28.3: A distribuição das galáxias no espaço
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Objetivos de
Ao final desta seção, você poderá:
- Explique o princípio cosmológico e resuma a evidência de que ele se aplica nas maiores escalas do universo conhecido
- Descreva o conteúdo do Grupo Local de galáxias
- Faça a distinção entre grupos, aglomerados e superaglomerados de galáxias
- Descreva as maiores estruturas vistas no universo, incluindo vazios
Na seção anterior, enfatizamos o papel das fusões na formação da evolução das galáxias. Para colidirem, as galáxias devem estar bem próximas umas das outras. Para estimar a frequência com que as colisões ocorrem e como elas afetam a evolução das galáxias, os astrônomos precisam saber como as galáxias são distribuídas no espaço e no tempo cósmico. A maioria deles está isolada uns dos outros ou se reúnem em grupos? Se eles se reunirem, qual o tamanho dos grupos e como e quando eles se formaram? E como, em geral, as galáxias e seus grupos estão organizados no cosmos? Existem tantos em uma direção do céu quanto em qualquer outra, por exemplo? Como as galáxias foram organizadas da maneira que as encontramos hoje?
Edwin Hubble encontrou respostas para algumas dessas perguntas apenas alguns anos depois de mostrar pela primeira vez que as nebulosas espirais eram galáxias e não faziam parte da nossa Via Láctea. Ao examinar galáxias por todo o céu, o Hubble fez duas descobertas que se revelaram cruciais para os estudos da evolução do universo.
O princípio cosmológico
O Hubble fez suas observações com o que eram então os maiores telescópios do mundo — os refletores de 100 e 60 polegadas no Monte Wilson. Esses telescópios têm pequenos campos de visão: eles podem ver apenas uma pequena parte do céu por vez. Fotografar o céu inteiro com o telescópio de 100 polegadas, por exemplo, teria levado mais tempo do que uma vida humana. Então, em vez disso, o Hubble coletou amostras do céu em muitas regiões, da mesma forma que Herschel fez com sua medição de estrelas (veja A Arquitetura da Galáxia). Na década de 1930, o Hubble fotografou 1283 áreas de amostra e, em cada impressão, ele contou cuidadosamente o número de imagens de galáxias (Figura\(\PageIndex{1}\)).
A primeira descoberta que Hubble fez com sua pesquisa foi que o número de galáxias visíveis em cada área do céu é quase o mesmo. (Estritamente falando, isso só é verdade se a luz de galáxias distantes não for absorvida pela poeira em nossa própria galáxia, mas o Hubble fez correções para essa absorção.) Ele também descobriu que o número de galáxias aumenta com a fraqueza, como seria de esperar se a densidade das galáxias fosse aproximadamente a mesma em todas as distâncias de nós.
Para entender o que queremos dizer, imagine que você está tirando fotos em um estádio lotado durante um show esgotado. As pessoas sentadas perto de você parecem grandes, então apenas algumas delas cabem em uma foto. Mas se você se concentrar nas pessoas sentadas nos assentos do outro lado do estádio, elas parecem tão pequenas que muitas outras caberão na sua foto. Se todas as partes do estádio tiverem a mesma disposição de assentos, quando você olhar cada vez mais longe, sua foto ficará cada vez mais cheia de pessoas. Da mesma forma, quando o Hubble olhava para galáxias cada vez mais fracas, ele via cada vez mais delas.
As descobertas do Hubble são extremamente importantes, pois indicam que o universo é ao mesmo tempo isotrópico e homogêneo — parece o mesmo em todas as direções, e um grande volume de espaço a qualquer desvio para o vermelho ou distância é muito parecido com qualquer outro volume nesse desvio para o vermelho. Se for assim, não importa qual seção do universo observamos (desde que seja uma porção considerável): qualquer seção terá a mesma aparência de qualquer outra.
Os resultados do Hubble — e muitos outros que se seguiram nos quase 100 anos desde então — implicam não apenas que o universo é quase o mesmo em todos os lugares (exceto as mudanças com o tempo), mas também que, além das diferenças locais em pequena escala, a parte que podemos ver ao nosso redor é representativa do todo. A ideia de que o universo é o mesmo em todos os lugares é chamada de princípio cosmológico e é a suposição inicial para quase todas as teorias que descrevem o universo inteiro (veja The Big Bang).
