Galáxia

Uma galáxia é um grande sistema, gravitacionalmente ligado, que consiste de estrelas, remanescentes de estrelas, um meio interestelar de gás e poeira e um importante mas insuficientemente conhecido componente apelidado de matéria escura.A palavra “galáxia” deriva do grego ‘’galaxias’’ (γαλαξίας), literalmente "leitoso", numa referência à nossa galáxia, a Via Láctea. Exemplos de galáxias variam desde as anãs, com até 10 milhões (107) de estrelas,até gigantes com 100 trilhões (1014) de estrelas,todas orbitando o centro de massa da galáxia.

As galáxias contêm quantidades variadas de sistemas e aglomerados estelares e de tipos de nuvens interestelares. Entre esses objetos existe um meio interestelar esparso de gás, poeira e raios cósmicos. A matéria escura parece corresponder a cerca de 90% da massa da maioria das galáxias. Dados observacionais sugerem que podem existir buracos negros supermaciços no centro de muitas, se não todas as galáxias. Acredita-se que eles sejam o impulsionador principal dos núcleos galácticos ativos – região compacta no centro de algumas galáxias que tem uma luminosidade muito maior do que a comum. A Via Láctea parece possuir pelo menos um desses objetos.

As galáxias foram historicamente categorizadas segundo sua forma aparente, usualmente referida como sua morfologia visual. Uma forma comum é a galáxia elíptica,que tem um perfil de luminosidade em forma de elipse. Galáxias espirais têm forma de disco, com braços curvos. Aquelas com formas irregulares ou não usuais são conhecidas como galáxias irregulares e se originam tipicamente da disrupção pela atração gravitacional de galáxias vizinhas. Essas interações entre galáxias, que podem ao final resultar na sua junção, às vezes induzem o aumento significativo de incidentes de formação estelar, levando às galáxias starburst. Galáxias menores que não têm uma estrutura coerente são referidas como galáxias irregulares.

NGC 4414, uma galáxia espiral típica na constelação Coma Berenices, tem 55 mil anos-luz de diâmetro e está a aproximadamente 60 milhões de anos-luz da Terra.

Existem provavelmente mais de 170 bilhões de galáxias no universo observável.Em sua maioria elas possuem de 1 000 a 100 000 parsecs de diâmetro e são separadas por distâncias da ordem de milhões de parsecs.O espaço intergaláctico é preenchido com um gás tênue com uma densidade média de menos de um átomo por metro cúbico. A maior parte das galáxias está organizada numa hierarquia de associações conhecidas como grupos e aglomerados, os quais, por sua vez, formam superaglomerados maiores. Numa escala maior, essas associações são geralmente organizadas em filamentos e muralhas, que são circundados por vazios imensos.

Etimologia

A palavra galáxia deriva do termo grego para a nossa galáxia, galaxias (γαλαξίας, "leitoso") ou kyklos ("círculo") galaktikos ("leitoso")’’,pela sua aparência no céu. Na mitologia grega, Zeus coloca o filho que havia gerado com uma mulher mortal, o pequeno Hércules, no seio de Hera enquanto ela dorme, de modo que o bebê, ao tomar o leite divino, também se torne imortal. Hera acorda durante a amamentação e percebe que está alimentando um bebê desconhecido; ela empurra o bebê e um jato do seu leite espirra no céu noturno, produzindo a tênue faixa de luz conhecida como Via Láctea.

Quando William Herschel criou o seu catálogo de objetos celestes em 1786, ele usou o termo nebulosa espiral para alguns objetos, como M31 (Galáxia de Andrômeda). Eles seriam mais tarde reconhecidos como imensos aglomerados de estrelas, quando a verdadeira distância desses objetos começou a ser avaliada, e eles passaram a ser chamados universos insulares. Entretanto, a palavra Universo era entendida como a totalidade da existência, o que fez esta expressão cair em desuso, preferindo-se usar o termo galáxia.

História da observação

Via Láctea

O filósofo grego Demócrito de Abdera (450 – 370 a.C) propôs que a faixa brilhante no céu noturno, conhecida como a Via Láctea, deveria consistir de estrelas distantes.Aristóteles (384 – 322 a.C), entretanto, acreditava que a Via Láctea fosse causada pela “ignição da abrasadora exalação de algumas estrelas que eram grandes, numerosas e próximas” e que “a ignição ocorre na parte superior da atmosfera, na região do mundo que está continuamente com os movimentos celestiais.”O filósofo neoplatônico Olimpiodoro, o Jovem (c. 495 – 570 a.C) era cientificamente crítico desta visão, argumentando que se a Via Láctea fosse sublunar ela deveria parecer diferente em diferentes horas e lugares da Terra, e que teria paralaxe, o que ela não tem. Em sua visão, a Via Láctea era celestial. Esta ideia seria influente mais tarde no mundo islâmico.

A forma da Via Láctea, como deduzido pelas contagens de estrelas por William Herschel em 1785; assumiu-se que o Sistema Solar estava próximo ao centro.

De acordo com Mohani Mohamed, o astrônomo árabe Alhazen (965 – 1037) fez a primeira tentativa de observar e medir o paralaxe da Via Láctea, e ele “determinou que como a Via Láctea não tinha paralaxe, ela estava muito distante da Terra e não pertencia à atmosfera.”O astrônomo persa Abu Rayhan al-Biruni (973 – 1048) propôs que a Via Láctea era “uma coleção de incontáveis fragmentos com a natureza de estrelas turvas.” O astrônomo andaluz Ibn Bajjah (Avempace, m. 1138) propôs que a Via Láctea era feita de muitas estrelas que quase se tocavam umas nas outras e pareciam uma imagem contínua devido ao efeito da refração no material sublunar,citando sua observação da conjunção de Júpiter e Marte como uma evidência desta ocorrência quando dois objetos estão próximos.No século XIV, o sírio Ibn Qayyim Al-Jawziyya propôs que a Via Láctea era “uma miríade de pequenas estrelas empacotadas juntas na esfera das estrelas fixas.”

A confirmação de que Via Láctea consiste de muitas estrelas veio em 1610, quando Galileu Galilei a observou com uma luneta e descobriu que ela era composta de um enorme número de estrelas fracas.Em 1750, Thomas Wright, na sua obra Uma teoria original ou nova hipótese sobre o Universo, especulou (corretamente) que a galáxia deveria ser um corpo em rotação de um grande número de estrelas mantidas juntas por forças gravitacionais, de forma similar ao Sistema Solar, mas numa escala muito maior. O disco de estrelas resultante pode ser visto como uma faixa no céu devido a nossa perspectiva de dentro do disco.

A primeira tentativa de descrever a forma da Via Láctea e a posição do Sol nela foi realizada por William Herschel em 1785, pela contagem cuidadosa do número de estrelas em diferentes regiões do céu. Ele construiu um diagrama da forma da galáxia, com o Sistema Solar próximo do centro.Utilizando uma abordagem refinada, Jacobus Kapteyn chegou em 1920 à figura de uma pequena (diâmetro de cerca de 15 mil parsecs) galáxia elipsoide, com o Sol próximo do centro. Um método diferente por Harlow Shapley, baseado na catalogação de aglomerados globulares, levou a um desenho radicalmente diferente: um disco plano com diâmetro de aproximadamente 70 mil parsecs e o Sol distante do centro. As duas análises falharam por não levarem em consideração a absorção da luz pela poeira interestelar presente no plano galáctico, mas depois que Robert Julius Trumpler quantificou este efeito em 1930 pelo estudo de aglomerados abertos, surgiu o atual desenho da Via Láctea.

Mosaico da Via Láctea em luz visível, onde nota-se as regiões mais brilhantes e a faixa de poeira.


Distinção de outras galáxias

No século X, o astrônomo persa Abd al-Rahman al-Sufi (conhecido no ocidente como Azophi) fez a mais antiga observação registrada da Galáxia de Andrômeda, descrevendo-a como uma “pequena nuvem”.Esta galáxia foi redescoberta independentemente por Simon Marius em 1612. Al-Sufi também identificou a Grande Nuvem de Magalhães, que é visível no Iêmen, embora não em Isfahan, a cidade da Pérsia em que ele vivia; esta galáxia não foi vista por europeus até a viagem de Fernão de Magalhães no século XVI.Estas são algumas das poucas galáxias que podem ser observadas da Terra sem o auxílio de instrumentos ópticos. Al-Sufi publicou seus achados no seu Livro de Estrelas Fixas em 964.

No final do século XVIII, Charles Messier compilou um catálogo contendo as 109 mais brilhantes nebulosas (objetos celestes com uma aparência de nuvem), seguido mais tarde por um catálogo maior de 5 000 nebulosas reunidas por William Herschel.Em 1845, Lord Rosse construiu um novo telescópio e foi capaz de distinguir entre galáxias elípticas e espirais. Ele também conseguiu distinguir pontos individuais em algumas dessas nebulosas, dando crédito à conjectura anterior de Kant.

