfriando no interior de halos de matéria escura enfrenta um problema importante, conhecido como catástrofe do resfriamento. Os cálculos dos índices de resfriamento indicam que os gases esfriaram muito depressa e se juntaram no centro dos halos, deixando praticamente vazio o espaço intergaláctico. Mas o espaço entre as galáxias não está vazio, muito longe disso.

Mais informações, por favor.

Há outro problema, relacionado com o momento angular. A quantidade de momento angular atribuído às protogaláxias nos modelos é comparável ao momento angular que observamos nas galáxias espirais. Enquanto os gases mantêm o momento angular, o quadro MEF reproduz os tamanhos observados das espirais. Nas simulações, no entanto, infelizmente, o momento angular desaparece. Grande parte é transferido para a matéria escura durante as fusões de galáxias. Em conseqüência, os discos que aparecem dessas simulações são menores por um fator de dez. Aparentemente, ainda falta um ingrediente essencial nos modelos.

Uma terceira inconsistência tem a ver com o número de galáxias anãs. As teorias hierárquicas prevêem uma proliferação de halos de matéria escura com pouca massa e, por extensão, de galáxias anãs. Não é o caso. Nas vizinhanças da Via Láctea, o número de anãs de pouca massa é inferior ao previsto pelas teorias por um fator de entre 10 e 100. Ou esses halos de matéria escura não existem ou estão ali e não foram detectados porque não há formação de estrelas no seu interior.

Foram sugeridas diversas soluções para esses problemas. As propostas caem em duas classes: uma mudança fundamental no modelo, talvez na natureza da matéria escura, ou uma revisão no quadro atual de como os gases em resfriamento se transformam em estrelas. Como a maioria dos astrônomos mostra relutância em abandonar o modelo MEF, que funciona muito bem em escalas maiores que as das galáxias, foram concentrados esforços em melhorar o conhecimento sobre a formação das estrelas. Os modelos atuais passam rapidamente sobre o processo, que ocorre em escalas muito menores que as de uma galáxia comum. Uma incorporação total está bem abaixo da capacidade dos supercomputadores modernos.

Apesar disso, a formação de estrelas pode ter efeitos profundos sobre a estrutura de uma galáxia. Alguns astrônomos acham, inclusive, que a ação das estrelas poderia resolver os três problemas de uma vez. A energia liberada pelas estrelas pode aquecer os gases, influenciando a catástrofe do resfriamento. O aquecimento também pode tornar mais lenta a descida de gases para o centro da galáxia e reduzir dessa forma a tendência de transferência do momento angular para a matéria escura, o que reduziria o problema do momento angular. As explosões de supernovas, por sua vez, pode ejetar massa das galáxias de volta para o meio interestelar. Nos halos de massa menor, com velocidade de escape pequena, o processo seria tão eficiente que dificilmente uma estrela chegaria a formar-se. Isso explicaria os motivos pelos quais observamos menos galáxias anãs que o previsto.

Embora já tenhamos um quadro padrão da formação das galáxias que responde com sucesso às principais perguntas sobre o assunto, ainda estamos longe de poder explicar todos os processos envolvidos. Além disso, os pesquisadores precisam resolver inconsistências muito fortes. A simples imagem dos gases se resfriando no interior de halos de matéria escura enfrenta um problema importante, conhecido como catástrofe do resfriamento. Os cálculos dos índices de resfriamento indicam que os gases esfriaram muito depressa e se juntaram no centro dos halos, deixando praticamente vazio o espaço intergaláctico. Mas o espaço entre as galáxias não está vazio, muito longe disso.

Mais informações, por favor.

Há outro problema, relacionado com o momento angular. A quantidade de momento angular atribuído às protogaláxias nos modelos é comparável ao momento angular que observamos nas galáxias espirais. Enquanto os gases mantêm o momento angular, o quadro MEF reproduz os tamanhos observados das espirais. Nas simulações, no entanto, infelizmente, o momento angular desaparece. Grande parte é transferido para a matéria escura durante as fusões de galáxias. Em conseqüência, os discos que aparecem dessas simulações são menores por um fator de dez. Aparentemente, ainda falta um ingrediente essencial nos modelos.