Sem o princípio cosmológico, não poderíamos fazer nenhum progresso no estudo do universo. Suponha que nosso próprio bairro local fosse incomum de alguma forma. Então, não poderíamos mais entender como é o universo do que se estivéssemos abandonados em uma ilha quente do mar do sul sem comunicação externa e estivéssemos tentando entender a geografia da Terra. Do ponto de vista limitado da nossa ilha, não poderíamos saber se algumas partes do planeta estão cobertas de neve e gelo, ou que existem grandes continentes com uma variedade de terrenos muito maior do que a encontrada em nossa ilha.
O Hubble simplesmente contou o número de galáxias em várias direções sem saber a que distância a maioria delas estava. Com instrumentos modernos, os astrônomos mediram as velocidades e distâncias de centenas de milhares de galáxias e, assim, construíram uma imagem significativa da estrutura em grande escala do universo. No restante desta seção, descrevemos o que sabemos sobre a distribuição das galáxias, começando pelas que estão próximas.
O grupo local
A região do universo para a qual temos as informações mais detalhadas é, como seria de esperar, nosso próprio bairro local. Acontece que a Via Láctea é membro de um pequeno grupo de galáxias chamado, não muito imaginativamente, de Grupo Local. Está espalhado por cerca de 3 milhões de anos-luz e contém mais de 54 membros. Existem três grandes galáxias espirais (a nossa, a galáxia de Andrômeda e a M33), duas elípticas intermediárias e muitas elípticas anãs e galáxias irregulares.
Novos membros do Grupo Local ainda estão sendo descobertos. Mencionamos na Via Láctea uma galáxia anã a apenas cerca de 80.000 anos-luz da Terra e cerca de 50.000 anos-luz do centro da galáxia que foi descoberta em 1994 na constelação de Sagitário. (Na verdade, esse anão está se aventurando muito perto da Via Láctea, muito maior, e acabará sendo consumido por ela.)
Muitas das descobertas recentes foram possíveis graças à nova geração de pesquisas automatizadas, sensíveis e de campo amplo, como o Sloan Digital Sky Survey, que mapeia as posições de milhões de estrelas na maior parte do céu visível. Ao pesquisar os dados com programas de computador sofisticados, os astrônomos descobriram inúmeras galáxias anãs minúsculas e tênues que são quase invisíveis a olho nu, mesmo nessas imagens telescópicas profundas. Essas novas descobertas podem ajudar a resolver um problema antigo: as teorias predominantes de como as galáxias se formam previram que deveria haver mais galáxias anãs ao redor de grandes galáxias como a Via Láctea do que as observadas — e só agora temos as ferramentas para encontrar essas galáxias ténues e minúsculas e começar a comparar as números deles com previsões teóricas.
Você pode ler mais sobre a pesquisa Sloan e seus resultados dramáticos. E confira esta breve animação de um voo pelo arranjo das galáxias conforme revelado pela pesquisa.
Várias novas galáxias anãs também foram encontradas perto da galáxia de Andrômeda. Essas galáxias anãs são difíceis de encontrar porque normalmente contêm relativamente poucas estrelas, e é difícil distingui-las das estrelas de primeiro plano em nossa própria Via Láctea.
A figura\(\PageIndex{2}\) é um esboço que mostra onde os membros mais brilhantes do Grupo Local estão localizados. A média dos movimentos de todas as galáxias do Grupo Local indica que sua massa total é de aproximadamente\(4 × 10^{12}\)\(M_{\text{Sun}}\), e pelo menos metade dessa massa está contida nas duas espirais gigantes: a galáxia de Andrômeda e a Via Láctea. E tenha em mente que uma quantidade substancial da massa no Grupo Local está na forma de matéria escura.
Grupos e clusters vizinhos
Pequenos grupos de galáxias como o nosso são difíceis de notar em distâncias maiores. No entanto, existem grupos muito mais substanciais chamados aglomerados de galáxias que são mais fáceis de detectar até mesmo a muitos milhões de anos-luz de distância. Esses aglomerados são descritos como pobres ou ricos, dependendo de quantas galáxias eles contêm. Aglomerados ricos têm milhares ou até dezenas de milhares de galáxias, embora muitas das galáxias sejam bastante fracas e difíceis de detectar.
O aglomerado de galáxias moderadamente rico mais próximo é chamado de enxame da Virgem, em homenagem à constelação em que é visto. Está a cerca de 50 milhões de anos-luz de distância e contém milhares de membros, dos quais alguns são mostrados na Figura\(\PageIndex{3}\). A galáxia gigante elíptica (e muito ativa) M87, que você conheceu e adorou no capítulo sobre Galáxias Ativas, Quasares e Buracos Negros Supermassivos, pertence ao Aglomerado de Virgem.