Em 1912, Vesto Slipher fez estudos espectrográficos das nebulosas espirais mais brilhantes para determinar se elas eram compostas de substâncias químicas que seriam esperadas em um sistema planetário. Entretanto, Slipher descobriu que as nebulosas espirais tinham altos desvios para o vermelho, indicando que elas estavam se afastando a velocidades maiores do que a velocidade de escape da Via Láctea. Logo, elas não estavam gravitacionalmente ligadas à Via Láctea e provavelmente não faziam parte da galáxia.

Fotografia da “Grande Nebulosa de Andrômeda” de 1899, mais tarde identificada como a Galáxia de Andrômeda.

Em 1917, Heber Curtis tinha observado uma nova, a S Andromedae, dentro da “Grande Nebulosa de Andrômeda” (como era conhecida a Galáxia de Andrômeda, objeto Messier M31). Pesquisando o registro fotográfico, ele encontrou mais 11 novas. Curtis notou que essas novas eram, em média, 10 magnitudes mais fracas do que as que ocorriam em nossa galáxia. Como resultado, ele foi capaz de definir uma distância estimada de 150 000 parsecs. Ele se tornou um proponente da hipótese chamada “universos insulares”, que indica que as nebulosas espirais são na verdade galáxias independentes.

Em 1920, teve lugar o chamado Grande Debate entre Harlow Shapley e Heber Curtis, a respeito da natureza da Via Láctea, as nebulosas espirais e as dimensões do Universo. Para apoiar sua tese de que a Grande Nebulosa de Andrômeda era uma galáxia externa, Curtis apontou a aparição de faixas escuras lembrando as nuvens de poeira da Via Láctea, além do significativo desvio Doppler.

A matéria foi resolvida conclusivamente no início dos anos 1920. Em 1922, o astrônomo Ernst Öpik fez uma determinação de distância que apoiava a teoria de que a Nebulosa de Andrômeda é realmente um objeto extragaláctico distante.Usando o novo telescópio do Observatório Monte Wilson de 100 polegadas, Edwin Hubble foi capaz de definir as partes externas de algumas nebulosas espirais como coleções de estrelas individuais e identificou algumas variáveis Cefeidas, permitindo a ele estimar a distância para a nebulosa: elas estavam distantes demais para ser parte da Via Láctea.Em 1936, Hubble criou um sistema de classificação para galáxias que é usado até hoje, a sequência de Hubble.

Pesquisa moderna

Em 1944, Hendrik van de Hulst predisse uma radiação de micro-ondas num comprimento de onda de 21 cm resultante de gás hidrogênio atômico interestelar;esta radiação foi observada em 1951. A radiação permitiu grande melhoria do estudo da Via Láctea, pois ela não é afetada pela absorção de poeira e o seu desvio Doppler pode ser usado para mapear o movimento do gás na galáxia. Essas observações levaram à postulação de uma estrutura de barra no centro da galáxia.Com o desenvolvimento dos radiotelescópios, o gás hidrogênio pode ser pesquisado também em outras galáxias.

A segunda galáxia mais distante: UDFy-38135539.

Nos anos 1970, no estudo de Vera Rubin sobre a velocidade de rotação do gás em galáxias, descobriu-se que a massa total visível (das estrelas e do gás) não é compatível com a velocidade do gás em rotação. Acredita-se que este problema da rotação das galáxias seja explicado pela presença de grandes quantidades de matéria escura invisível.

A partir dos anos 1990, o Telescópio Espacial Hubble permitiu o incremento das observações. Entre outras coisas, ele estabeleceu que a matéria escura em nossa galáxia não poderia consistir somente de estrelas pequenas e fracas.O Campo Profundo Observável do Hubble (Hubble Deep Field), uma exposição extremamente longa de uma parte do céu relativamente vazia, forneceu evidência de que há cerca de 125 bilhões de galáxias no universo.O desenvolvimento da tecnologia para detecção do espectro invisível para o homem (radiotelescópios, câmeras infravermelhas e telescópios de raios-X) permitiu a detecção de outras galáxias que não são detectáveis pelo Hubble. Particularmente, pesquisas na região do céu bloqueada pela Via Láctea revelaram certo número de novas galáxias.

Tipos e morfologias

Existem três tipos principais de galáxias: elípticas, espirais e irregulares. Uma descrição ligeiramente mais extensa dos tipos de galáxias baseada em sua aparência é dada pela classificação de Hubble. Como esta classificação é totalmente baseada no tipo morfológico visual, ela pode desconsiderar algumas características importantes das galáxias, como a taxa de formação de estrelas (em galáxias starburst) e a atividade no núcleo (em galáxias ativas).

Tipos de galáxias de acordo com a classificação de Hubble. Um “E” indica uma galáxia elíptica, um “S” é uma espiral e “SB” é uma galáxia espiral barrada.

Elípticas

O sistema de classificação de Hubble identifica as galáxias elípticas com base em sua elipticidade, variando de E0, quase esféricas, até E7, que são bastante alongadas. Essas galáxias têm um perfil elipsoidal, o que lhes confere uma aparência elíptica independentemente do ângulo de visão. A sua aparência mostra pouca estrutura e elas têm tipicamente pouca matéria interestelar. Consequentemente, essas galáxias também possuem uma porção pequena de aglomerados abertos e uma taxa reduzida de formação de novas estrelas. Em vez disso, elas são geralmente dominadas por estrelas mais velhas e evoluídas, que orbitam o centro comum de gravidade em direções aleatórias. Neste sentido, elas têm alguma similaridade com os muito menores aglomerados globulares.

As maiores galáxias são elípticas gigantes. Acredita-se que muitas galáxias elípticas se formam devido à interação de galáxias, resultando em colisões e junções. Elas podem crescer a tamanhos enormes (comparados com os das galáxias espirais, por exemplo), e galáxias elípticas gigantes são frequentemente encontradas perto do núcleo de grandes aglomerados de galáxias.Galáxias starburst são o resultado de uma colisão galáctica, que pode levar à formação de uma galáxia elíptica.

Espirais

Galáxias espirais consistem de um disco giratório de estrelas e meio interestelar, juntamente com um bulbo central destacado, composto geralmente de estrelas mais velhas. Estendendo-se para fora deste bulbo existem braços relativamente brilhantes. Na classificação de Hubble, as galáxias espirais são indicadas como tipo S, seguido por uma letra (a, b ou c) que indica o grau de aperto dos braços espirais e o tamanho do bulbo central. Uma galáxia Sa tem braços apertados e pouco definidos, com uma região de núcleo relativamente grande. No outro extremo, uma galáxia Sc tem braços abertos e bem definidos e uma pequena região de núcleo.Uma galáxia com braços pouco definidos é às vezes chamada de galáxia espiral floculenta, em contraste com as galáxias espirais de grande desenho, que têm braços espirais proeminentes e bem definidos.

A Galáxia do Rodamoinho (à esquerda), um exemplo de galáxia espiral não barrada.

Em galáxias espirais, os braços têm a forma aproximada de espirais logarítmicas, um padrão que pode ser teoricamente demonstrado como resultado de uma perturbação em uma massa de estrelas girando uniformemente. Como as estrelas, os braços espirais giram em torno do centro da galáxia, mas eles o fazem com velocidade angular constante. Acredita-se que os braços espirais sejam áreas de matéria de alta densidade, ou "ondas de densidade".À medida que as estrelas se movem através de um braço, a velocidade espacial de cada sistema estelar é modificada pela força gravitacional da maior densidade e a velocidade retorna ao normal depois que a estrela sai pelo outro lado do braço. Este efeito é similar a uma “onda” de desacelerações movendo-se ao longo de uma rodovia cheia de carros em movimento. Os braços são visíveis porque a alta densidade facilita a formação de estrelas, portanto eles abrigam muitas estrelas jovens e brilhantes.

A maioria das galáxias espirais possui uma faixa linear de estrelas em forma de barra que se estende para fora de cada lado do núcleo e depois se junta à estrutura do braço espiral.Na classificação de Hubble, elas são designadas por um SB, seguido de uma letra minúscula (a, b ou c) que indica a forma do braço espiral, da mesma forma como são categorizadas as galáxias espirais normais. Acredita-se que as barras sejam estruturas temporárias que podem ocorrer como resultado de uma onda de densidade irradiando-se para fora do núcleo, ou devido a uma interação de maré com outra galáxia.Muitas galáxias espirais barradas são ativas, possivelmente como resultado de gás sendo canalizado para o núcleo ao longo dos braços.

NGC 1300, um exemplo de galáxia espiral barrada.