Uma terceira inconsistência tem a ver com o número de galáxias anãs. As teorias hierárquicas prevêem uma proliferação de halos de matéria escura com pouca massa e, por extensão, de galáxias anãs. Não é o caso. Nas vizinhanças da Via Láctea, o número de anãs de pouca massa é inferior ao previsto pelas teorias por um fator de entre 10 e 100. Ou esses halos de matéria escura não existem ou estão ali e não foram detectados porque não há formação de estrelas no seu interior.

Foram sugeridas diversas soluções para esses problemas. As propostas caem em duas classes: uma mudança fundamental no modelo, talvez na natureza da matéria escura, ou uma revisão no quadro atual de como os gases em resfriamento se transformam em estrelas. Como a maioria dos astrônomos mostra relutância em abandonar o modelo MEF, que funciona muito bem em escalas maiores que as das galáxias, foram concentrados esforços em melhorar o conhecimento sobre a formação das estrelas. Os modelos atuais passam rapidamente sobre o processo, que ocorre em escalas muito menores que as de uma galáxia comum. Uma incorporação total está bem abaixo da capacidade dos supercomputadores modernos.

Apesar disso, a formação de estrelas pode ter efeitos profundos sobre a estrutura de uma galáxia. Alguns astrônomos acham, inclusive, que a ação das estrelas poderia resolver os três problemas de uma vez. A energia liberada pelas estrelas pode aquecer os gases, influenciando a catástrofe do resfriamento. O aquecimento também pode tornar mais lenta a descida de gases para o centro da galáxia e reduzir dessa forma a tendência de transferência do momento angular para a matéria escura, o que reduziria o problema do momento angular. As explosões de supernovas, por sua vez, pode ejetar massa das galáxias de volta para o meio interestelar. Nos halos de massa menor, com velocidade de escape pequena, o processo seria tão eficiente que dificilmente uma estrela chegaria a formar-se. Isso explicaria os motivos pelos quais observamos menos galáxias anãs que o previsto.

TIPOS DE GALÁXIAS

OS ASTRÔNOMOS DIVIDEM AS GALÁXIAS de acordo com um sistema de classificação conhecido como "diapasão", desenvolvido pelo astrônomo americano Edwin Hubble na década de 20. Esse sistema distribui as galáxias em três tipos básicos: elípticas (representadas pelo braço do diapasão, à direita), espirais (as pontas do diapasão) e irregulares (abaixo, à esquerda). As galáxias menores, conhecidas como anãs, têm taxonomia própria, ainda incerta.

Cada tipo tem subtipos determinados por detalhes na forma da galáxia. Seguindo o diapasão do alto para baixo, o disco galáctico se torna mais proeminente e o bulbo central menos nas imagens ópticas. Os tipos Hubble podem representar estágios de desenvolvimento diversos. As galáxias começam como espirais sem bulbo, passam por colisões nas quais aparecem como irregulares e terminam como elípticas ou espirais com bulbo.

Guinevere Kauffmann e Frank van den Bosch são pesquisadores do Instituto Max Planck de Astrofísica em Garching, Alemanha. Estão entre os mais conhecidos especialistas na criação de modelos teóricos da formação de galáxias. Kauffmann, recentemente, voltou suas atenções para a análise dos dados produzidos pela Sloan Digital Sky Survey, os quais, acredita, levarão a respostas para alguns dos problemas citados neste artigo. Nas horas vagas, gosta de explorar a Baviera com o filho, Jonathan. Van den Bosch estuda especialmente a formação dos discos galácticos e de buracos negros maciços nos centros das galáxias. Nas horas vagas, pode ser visto com freqüência numa cervejaria de Munique.

Scientific American Brasil