Um bom exemplo de um aglomerado que é muito maior que o complexo de Virgem é o aglomerado Coma, com um diâmetro de pelo menos 10 milhões de anos-luz (Figura\(\PageIndex{4}\)). A cerca de 250 a 300 milhões de anos-luz de distância, esse aglomerado está centrado em dois elípticos gigantes cujas luminosidades equivalem a cerca de 400 bilhões de sóis cada. Milhares de galáxias foram observadas em Coma, mas as galáxias que vemos são quase certamente apenas parte do que realmente existe. As galáxias anãs são muito fracas para serem vistas à distância de Coma, mas esperamos que façam parte desse aglomerado, assim como fazem parte de outras mais próximas. Se sim, então Coma provavelmente contém dezenas de milhares de galáxias. A massa total desse aglomerado é de aproximadamente\(4 × 10^{15}\)\(M_{\text{Sun}}\) (massa suficiente para formar 4 milhões de bilhões de estrelas como o Sol).
Vamos fazer uma pausa aqui para um momento de perspectiva. Agora estamos discutindo números pelos quais até os astrônomos às vezes se sentem sobrecarregados. O aglomerado Coma pode ter 10, 20 ou 30 mil galáxias, e cada galáxia tem bilhões e bilhões de estrelas. Se você estivesse viajando na velocidade da luz, ainda levaria mais de 10 milhões de anos (mais do que a história da espécie humana) para cruzar esse enxame gigante de galáxias. E se você vivesse em um planeta nos arredores de uma dessas galáxias, muitos outros membros do enxame estariam próximos o suficiente para serem vistas notáveis em seu céu noturno.
Aglomerados muito ricos, como Coma, geralmente têm uma alta concentração de galáxias perto do centro. Podemos ver galáxias elípticas gigantes nessas regiões centrais, mas poucas, se houver, galáxias espirais. As espirais que existem geralmente ocorrem na periferia dos aglomerados.
Podemos dizer que os elípticos são altamente “sociais”: eles geralmente são encontrados em grupos e gostam muito de “sair” com outros elípticos em situações de aglomeração. É precisamente nessas multidões que as colisões são mais prováveis e, como discutimos anteriormente, achamos que a maioria dos elípticos grandes é construída por meio de fusões de galáxias menores.
As espirais, por outro lado, são mais “tímidas”: são mais prováveis de serem encontradas em aglomerados pobres ou nas bordas de aglomerados ricos, onde as colisões têm menos probabilidade de interromper os braços espirais ou retirar o gás necessário para a formação contínua de estrelas.
LENTE GRAVITACIONAL
Como vimos em Buracos Negros e Espaço-Tempo Curvo, o espaço-tempo é mais fortemente curvado em regiões onde o campo gravitacional é forte. A luz que passa muito perto de uma concentração de matéria parece seguir um caminho curvo. No caso da luz estelar passando perto do Sol, medimos que a posição da estrela distante é ligeiramente diferente de sua posição real.
Agora, vamos considerar o caso da luz de uma galáxia ou quasar distante que passa perto de uma concentração de matéria, como um aglomerado de galáxias, em sua jornada até nossos telescópios. De acordo com a relatividade geral, o caminho da luz pode ser curvado de várias maneiras; como resultado, podemos observar imagens distorcidas e até múltiplas (Figura\(\PageIndex{5}\)).
As lentes gravitacionais podem produzir não apenas imagens duplas, conforme mostrado na Figura\(\PageIndex{5}\), mas também várias imagens, arcos ou anéis. A primeira lente gravitacional descoberta, em 1979, mostrava duas imagens do mesmo objeto distante. Eventualmente, os astrônomos usaram o Telescópio Espacial Hubble para capturar imagens notáveis dos efeitos das lentes gravitacionais. Um exemplo é mostrado na Figura\(\PageIndex{6}\).
A relatividade geral prevê que a luz de um objeto distante também pode ser amplificada pelo efeito de lente, tornando objetos invisíveis brilhantes o suficiente para serem detectados. Isso é particularmente útil para sondar os estágios iniciais da formação de galáxias, quando o universo era jovem. \(\PageIndex{7}\)A figura mostra um exemplo de uma galáxia tênue muito distante que podemos estudar em detalhes apenas porque seu caminho de luz passa por uma grande concentração de galáxias massivas e agora vemos uma imagem mais brilhante dela.
Devemos observar que a massa visível em uma galáxia não é a única lente gravitacional possível. A matéria escura também pode se revelar ao produzir esse efeito. Os astrônomos estão usando imagens com lentes de todo o céu para aprender mais sobre onde a matéria escura está localizada e quanto dela existe.