A Via Láctea é uma grande galáxia espiral barrada em forma de disco,com cerca de 30 mil parsecs de diâmetro e mil parsecs de espessura. Ela contém cerca de 200 bilhões de estrelas.e tem uma massa total de 600 bilhões de vezes a massa do Sol.

Outras morfologias

Objeto de Hoag, um exemplo de uma galáxia em anel.

Galáxias peculiares são formações galácticas que desenvolvem propriedades não usuais devido a interações de maré com outras galáxias. Um exemplo disto é a galáxia em anel, que possui uma estrutura de estrelas e meio interestelar em forma de anel, circundando um núcleo vazio. Acredita-se que uma galáxia em anel acontece quando uma galáxia pequena passa pelo núcleo de uma galáxia espiral.Um evento desses pode ter afetado a Galáxia de Andrômeda, uma vez que ela apresenta uma estrutura multi-anel quando observada pela radiação infravermelha.Uma galáxia lenticular é uma forma intermediária que possui propriedades tanto de galáxias elípticas quanto de espirais. Elas são categorizadas como tipo S0 na classificação de Hubble e possuem braços espirais mal definidos, com um halo elíptico de estrelas.Galáxias lenticulares barradas são denominadas Sb0 na classificação de Hubble.

NGC 5866, um exemplo de uma galáxia lenticular.

Além das classificações mencionadas acima, existe um número de galáxias que não podem ser prontamente classificadas na morfologia espiral ou elíptica. Essas são classificadas como galáxias irregulares. Uma galáxia Irr-I possui alguma estrutura, mas não se alinha adequadamente com a classificação de Hubble. Galáxias Irr-II não possuem qualquer estrutura que se pareça com a classificação de Hubble e podem ter sido rompidas. Exemplos próximos de galáxias irregulares (anãs) são as Nuvens de Magalhães.

Anãs

Apesar da proeminência das grandes galáxias elípticas e espirais, a maioria das galáxias no universo parecem ser anãs. Elas são relativamente pequenas quando comparadas com outras formações galácticas, tendo cerca de um centésimo do tamanho da Via Láctea e contendo apenas alguns bilhões de estrelas. Galáxias anãs ultra-compactas recentemente descobertas têm apenas 100 parsecs de largura.

Muitas galáxias anãs podem orbitar uma galáxia maior; a Via Láctea tem pelo menos uma dúzia desses satélites, estimando-se que haja de 300 a 500 ainda desconhecidos.Galáxias anãs podem ser classificadas também como elípticas, espirais ou irregulares. Como as pequenas anãs elípticas têm pouca semelhança com as grandes elípticas, elas são frequentemente chamadas galáxias anãs esferoidais.

Um estudo de 27 vizinhas da Via Láctea descobriu que em todas as galáxias anãs, a massa central é de aproximadamente 10 milhões de massas solares, independentemente de se a galáxia possui milhares ou milhões de estrelas. Isto levou à sugestão de que as galáxias são grandemente formadas por matéria escura e que o tamanho mínimo pode indicar uma forma de matéria escura morna, incapaz de coalescência gravitacional numa escala menor.

Dinâmica e atividades incomuns

Interação

A separação média entre galáxias dentro de um aglomerado é de pouco mais de uma ordem de grandeza maior do que o seu diâmetro. Logo, as interações entre essas galáxias são relativamente frequentes e têm um papel importante em sua evolução. Pequenas distâncias entre galáxias resultam em deformações devido a interações de maré e podem causar trocas de gás e poeira.

Colisões ocorrem quando duas galáxias passam diretamente uma através da outra e têm suficiente momento relativo para não se juntarem. As estrelas dentro dessas galáxias que interagem tipicamente passam direto sem colidirem, entretanto o gás e a poeira dentro das duas formas vão interagir. Isto pode aumentar a taxa de formação de estrelas, na medida em que o meio interestelar é rompido e comprimido. Uma colisão pode distorcer severamente a forma de uma ou de ambas as galáxias, formando barras, anéis ou estruturas similares a caudas.

Colisão de galáxias no Quinteto de Stephan

No extremo das interações estão as junções de galáxias. Neste caso, o momento relativo das duas galáxias é insuficiente para permitir que passem uma dentro da outra. Em vez disso, elas gradualmente se juntam para formar uma única galáxia maior. As junções podem resultar em mudanças significativas da morfologia, se comparada às das galáxias originais. Quando uma das galáxias tem massa muito maior, entretanto, o resultado é conhecido como canibalismo. Neste caso, a galáxia maior permanece relativamente inalterada pela junção, enquanto a menor é rasgada em pedaços. A Via Láctea está atualmente no processo de canibalizar a Galáxia Anã Elíptica de Sagitário e a Galáxia Anã do Cão Maior.

Starburst

As estrelas são criadas no interior de galáxias a partir de uma reserva de gás frio que se transforma em nuvens moleculares gigantes. Observou-se que estrelas se formam numa taxa excepcional em algumas galáxias, as quais são chamadas starburst. Se elas continuassem nesse comportamento, entretanto, elas consumiriam sua reserva de gás em um tempo menor do que o tempo de vida de uma galáxia. Logo, a atividade de nascimento de estrelas dura normalmente cerca de dez milhões de anos, um período relativamente breve na história de uma galáxia. As galáxias starburst eram mais comuns no início da história do universo e estima-se que, atualmente, ainda contribuem com 15% da taxa total de produção de estrelas.

As galáxias starburst se caracterizam pela concentração de gás e poeira e pela aparição de novas estrelas, inclusive estrelas massivas que ionizam as nuvens circundantes, criando regiões HII.Essas estrelas massivas produzem supernovas, resultando em remanescentes em expansão que interagem fortemente com o gás circundante. Essas explosões provocam uma reação em cadeia de criação de estrelas que se espalha por toda a região gasosa. Somente quando o gás disponível foi quase todo consumido ou disperso a atividade de criação de estrelas chega ao fim.

M82, o arquétipo da galáxia starburst. Nessa galáxia, a taxa de formação de estrelas é 10 vezes maior que em galáxias normais.

A criação de estrelas está frequentemente associada com a junção ou interação de galáxias. Um exemplo típico de uma interação formadora de estrelas é M82, que passou por uma aproximação com a maior M81. Galáxias irregulares frequentemente exibem núcleos espaçados de atividade de formação de estrelas.

Núcleo ativo

Uma parte das galáxias observáveis são classificadas como ativas, isto é, uma significativa porção da produção de energia da galáxia é emitida por uma fonte que não são as estrelas, a poeira e o meio interestelar.

O modelo padrão para um núcleo galáctico ativo se baseia em um disco de acreção que se forma em torno de um buraco negro supermaciço na região do núcleo. A radiação de um núcleo galáctico ativo resulta da energia gravitacional da matéria do disco que cai no buraco negro.Em cerca de 10% desses objetos, um par diametralmente oposto de jatos de energia ejeta partículas do núcleo a velocidades próximas à velocidade da luz. O mecanismo de produção desses jatos ainda não é bem compreendido.

Um jato de partículas sendo emitido pelo núcleo da galáxia elíptica M87.

Galáxias ativas que emitem radiação de alta energia na forma de raios-X são classificadas como galáxias Seyfert ou quasares, dependendo da luminosidade. Acredita-se que os blazares sejam galáxias ativas com um jato relativístico apontado na direção da Terra. Uma radiogaláxia emite frequências de rádio a partir de jatos relativísticos. Um modelo unificado desses tipos de galáxias ativas explica suas diferenças baseado no ângulo de visão do observador.

Possivelmente associados a núcleos galácticos ativos (bem como a regiões de formação estelar) estão as regiões de linhas de emissão nuclear de baixa ionização (low ionization nuclear emission-line regions – LINERs). A emissão deste tipo de galáxia é dominada por elementos fracamente ionizados.Aproximadamente um terço das galáxias próximas são classificadas como contendo núcleos LINER.

Formação e evolução

Formação

Os modelos cosmológicos atuais do início do universo são baseados na teoria do Big Bang. Cerca de 300 mil anos depois deste evento, átomos de hidrogênio e hélio começaram a se formar, num evento chamado “recombinação”. Quase todo o hidrogênio era neutro (não ionizado) e rapidamente absorveu luz, e nenhuma estrela tinha se formado ainda. Como resultado, este período foi chamado de “Eras Escuras”. Foi a partir de flutuações de densidade (ou irregularidades anisotrópicas) nesta matéria primordial que as estruturas maiores começaram a aparecer. Como resultado, massas de matéria bariônica começaram a se condensar dentro de halos de matéria escura fria.Essas estruturas primordiais acabaram se tornando as galáxias que vemos hoje.

Impressão artística de uma galáxia jovem acretando material. Crédito Observatório Europeu do Sul/L. Calçada

A evidência para o início da aparição de galáxias foi encontrada em 2006, quando se descobriu que a galáxia IOK-1 tem um desvio para o vermelho incomumente alto de 6,96, correspondendo a apenas 750 milhões de anos depois do Big Bang, fazendo dela a mais distante e primordial galáxia já vista.Enquanto alguns cientistas argumentam que outros objetos (como Abell 1835 IR1916) têm maiores desvios para o vermelho (e, portanto, são vistos em um estágio anterior da evolução do Universo), a idade e composição da IOK-1 foram estabelecidas com maior confiabilidade. A existência dessas protogaláxias iniciais sugere que elas devem ter crescido nas chamadas Eras Escuras.

O processo detalhado pelo qual esta formação inicial de galáxias ocorreu é uma importante questão em aberto na astronomia. As teorias podem ser divididas em duas categorias: de cima para baixo e de baixo para cima. Nas teorias de cima para baixo (como o modelo de Eggen-Lynden-Bell-Sandage [ELS]), as protogaláxias se formam num colapso simultâneo de larga escala que dura cerca de cem milhões de anos.Nas teorias de baixo para cima (como o modelo de Searle-Zinn [SZ]), estruturas pequenas como os aglomerados globulares se formam primeiro, e depois um número de tais corpos acretam para formar uma galáxia maior.Uma vez que as protogaláxias começaram a se formar e contrair, as primeiras estrelas do halo (chamadas estrelas da População III) apareceram dentro delas. Estas eram compostas quase inteiramente de hidrogênio e hélio, e podem ter sido massivas. Se isto aconteceu, essas estrelas enormes consumiram rapidamente seu suprimento de combustível e se tornaram supernovas, liberando elementos pesados no meio interestelar.Esta primeira geração de estrelas reionizou o hidrogênio neutro circundante, criando bolhas de espaço em expansão, através das quais a luz poderia viajar facilmente.

Evolução

Um bilhão de anos após o início da formação de uma galáxia, as estruturas chaves começam a aparecer. Formam-se aglomerados globulares, o buraco negro supermaciço central e um bulbo galáctico de estrelas da População II, pobres em metal. A criação de um buraco negro supermaciço parece deter um papel relevante de regular ativamente o crescimento de galáxias, por limitar a quantidade total de matéria acrescentada.Durante este período inicial, as galáxias passam por um grande aumento de formação de estrelas.

Durante os dois bilhões de anos seguintes, a matéria acumulada se dispõe em um disco galáctico.Uma galáxia continua a absorver matéria proveniente de nuvens de alta velocidade e de galáxias anãs por toda a sua vida,que se constitui principalmente de hidrogênio e hélio. O ciclo de nascimento e morte estelar aumenta lentamente a abundância de elementos pesados, permitindo ao fim a formação de planetas.

A evolução das galáxias pode ser afetada significativamente por interações e colisões. Junções de galáxias foram comuns na época inicial, e a maioria das galáxias tinha uma morfologia peculiar.Tendo em vista as distâncias entre as estrelas, a grande maioria dos sistemas estelares em galáxias que colidem não é afetada. Entretanto, a remoção gravitacional do gás e poeira interestelares que formam os braços espirais produz uma longa cadeia de estrelas conhecida como caudas de maré. Exemplos dessas formações podem ser vistos em NGC 4676 e NGC 4038.

I Zwicky 18 (embaixo, à esquerda), parece uma galáxia recentemente formada.

Como exemplo de tais interações, a Via Láctea e a vizinha Galáxia de Andrômeda estão se movendo uma em direção à outra a cerca de 130 km/s e – dependendo dos movimentos laterais – as duas podem colidir dentro de cinco a seis bilhões de anos. Embora a Via Láctea nunca tenha colidido com uma galáxia tão grande quanto a de Andrômeda, há crescentes evidências de ela ter colidido no passado com galáxias anãs.

Interações de grande escala como esta são raras. À medida que o tempo passa, junções de sistemas do mesmo tamanho ficam menos comuns. A maioria das galáxias brilhantes permaneceu basicamente inalterada nos últimos bilhões de anos, e a taxa global de formação de estrelas provavelmente teve seu pico há aproximadamente dez bilhões de anos.

Tendências para o futuro

Atualmente, a maior parte da formação de estrelas ocorre em galáxias menores, onde o gás frio não está esgotado.Galáxias espirais, como a Via Láctea, só produzem novas gerações de estrelas enquanto têm nuvens moleculares densas de hidrogênio interestelar nos seus braços espirais.As galáxias elípticas já estão desprovidas deste gás, portanto não formam novas estrelas.O suprimento de material para formação de estrelas é finito; quando as estrelas tiverem convertido o estoque disponível de hidrogênio em elementos mais pesados, a formação de novas estrelas chegará ao fim.

Acredita-se que a atual era de formação de estrelas vai continuar por até cem bilhões de anos, e então a “era estelar” se concluirá depois de cerca de dez trilhões a cem trilhões de anos, quando as menores e mais longevas estrelas, as pequenas anãs vermelhas, começarem a morrer. Ao final da era estelar, as galáxias serão compostas por objetos compactos: anãs marrons, anãs brancas que estão se resfriando ou frias (“anãs negras”), estrelas de nêutrons e buracos negros. Ao final, como resultado do relaxamento gravitacional, todas as estrelas cairão nos buracos negros supermaciços ou serão arremessadas para o espaço intergaláctico, como resultado de colisões.

Estruturas de grande escala

Pesquisas nas profundezas do céu revelam que as galáxias são frequentemente encontradas em associações relativamente próximas com outras galáxias. São relativamente raras as galáxias solitárias que não tenham interagido significativamente com alguma outra galáxia de massa comparável no último bilhão de anos. Somente cerca de 5% das galáxias pesquisadas foram caracterizadas como verdadeiramente isoladas; entretanto, mesmo essas podem ter interagido ou mesmo se juntado com outras galáxias no passado, e podem ainda ser orbitadas por galáxias satélites menores. Galáxias isoladas podem produzir estrelas a uma taxa mais alta que o normal, pois o seu gás não é removido por outras galáxias próximas.

Em escala maior, o universo está continuamente se expandindo, resultando no aumento médio da separação entre galáxias individuais . Associações de galáxias podem superar esta expansão em escala local por meio da sua atração gravitacional mútua. Essas associações se formaram cedo no universo, quando pedaços de matéria escura forçaram a aproximação das suas respectivas galáxias. Mais tarde, grupos vizinhos se juntaram para formar aglomerados em escala maior. Este processo de junção, assim como o influxo de gás, aquece o gás intergaláctico dentro do aglomerado a temperaturas muito altas, atingindo 30–100 megakelvins.Entre 70 e 80% da massa dos aglomerados está na forma de matéria escura, enquanto 10 a 30% consiste deste gás aquecido e o pequeno percentual remanescente está na forma de galáxias.

Sexteto de Seyfert é um exemplo de um grupo compacto de galáxias.

A maioria das galáxias no universo está gravitacionalmente ligada a outras galáxias. Elas formam uma hierarquia de estruturas aglomeradas semelhante a fractais, sendo as menores dessas associações chamadas de grupos. Um grupo de galáxias é o tipo mais comum de aglomerado galáctico, e essas formações contêm a maioria das galáxias (bem como a maior parte da massa bariônica) do universo.Para permanecer gravitacionalmente ligado a este grupo, cada membro da galáxia deve ter uma velocidade suficientemente baixa para impedir que ele escape. Se não houver energia cinética suficiente, porém, o grupo pode evoluir para um número menor de galáxias por meio de junções.

Estruturas maiores contendo muitos milhares de galáxias comprimidas numa área de alguns megaparsecs de largura são chamadas aglomerados. Aglomerados de galáxias são frequentemente dominados por uma única galáxia elíptica gigante, a galáxia mais brilhante do aglomerado, a qual, com o tempo, devido à força de maré destrói suas galáxias satélites e soma as suas massas à sua própria.

Os superaglomerados contêm dezenas de milhares de galáxias, que são encontradas em aglomerados, grupos e às vezes individualmente. Na escala do superaglomerado, as galáxias são dispostas em lâminas e filamentos circundando vastos espaços vazios.Acima desta escala, o universo parece ser isotrópico e homogêneo.

A Via Láctea é membro de uma associação chamada Grupo Local, um grupo relativamente pequeno de galáxias, com um diâmetro de aproximadamente um megaparsec. A Via Láctea e a Galáxia de Andrômeda são as duas galáxias mais brilhantes dentro do grupo; muitas das outras galáxias membros são companheiras anãs dessas duas galáxias.O próprio Grupo Local é parte de uma estrutura semelhante a uma nuvem dentro do Superaglomerado de Virgem, uma grande estrutura de grupos e aglomerados de galáxias centrada no Aglomerado de Virgem.