Superaglomerados e vazios
Depois que os astrônomos descobriram aglomerados de galáxias, eles naturalmente se perguntaram se ainda havia estruturas maiores no universo. Os aglomerados de galáxias se reúnem? Para responder a essa pergunta, precisamos ser capazes de mapear grandes partes do universo em três dimensões. Devemos saber não apenas a posição de cada galáxia no céu (ou seja, duas dimensões), mas também sua distância de nós (a terceira dimensão).
Isso significa que devemos ser capazes de medir o desvio para o vermelho de cada galáxia em nosso mapa. Usar um espectro de cada galáxia individual para fazer isso é uma tarefa muito mais demorada do que simplesmente contar galáxias vistas em diferentes direções no céu, como fez o Hubble. Hoje, os astrônomos descobriram maneiras de obter os espectros de muitas galáxias no mesmo campo de visão (às vezes centenas ou até milhares de cada vez) para reduzir o tempo necessário para terminar seus mapas tridimensionais. Telescópios maiores também são capazes de medir os desvios para o vermelho — e, portanto, as distâncias — de galáxias muito mais distantes e (novamente) fazer isso muito mais rápido do que era possível anteriormente.
Outro desafio que os astrônomos enfrentaram ao decidir como construir um mapa do universo é semelhante ao enfrentado pela primeira equipe de exploradores em um enorme território desconhecido na Terra. Como há apenas um grupo de exploradores e uma enorme quantidade de terra, eles precisam fazer escolhas sobre aonde ir primeiro. Uma estratégia pode ser atacar em linha reta para ter uma noção do terreno. Eles podem, por exemplo, cruzar algumas pradarias quase vazias e, em seguida, atingir uma floresta densa. À medida que percorrem a floresta, eles aprendem a espessura dela na direção em que estão viajando, mas não sua largura à esquerda ou à direita. Em seguida, um rio cruza seu caminho; ao atravessarem, eles podem medir sua largura, mas não aprendem nada sobre seu comprimento. Ainda assim, à medida que seguem em linha reta, começam a ter alguma noção de como é a paisagem e podem fazer pelo menos parte de um mapa. Outros exploradores, partindo em outras direções, algum dia ajudarão a preencher as partes restantes desse mapa.
Tradicionalmente, os astrônomos tiveram que fazer o mesmo tipo de escolhas. Não podemos explorar o universo em todas as direções até uma “profundidade” ou sensibilidade infinitas: existem muitas galáxias e poucos telescópios para fazer o trabalho. Mas podemos escolher uma única direção ou uma pequena fatia do céu e começar a mapear as galáxias. Margaret Geller, o falecido John Huchra e seus alunos do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics foram pioneiros nessa técnica, e vários outros grupos ampliaram seu trabalho para cobrir volumes maiores de espaço.
MARGARET GELLER: AGRIMENSORA CÓSMICA
Nascida em 1947, Margaret Geller é filha de um químico que incentivou seu interesse pela ciência e a ajudou a visualizar a estrutura tridimensional das moléculas quando criança. (Era uma habilidade que mais tarde seria muito útil para visualizar a estrutura tridimensional do universo.) Ela se lembra de estar entediada no ensino fundamental, mas foi incentivada pelos pais a ler sozinha. Suas lembranças também incluem mensagens sutis de professores de que a matemática (seu forte interesse inicial) não era uma área para meninas, mas ela não se deixava dissuadir.
Geller obteve um bacharelado em física pela Universidade da Califórnia em Berkeley e se tornou a segunda mulher a receber um PhD em física em Princeton. Lá, enquanto trabalhava com James Peebles, um dos principais cosmólogos do mundo, ela se interessou por problemas relacionados à estrutura em grande escala do universo. Em 1980, ela aceitou uma posição de pesquisa no Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, uma das instituições de pesquisa astronômica mais dinâmicas do país. Ela viu que, para progredir na compreensão de como as galáxias e os aglomerados são organizados, era necessária uma série muito mais intensa de pesquisas. Embora não dê frutos por muitos anos, Geller e seus colaboradores iniciaram a longa e árdua tarefa de mapear as galáxias (Figura\(\PageIndex{8}\)).
Sua equipe teve a sorte de ter acesso a um telescópio que poderia ser dedicado ao seu projeto, o refletor de 60 polegadas em Mount Hopkins, perto de Tucson, Arizona, onde eles e seus assistentes coletaram espectros para determinar as distâncias das galáxias. Para obter uma fatia do universo, eles apontaram seu telescópio para uma posição predeterminada no céu e, em seguida, deixaram a rotação da Terra trazer novas galáxias para seu campo de visão. Dessa forma, eles mediram as posições e os desvios para o vermelho de mais de 18.000 galáxias e criaram uma grande variedade de mapas interessantes para exibir seus dados. Suas pesquisas agora incluem “fatias” nos hemisférios norte e sul.