Observação com múltiplos comprimentos de onda

A poeira presente no meio interestelar é opaca à luz visível. Ela é mais transparente ao infravermelho distante, que pode ser usado para observar as regiões interiores de nuvens moleculares gigantes e núcleos galácticos em grande detalhe.O infravermelho também é usado para observar galáxias distantes, com desvio para o vermelho, que foram formadas muito mais cedo na história do universo. Vapor d’água e dióxido de carbono absorvem porções úteis do espectro infravermelho, portanto telescópios de grande altitude ou espaciais são usados para a astronomia infravermelha.

Esta imagem ultravioleta de Andrômeda mostra regiões azuis contendo estrelas jovens e massivas.

O primeiro estudo não-visual de galáxias, particularmente de galáxias ativas, foi feito usando frequências de rádio. A atmosfera é quase transparente ao rádio entre 5 MHz e 30 GHz (a ionosfera bloqueia sinais abaixo desta faixa).Grandes interferômetros de rádio foram usados para mapear os jatos ativos emitidos pelos núcleos ativos. Radiotelescópios também podem ser usados para observar hidrogênio neutro (radiação de 21 cm), potencialmente incluindo a matéria não ionizada no universo primordial que mais tarde colapsou para formar galáxias.

Telescópios de ultravioleta e de raios-X podem observar fenômenos galácticos de alta energia. Um clarão ultravioleta foi observado quando uma estrela de uma galáxia distante foi despedaçada pelas forças de maré de um buraco negro.A distribuição de gás quente em aglomerados galácticos pode ser mapeada por raios-X. A existência de buracos negros supermaciços nos núcleos de galáxias foi confirmada pela astronomia de raios-X.

Astronomia Extragaláctica

A astronomia extragaláctica é a parte da astronomia que estuda os objetos situados fora da Via Láctea, sobretudo as outras galáxias. Alternativamente a esta acepção pode-se dizer que a astronomia extragaláctica abrange tudo aquilo que a astronomia galáctica não abrange.

Podemos destacar, dentro da astronomia extragaláctica, os atuais estudos sobre a estrutura em larga escala do Universo, sobre o Grupo Local de galáxias e sobre a formação de estrelas em outras galáxias.

História

Apesar de a astronomia extragaláctica ter surgido como tal na primeira metade do século XX, o início de sua história remete ao século XVIII quando vários pensadores e filósofos formularam as primeiras teorias de que o Universo seria composto por aglomerados de estrelas semelhantes à nossa galáxia. Em meados de 1775, Immanuel Kant desenvolve e aperfeiçoa esta ideia, relacionando os tais aglomerados estelares com as pequenas e tênues manchas esbranquiçadas observadas por Pierre-Louis Moreau Maupertius em 1742, criando assim a teoria dos "universos ilha".

Vários observadores, apesar de descrentes quanto à teoria dos "universos ilha", catalogaram as, então chamadas, nebulosas extragalácticas e acabaram reforçando a tese de Kant, já que, para muitos adeptos da mesma, as nebulosas extragalácticas poderiam, simplesmente, ser os "universos ilha". Por volta de 1910, o astrônomo Vesto Melvin Slipher, do Observatório de Lowell, obteve espectros com exposições de até oitenta horas para várias destas nebulosas revelando acentuadas disparidades entre a velocidade radial destas e a das demais estrelas da Via Láctea, provando assim que as nebulosas e as estrelas não poderiam estar associadas.

As pesquisas também concluíram que as nebulosas extragalácticas realmente se encontravam além dos limites da nossa galáxia, pois se estivessem dentro as altas velocidades radiais deveriam produzir movimentos massacraveis mensuráveis, coisa que não acontecia. Várias correntes de pensamento se seguem após as publicações de Slipher, primeiro com o astrônomo holandês Adriaan Van Maanen, que tentou, sem sucesso, contestar os dados coletados por Vesto Slipher, e depois com Heber Doust Curtis e Harlow Shapley, que defendiam dois modelos diferentes de Via Láctea e, por conseguinte, dois modelos diferentes de meio extragaláctico.

A astronomia extragaláctica só surgiria como tal em 1923 quando Edwin Powell Hubble descobriu cefeidas na nebulosa de andrômeda, calculando que por sua distância deveriam estar fora de nossa galáxia e que pelo tamanho da nebulosa, que finalmente pôde ser calculado (relacionando a visibilidade e a distância recém descoberta da mesma), deveria compreender a um objeto de tamanho semelhante ou até maior do que a Via Láctea. Em virtude destas evidências as "nebulosas espirais" passaram a ser consideradas galáxias independentes e a, até então hipotética, existência de outras galáxias foi finalmente comprovada. Surge então a astronomia extragaláctica.

Foto da galáxia NGC 4826 da Constelação da Cabeleira de Berenice.

Astronomia extragaláctica na atualidade

Essa parte da astronomia ainda é pouco explorada devido às dificuldades que existem em estudar tais objetos. Um grande passo para o estudo de outras galáxias foi dado em 1990 quando a NASA lançou o Telescópio Espacial Hubble que em poucos anos ampliou a nossa visão do Universo para muito além dos limites da via-láctea.

Com a visualização e o estudo de outras galáxias foi possível concluir, como já era esperado, que nem todas as galáxias seguem um mesmo padrão morfológico, os cientistas então as classificaram em grupos menores de acordo com seus formatos, propriedades e características. Entre os diferentes tipos de galáxia classificados podemos citar as galáxias elípticas (que são as mais comuns), as galáxias espirais, as galáxias irregulares, as galáxias Seyfert, as radiogaláxias e as galáxias starburst.

A astronomia extragaláctica é um ramo que engloba também o estudo de toda a atividade que ocorre fora da nossa galáxia e não apenas os objetos que lá se encontram.

As galáxias podem possuir massa suficiente para atrair gravitacionalmente outras galáxias, mas normalmente há um equilíbrio razoável fazendo com que as galáxias fiquem próximas mas não a ponto de se encostarem, caracterizando os aglomerados de galáxias. Entretanto, pode ocorrer que duas ou mais galáxias tenham massa suficiente para se atraírem mutualmente, o que ocasiona uma colisão de galáxias.

Há uma outra classe de objetos extragalácticos denominados quasares, suspeita-se que sejam galáxias ou núcleos galácticos supermassivos, mas por estarem de tal forma distantes não é possível definir ao certo todas as suas características, em virtude disso sua real natureza ainda é envolta de mistérios. Na mesma categoria dos quasares encontram-se também os blazares, grupo do qual fazem partes os objetos BL Lacertae e os OVVs, dois tipos bem pouco estudados, mas que provavelmente são quasares sofrendo uma atividade incomum ou atravessando um determinado momento de sua evolução.

Galáxias distantes, como a NGC 3982 da foto acima, só puderam ser fielmente observadas e estudadas a partir da década de 1990, com o lançamento do Great Observatories program.

La Realidad Oculta

La Realidad Oculta: Universos Paralelos y las Profundas Leyes del Cosmos es un libro de divulgación científica escrito por el físico Brian Greene y publicado en 2011. En él se examina el concepto de multiverso y la posibilidad de la existencia de universos paralelos. Fue nominado al Premio Aventis durante el año 2012.

Tipos de multiverso

En su libro, Greene especula la existencia de nueve tipos de multiversos: multiversos mosaico, inflacionario, brana, cíclico, paisaje, cuántico, holográfico, simulado y final.

Multiverso mosaico

El multiverso mosaico es el concepto derivado de la observación de la planitud de la forma del universo, en donde esto implicaría que el universo probablemente sea enorme o infinito. Al ser tremendamente grande existe la posibilidad de que a cierta distancia de nosotros exista otro volumen de Hubble (mosaico) exactamente igual al nuestro. Max Tegmark estima que un volumen exactamente igual al nuestro estaría situado aproximadamente a una distancia de 10(10115) metros, un número más grande que un gúgolplex.

Multiverso inflacionario

El multiverso inflacionario es un concepto derivado de la teoría inflacionaria. La expansión inflacionaria de nuestra región solo duró una pequeña fracción de segundo posterior al big bang, no obstante, existen otras regiones donde esta expansión inflacionaria nunca se ha detenido y es continuada y eterna aislando otras regiones o universos que, al igual que el nuestro, sus inflaciones solo duran una fracción de tiempo.

Multiverso brana

El multiverso brana es un concepto derivado de la hipótesis de las 10 dimensiones espaciales de la teoría M. Nuestro universo brana, al solo ocupar 3 dimensiones espaciales, virtualmente deja vacantes las restantes dimensiones donde pueden estar ocupadas por otras branas. Nuestro universo brana únicamente puede comunicarse con esos otros universos brana por medio de la fuerza de la gravedad, pues es la única fuerza de la naturaleza no anclada a nuestra brana.

Multiverso cíclico

El multiverso cíclico es un concepto derivado del concepto del multiverso brana y de las ideas de Neil Turok, donde propone que con regularidad y cierta cantidad de tiempo dos branas pueden chocar produciendo un reinicio del universo y un big bang una y otra vez por tiempo indefinido. Esta teoría es teoría rival de la teoría inflacionaria pues predice un modelo diferente para observar en la radiación de fondo. En la medida que se observen ondas gravitacionales o no sobre la radiación de fondo la ciencia se iría inclinando por una u otra teoría.

Multiverso paisaje

El multiverso paisaje es un concepto derivado de la Teoría M y del modelo inflacionario. Al igual que el modelo inflacionario hay una expansión eterna y hay regiones aisladas donde de un universo a otro varían grandemente la constante cosmológica, las propiedades de las partículas, la forma de las 10 dimensiones espaciales y el campo de branas. Un universo puede influir a otro por medio del fenómeno de túnel cuántico, creando una región distinta dentro de otro universo. Existen tantas formas de universo como formas posibles de Calabi-Yau y campos cuánticos de branas combinados que, en total, serían unas 10500 posibles maneras de configurar.

Multiverso cuántico

El multiverso cuántico es aquel concepto derivado de la interpretación de la mecánica cuántica de los universos paralelos de Hugh Everett. Mientras que la interpretación de Copenhague sobre la ecuación de Schrödinger postula por decreto arbitrario el colapso de la función de onda al realizar una observación, la interpretación de Hugh Everett postula que las restantes ondas no colapsan a la observación sino que continúan siendo observadas en otros universos paralelos.

Multiverso holográfico

El multiverso holográfico es un concepto derivado del concepto de branas de la Teoría M y del principio holográfico de como se almacena la información en los agujeros negros. Mientras que en la experiencia cotidiana la cantidad de información corresponde al número de partículas en un volumen dado (tridimensional), en los agujeros negros ésto equivale al área de su horizonte de sucesos o superficie (bidimensional) y no de su volumen. Ésto recuerda a los populares hologramas donde los láseres imprimen en una superficie bidimensional de plástico una imagen de apariencia tridimensional. En la teoría M, la información de las cuerdas cerradas (partículas de gravedad) vibrando y moviéndose libremente en un espacio decadimensional pero cerca de una brana negra tridimensional, como si fuese la superficie de un agujero negro, describe la misma información y física que cuerdas abiertas ancladas a esa brana (partículas clásicas de la teoría cuántica de campos).

Multiverso simulado

El multiverso simulado o ciberverso es un concepto derivado de los actuales conceptos sobre metaversos y la teoría de la información. En teoría, simular los últimos docientos mil años de historia humana en una computadora cuántica del tamaño de un ordenador portátil costaría solo la fracción de un segundo. Hay dos estrategias de simulación: emergente y ultrarreduccionista. La estrategia emergente requiere la participación activa del programador ajustando los desfaces creando parches generados por los hallazgos de los habitantes de la simulación. En la estrategía ultrarreduccionista el programador solo fija unos parámetros iniciales y corre el programa haciendo que evolucione por sí mismo. Cada estrategia tiene desventajas, para la emergente la cantidad de desfaces e inconsistencias pudiera hacer colapsar la simulación y en la estrategia reduccionista el redondeo inexacto de las cantidades al evolucionar haría que el programa fallase en un momento dado.

Multiverso final

El multiverso final o matemático es un metaconglomerado de todos los multiversos propuestos y por proponer. Este concepto, propuesto por Max Tegmark, deriva del platonismo matemático, en donde se postula que los objetos matemáticos se descubren, no se inventan. Es como un infinito catálogo o «biblioteca de Babel» con todas las ecuaciones matemáticas ya descubiertas y por descubrir. Cualquier cosa del multiverso tiene una expresión matemática y toda expresión o ecuación matemática puede expresarse en algún tipo de universo (principio de fecundidad de Robert Nozick). Este concepto es tan extenso que incluye al «universo vacío» o la nada, así como a los universos simulados, que siempre estarán subordinados a un área de las matemáticas llamadas funciones matemáticas computables.

Teoría M

En física, la Teoría-M (a veces denominada Teoría-U) es la proposición de una “Teoría universal” que unifique las cinco teorías de las Supercuerdas. Basada en los trabajos de varios científicos teóricos (incluidos: Chris Hull, Paul Townsend, Ashoke Sen, Michael Duff y John H. Schwarz), Edward Witten, del “Institute for Advanced Study”, sugirió la existencia de las Supercuerdas en una conferencia en la Universidad del Sur de California en 1995, usando a la Teoría-M para explicar un número de dualidades previamente observadas, dando el chispazo para una nueva investigación de la teoría de las cuerdas llamada segunda revolución de supercuerdas.

En esta teoría se identifican 11 dimensiones, donde la supergravedad interactúa entre membranas de 2 a 5 dimensiones. Esto evidenciaría la existencia de infinitos Universos paralelos, algunos de los cuales serían como el nuestro con mayores o menores diferencias, y otros que serían impensables con 4 ó 5 dimensiones. Esto explicaría la debilidad de la gravedad, pues la partícula del gravitón sería la única que podría pasar por todas las membranas, perdiendo su fuerza.

A comienzos de los años 1990, se demostró que las diferentes teorías de las Supercuerdas estaban relacionadas por dualidades, que permitían a los físicos relacionar la descripción de un objeto en una teoría de Supercuerdas para eventualmente describir un objeto diferente de otra teoría. Estas relaciones implican que cada una de las teorías de Supercuerdas es un diferente aspecto de una sola teoría, propuesta por Witten, y llamada “Teoría-M”

La Teoría-M no está completa; sin embargo, puede aplicarse a muchas situaciones. La teoría del electromagnetismo también se encontraba en el mismo estado a mediados del siglo XIX; había teorías separadas para el magnetismo y la electricidad y, aunque eran conocidas por estar relacionadas, la relación exacta no se clarificó hasta que James Clerk Maxwell publicó sus ecuaciones en su trabajo de 1864, Una Teoría Dinámica del Campo Electromagnético. Witten había sugerido que una fórmula general de la teoría-M probablemente requeriría del desarrollo de un nuevo lenguaje matemático. Algunos científicos han cuestionado los éxitos tangibles de la Teoría-M dado su estado incompleto y su poder limitado de predicción incluso después de años de intensas investigaciones.

Introducción

Se creía antes de 1995 que había cinco teorías de supercuerda consistentes, que son llamadas respectivamente: Teoría de cuerdas de Tipo I, Teoría de cuerdas de Tipo IIA, Teoría de cuerdas de Tipo IIB, Teoría de cuerda heterótica SO(32) (cuerda HO), y la Teoría de cuerda heterótica E8xE8 (cuerda HE).

Como sugieren sus nombres, algunas de estas teorías de cuerdas están relacionadas entre sí. En 1990, los teóricos descubrieron que algunas de estas relaciones eran tan fuertes que se podían usar como su identificación. La Teoría de cuerda Tipo IIA y la de Tipo IIB están conectadas por dualidad-T; esto significa que esencialmente la descripción de la Teoría de cuerda Tipo IIA de un círculo de radio R es exactamente el mismo en la descripción del IIB de círculo de radio 1/R, que son distancias medidas en unidades de distancia de Planck.

Este es un resultado muy profundo. Primero, es un resultado intrínsecamente mecánico-cuántico: la identificación no es verdaderamente clásica. Segundo, porque podemos construir un espacio al unir círculos en varias formas, se puede notar que cualquier espacio descrito por la Teoría de cuerda IIA también puede ser vista como un espacio diferente al descrito por la Teoría IIB. Esto significa que podemos identificar la Teoría IIA con la Teoría IIB: cualquier objeto que puede ser descrito por la Teoría IIA tiene una descripción equivalente, aunque aparentemente diferente, en términos de la Teoría IIB. Esto sugiere que tanto la Teoría IIA como la Teoría IIB, son aspectos de una misma teoría.

Características de la teoría M

La teoría M contiene mucho más que cuerdas. Contiene tanto objetos de mayor como menor dimensionalidad. Estos objetos son llamados P-branas donde P denota su dimensionalidad (así, una 1-brana es una cuerda y 2-brana una membrana, etc.) o D-branas (si son cuerdas abiertas). Objetos de mayores dimensiones siempre estuvieron presentes en la teoría de cuerdas pero nunca pudieron ser estudiados antes de la Segunda Revolución de las Supercuerdas debido a su naturaleza no-perturbativa. Incluso se ha sugerido que el Big bang fue producido por la colisión de dos de estas membranas, brotando nuestro Universo.

Objetos de la teoría

La teoría M concibe una jerarquía de esferas y membranas sin fin pero con un orden subyacente. Para esta hipótesis, llamada "orden holográfico", definirá entre otros, el dinamismo y/o relaciones dentro del sistema.

Ciclogénesis

Ciclogénesis es el desarrollo o la consolidación de la circulación ciclónica en la atmósfera (un sistema de baja presión).Se trata de un término paraguas para varios procesos diversos, todos los cuales dan lugar al desarrollo de una cierta clase de ciclón. Puede ocurrir en varias escalas, desde la microescala a la escala sinóptica. Los ciclones extratropicales forman ondas a lo largo de los frentes antes de ocluir más adelante en su ciclo vital como ciclones de núcleo frío. Los ciclones tropicales se forman debido al calor latente conducido por actividad de tormenta significativa y son de núcleo cálido. Los mesociclones se forman sobre tierra como ciclones de núcleo cálido y pueden conllevar a la formación de tornados. También formadas a partir de mesociclones son las trombas marinas, aunque a menudo se forman a partir de ambientes de fuerte inestabilidad y cizalladura vertical baja.

Ciclogénesis es lo opuesto a ciclólisis —la disipación de un ciclón— y tiene un equivalente anticiclónico (sistema de alta presión) que se relaciona con la formación de áreas de alta presión: anticiclogénesis.

Escalas meteorológicas

En meteorología se manejan cuatro escalas principales o tamaños de los sistemas: la escala planetaria, la escala sinóptica, la mesoescala y la microescala.La escala planetaria trata los sistemas de tamaño global, como El Niño-Oscilación del Sur. La escala sinóptica cubre una porción de un continente con dimensiones aproximadas de 1000 a 2.500 km de amplitud, como los ciclones extratropicales.La mesoescala es la siguiente escala y generalmente se subdivide en tres subclases: meso-alfa que va de 200 a 2.000 km, es el rango de los ciclones tropicales; meso-beta que va desde 20 a 200 km, es el rango de los mesociclones; meso-gamma que abarca desde 2 a 20 km, rango de la mayoría de las tormentas eléctricas, los grandes cumulus y los tornados de gran dimensión.La microescala es la menor de las escala meteorológicas con una amplitud de menos de 2 km, o sea, la escala de un tornado o una tromba marina.Estas divisiones horizontales no son divisiones rígidas, sino que, en cambio, reflejan las dimensiones típicas de fenómenos que tienen ciertas características dinámicas.

Ciclones extratropicales

Modelo ciclónico noruego

El modelo ciclónico noruego es un modelo de la formación de tormentas ciclónicas de núcleo frío desarrollado por un grupo de meteorólogos noruegos liderados por Vilhelm Bjerknes durante la Primera Guerra Mundial.El concepto principal detrás de este modelo es que los ciclones se desarrollan con una evolución predecible conforme se mueven hacia un borde frontal, ubicándose la zona más madura cerca del extremo noreste del frente, mientras que la menos madura se ubica en el extremo posterior del mismo.

Precursores del desarrollo

Para el desarrollo de un ciclón de latitud media se requiere de un borde frontal preexistente, como se define en el análisis de superficie. El flujo ciclónico comienza alrededor de una perturbación en una sección del frente estacionario debido a una perturbación en el nivel superior, como una onda corta o una vaguada en altos niveles, cerca de un cuadrante favorable de la corriente en chorro de altura.

Modos de desarrollo

La baja presión de superficie puede tener una variedad de causas que intervienen en su formación. La topografía puede originar una baja de superficie cuando un sistema denso de alta presión en niveles bajos se eleva por el este de una barrera montañosa orientada norte-sur.Los sistemas convectivos de mesoescala pueden originar bajas de superficie que inicialmente son de núcleo cálido.Esta perturbación puede desarrollar una formación en forma de onda a lo largo del frente y la baja quedará posicionada en la cresta. Alrededor de la baja el flujo se vuelve ciclónico por definición. Este flujo rotatorio empuja el aire polar hacia el ecuador, desde el oeste de la baja presión a través de su frente frío posterior, y empuja el aire cálido hacia el polo a través del frente cálido. A menudo, el frente frío, que se mueve más rápidamente que el frente cálido, alcanza a éste debido a la lenta erosión de la masa de aire de densidad superior ubicada por delante y por detrás del ciclón, lo que resulta en un sector cálido angostado.En este punto se forma un frente ocluido donde una masa de aire cálido se eleva hacia una vaguada de aire cálido en altura. Este fenómeno se conoce como TROWAL (de TROugh of Warm air ALoft, en inglés) o lengua de aire cálido en altura.

Maduración

La maduración ocurre luego del período de oclusión, una vez que la tormenta ha completado su fortalecimiento y el flujo ciclónico se encuentra en su punto máximo.16 De ahí en adelante, la intensidad de la tormenta disminuye a medida que el ciclón se asocia con la vaguada o baja de altura, volviéndose de núcleo frío. La desaceleración del giro ciclónico, también conocida como ciclolisis, puede entenderse desde la perspectiva de la energética. Una oclusión ocurre y la masa de aire cálido es empujada hacia arriba por sobre la masa de aire frío, la atmósfera se vuelve cada vez más estable y el centro de gravedad del sistema desciende.A medida que el proceso de oclusión desciende paulatinamente por el frente cálido, alejándose de la baja central, se va agotando más y más la energía potencial disponible del sistema. Esta súbita disminución de la energía potencial crea una fuente de energía cinética que finalmente inyecta un golpe de energía al movimiento de la tormenta. Luego de ocurrido este proceso, el período de crecimiento del ciclón, o ciclogénesis, finaliza y el la baja comienza a descender en giro (a llenarse), debido a que más aire converge hacia la base del ciclón del que sale por la parte superior del mismo, a causa de la disminución de la divergencia en niveles altos.

En ocasiones, la ciclogénesis puede volver a darse en ciclones ocluidos. Cuando esto sucede, vuelve a formarse un nuevo centro de baja en el punto triple, es decir, el punto donde se encuentran el frente cálido, el frío y el ocluido. Durante este tipo de ciclogénesis, la baja ocluida principal comienza a llenarse mientras que la baja secundaria se profundiza convirtiéndose el el sistema principal.

Ciclón tropical

Un ciclón tropical existe dentro de la escala meso-alfa. Contrariamente a lo que ocurre con la ciclogénesis de latitudes medias, la ciclogénesis tropical es impulsada por una fuerte convección que se organiza hacia un foco central sin zonas baroclínicas, o frentes, que atraviesen su centro. Aunque la formación de los ciclones tropicales aún es objeto de extensas investigaciones, y la misma no se comprende completamente, se considera que hay seis condiciones principales para la ciclogénesis tropical: temperatura superficial del mar (o TSM) de al menos 26,5 °C, inestabilidad atmosférica, humedad alta en los niveles inferior a medio de la troposfera, suficiente fuerza Coriolis para desarrollar un centro de baja presión, una perturbación o foco preexistente de baja presión y cizalladura vertical del viento baja, generalmente no superior a 20 nudos. Estos ciclones de núcleo cálido tienden a formarse en los océanos a entre 10 y 30 grados del ecuador.

Mesociclón

Los mesociclones varían en tamaño desde meso-alfa hasta microescala. El término «mesociclón» se reserva comúnmente para rotaciones de niveles medios con tormentas eléctricas severas y son ciclones de núcleo cálido impulsados por el calor latente de su actividad eléctrica asociada. Los tornados se forman en el sector cálido del ciclón extratropical donde existe una fuerte corriente en chorro en niveles altos.Se piensa que los mesociclones se forman cuando un súbito cambio en la velocidad o dirección del viento pone a girar a una parte de la atmósfera, en un giro de forma tubular. Se cree que la convección ascendente de una tormenta eléctrica levanta este aire en giro, inclinando la orientación de las corrientes «tubulares» hacia arriba, haciendo que toda la corriente ascendente rote como una columna vertical. Al rotar la corriente ascendente, se puede dar la formación de lo que se conoce como wall cloud, es una nube en forma de muro o pezuña de caballo,compuesta por capas de nubes giratorias que descienden del mesociclón y que tienden a formarse cerca del centro del mismo. Nótese que las wall clouds no necesitan un mesociclón para formarse y no siempre giran. Al descender la wall cloud, puede entonces formarse una nube en forma de embudo en su centro. Ésta es la primera fase en la formación de un tornado.Se piensa que la presencia de un mesociclón es un factor clave en la formación de tornados asociados con tormentas eléctricas severas.

Tornado

Los tornados existen en el dominio de microescala o en el extremo inferior de la escala meso-beta. El ciclo comienza cuando una fuerte tormenta eléctrica desarrolla un mesociclón rotatorio a unos pocos kimóletros de altura en la atmósfera, convirtiéndose así en una supercelda. Al irse incrementando la precipitación dentro de la tormenta, ésta arrastra consigo un área de aire en rápido descenso, conocida como corriente descendente del flanco trasero (o RFD, sigla en inglés de rear flank downdraft). Ésta se acelera al acercarse al suelo y arrastra al mesociclón en rotación hacia el suelo consigo.

A medida que el mesociclón se aproxima al suelo, un embudo de condensación visible parece descender desde la base de la tormenta, a menudo desde una wall cloud giratoria. Al descender el embudo, la RFD también alcanza el suelo, creando un frente de ráfagas que puede causar daño incluso a buena distancia del tornado. En general, la nube en forma de embudo comienza a causar daño a nivel del suelo (al convertirse en tornado) unos pocos minutos después que el RFD ha tocado el suelo.

Tromba marina

La trombas marinas son fenómenos de microescala. Aunque algunas son tan fuertes (tornádicas) como sus equivalentes en tierra, los tornados, la mayoría de ellas es mucho más débil y son causadas por diferentes dinámicas atmosféricas. Normalmente, se desarrollan en ambientes cargados de humedad que presentan una cizalladura vertical del viento mínima a lo largo de líneas de convergencia tales como brisas marinas, líneas de convergencia por fricción de masas de tierra cercanas o vaguadas de superficie.Su nube madre puede ser un inofensivo cúmulus moderado o una poderosa tormenta eléctrica. La trombas a menudo se desarrollan mientras su nube madre está en proceso de desarrollo y se cree que obtienen un giro ascendente al moverse sobre el límite de superficie desde la cizalladura horizontal cerca de la superficie, y luego se estira hacia arriba una vez que el vórtice de la cizalladura de bajo nivel se ha alineado con un cúmulus o tormenta en desarrollo. Se ha constatado que los tornados débiles, conocidos como torbellinos se desarrollan de manera similar.

Términos relacionados

La ciclogénesis es el fenómeno opuesto a la ciclolisis, término relacionado, a su vez, con el debilitamiento de ciclones de superficie. El término tiene un equivalente anticiclónico: la anticiclogénesis, que refiere a la formación de los sistemas de alta presión.

Ciclón

En meteorología, ciclón usualmente suele aludir a vientos intensos acompañados de tormenta, aunque también designa a las áreas del planeta en las cuales la presión atmosférica es baja. En esta segunda acepción el significado de ciclón es equivalente al de borrasca, y es el fenómeno opuesto al anticiclón.

Los ciclones y anticiclones tienen una importancia fundamental en la generación de los vientos o corrientes atmosféricas. En efecto, un área de bajas presiones genera vientos al atraer las masas de aire atmosférico desde las zonas de altas presiones o anticiclónicas.

Etimología

La palabra “ciclón” fue usada por primera vez por Henry Piddington alrededor del año 1840. Tiene su etimología en el griego κυκλών kyklón ‘círculo en movimiento’ (genitivo κυκλώνας kyklónas).

Ciclogénesis

El desarrollo de la circulación ciclónica en la atmósfera, es decir la formación de un sistema de baja presión, se denomina ciclogénesis. Se trata de un término que incluye varios procesos similares que dan lugar al desarrollo de una cierta clase de ciclón. Puede ocurrir en cualquiera de las escalas que se manejan en meteorología (microescala, mesoescala y escala sinóptica), excepto en la escala planetaria.

Tipos

Ciclones tropicales

Los ciclones tropicales (también conocidos como tormentas tropicales, huracanes y tifones) son ciclones que se forman generalmente en océanos calientes (generalmente tropicales) y de ahí succionan la energía de la evaporación y la condensación. Son característicos por tener una fuerte área de baja presión en la superficie y una alta presión en los niveles altos de la atmósfera. Se originan por la formación de centros de baja presión atmosférica en el mar.

Son altamente destructivos, ya que producen fuertes lluvias con vientos de al menos 120 km/h, llegando sus ráfagas, en algunas ocasiones, a más de 300 km/h.

Ciclones extratropicales

El ciclón extratropical se forma a latitudes mayores a 30°. Se compone por dos o más masas de aire; por lo tanto, se asocia a uno o más frentes.

La familia de ciclones extratropicales es tan amplia que normalmente se intenta definir una subfamilia. Pero ésta es una tarea muy difícil debido a que, de hecho, cada ciclón es único e irrepetible. Un estudio muy amplio sobre ciclones muestra, sin embargo, que se pueden observar características comunes entre ellos, pudiéndose hacer una clasificación.

Uno de los criterios más utilizados para la clasificación es el mecanismo inicial involucrado en el desarrollo del ciclón.

Ciclones subtropicales

Un ciclón subtropical es un sistema meteorológico que tiene algunas características de un ciclón tropical y algunas de un ciclón extratropical. Suelen formarse en latitudes cercanas al ecuador.

Ciclones polares

Los ciclones polares son similares en comparación y tamaño a los ciclones tropicales, aunque generalmente tienen una vida más corta.

Los ciclones polares tienen típicamente varios cientos de kilómetros de diámetro y vientos fuertes (aunque generalmente no tienen la intensidad de un huracán). A diferencia de los típicos ciclones tropicales estos se desarrollan con una extrema rapidez, alcanzando su fuerza máxima en 24 horas.

Los ciclones árticos poseen extensas áreas de baja presión en las regiones polares que tienen una débil rotación ciclónica con una máxima explosión de 120 metros cúbicos.

Mesociclones

Un mesociclón es un vórtice de aire, aproximadamente de 2 a 10 km de diámetro (mesoescala en meteorología), dentro de un tipo de tormentas conocidas técnicamente como supercélulas debido a su autonomía. Cuando un mesociclón muere, si la nube precipita, ésta transmite su inercia de rotación en capas más bajas comprimiéndose en forma de nube embudo lo cual hace que se incremente la rotación formando un tornado.

Los mesociclones se forman cuando hay fuertes cambios en la velocidad o dirección del viento a diferentes niveles de presión atmosférica, lo cual se conoce como cizalladura del viento. La presencia de los mesociclones sólo se puede verificar con un Radar Doppler.

Anticiclón Del Atlántico Sur

El anticiclón del Atlántico Sur, también conocido con el nombre de anticiclón de Santa Elena, designa una zona subtropical situada en el océano Atlántico meridional, en torno a las coordenadas 25°S 15°O, donde por lo general se encuentra una amplia zona de alta presión atmosférica o anticiclón.Esto no quiere decir que la posición y la intensidad de este anticiclón sean permanentes, sino más bien que generalmente se encuentra un anticiclón en las cartas meteorológicas que describen la presión media mensual en dicha zona. Sus nombres se deben a su ubicación en el océano Atlántico y a la isla de Santa Elena, única tierra en esas latitudes.

Formación

En la región de las latitudes subtropicales, entre 30 y 35 grados de latitud sur y norte, se encuentran anticiclones más o menos permanentemente. Es la parte descendente de las células de Hadley. En efecto, cerca del ecuador, donde la fuerza de Coriolis es bastante escasa, se establece una circulación directa del aire. En los bajos niveles de la atmósfera, la diferencia de temperatura entre el ecuador y las regiones más al norte o al sur, menos calientes, da lugar a la zona de convergencia intertropical donde el aire más caliente se eleva debido a la convergencia y al principio de Arquímedes. En consecuencia, este aire se enfría al ganar altura y vuelve a bajar más al norte y al sur.

Efectos

Este sistema afecta mayormente a la navegación a vela ya que los vientos son escasos y es necesario pasar lejos al norte o al sur, según la dirección de viaje, siguiendo la dirección de los vientos, que en un anticiclón circulan en sentido horario en el hemisferio norte y antihorario en el hemisferio sur.

Climatológicamente, se encuentran climas secos bajo la circulación anticiclónica. Su influencia no se detiene allí. Por ejemplo, el anticiclón del Atlántico Sur aporta tiempo bueno y cálido de la costa de América del Sur hacia África en verano, ya que transporta del aire tropical hacia su lado meridional.

Sobre su lado septentrional, donde los vientos alisios son del Este, se encuentra la zona de convergencia intertropical que controla el monzón africano y el período de las lluvias en las Guyanas.

Anticiclón de las Azores

El denominado popularmente anticiclón de las Azores es un anticiclón dinámico situado, normalmente, en el centro del Atlántico Norte, a la altura de las islas portuguesas de las Azores. Es el centro de acción que induce sobre Europa, en general, y sobre Portugal y España, en particular, tiempo seco, soleado y caluroso durante el verano. Excepcionalmente también puede ejercer su influencia en otoño y en primavera, e incluso en invierno. En este caso el centro del anticiclón se suele situar en el centro del mar Cantábrico, provocando inviernos secos, templados y desplazando cualquier borrasca existente.