À medida que a notícia de seu importante trabalho se espalhou para além da comunidade de astrônomos, Geller recebeu uma bolsa da Fundação MacArthur em 1990. Essas bolsas, popularmente chamadas de “prêmios geniais”, são projetadas para reconhecer trabalhos verdadeiramente criativos em uma ampla variedade de campos. Geller continua a ter um grande interesse em visualização e (com o cineasta Boyd Estus) fez vários vídeos premiados explicando seu trabalho para não cientistas (um deles é intitulado So Many Galaxies... Tão pouco tempo). Ela apareceu em uma variedade de programas nacionais de notícias e documentários, incluindo o MacNeil/Lehrer NewsHour, The Astronomers e The Infinite Voyage. Enérgica e sincera, ela deu palestras sobre seu trabalho para muitos públicos em todo o país e trabalha duro para encontrar maneiras de explicar ao público a importância de suas pesquisas pioneiras.
“É empolgante descobrir algo que ninguém viu antes. [Ser] uma das três primeiras pessoas a ver aquela fatia do universo [foi] uma espécie de ser como Columbus. Ninguém esperava um padrão tão marcante!” —Margarida Geller
Saiba mais sobre o trabalho de Geller e Huchra (incluindo entrevistas com Geller) neste vídeo de 4 minutos da NOVA. Você também pode aprender mais sobre suas conclusões e pesquisas adicionais às quais resultaram.
O maior projeto de mapeamento do universo até o momento é o Sloan Digital Sky Survey (veja a caixa de recursos Making Connections Astronomy and Technology: The Sloan Digital Sky Survey no final desta seção). Um gráfico da distribuição das galáxias mapeado pelo levantamento Sloan é mostrado na Figura\(\PageIndex{8}\). Para surpresa dos astrônomos, mapas como o da figura mostraram que aglomerados de galáxias não estão dispostos uniformemente por todo o universo, mas são encontrados em enormes superaglomerados filamentosos que parecem grandes arcos de manchas de tinta espalhados por uma página. Os superaglomerados se assemelham a uma folha de papel rasgada irregularmente ou a uma panqueca — eles podem se estender por centenas de milhões de anos-luz em duas dimensões, mas têm apenas 10 a 20 milhões de anos-luz de espessura na terceira dimensão. Um estudo detalhado de algumas dessas estruturas mostra que suas massas são algumas vezes\(10^{16}\)\(M_{\text{Sun}}\), o que é 10.000 vezes mais massivo do que a Via Láctea.
Confira esta visualização animada da estrutura em grande escala da pesquisa Sloan.
Separando os filamentos e as folhas em um superaglomerado estão vazios, que parecem enormes bolhas vazias cercadas pelos grandes arcos das galáxias. Eles têm diâmetros típicos de 150 milhões de anos-luz, com os aglomerados de galáxias concentrados ao longo de suas paredes. Todo o arranjo de filamentos e vazios nos lembra uma esponja, o interior de um favo de mel ou um pedaço de queijo suíço com furos muito grandes. Se você fizer uma boa fatia ou corte transversal em qualquer um deles, verá algo que se parece mais ou menos com a Figura\(\PageIndex{8}\).
Antes de esses vazios serem descobertos, a maioria dos astrônomos provavelmente teria previsto que as regiões entre aglomerados gigantes de galáxias estavam cheias de muitos pequenos grupos de galáxias, ou mesmo com galáxias individuais isoladas. Pesquisas cuidadosas nesses vazios encontraram poucas galáxias de qualquer tipo. Aparentemente, 90 por cento das galáxias ocupam menos de 10 por cento do volume do espaço.
Exemplo\(\PageIndex{1}\): distribuição de galáxias
Para determinar a distribuição das galáxias no espaço tridimensional, os astrônomos precisam medir suas posições e seus desvios para o vermelho. Quanto maior o volume do espaço pesquisado, maior a probabilidade de a medição ser uma amostra justa do universo como um todo. No entanto, o trabalho envolvido aumenta muito rapidamente à medida que você aumenta o volume coberto pela pesquisa.
Vamos fazer um cálculo rápido para ver por que isso acontece.
Suponha que você tenha concluído um levantamento de todas as galáxias dentro de 30 milhões de anos-luz e agora queira pesquisar até 60 milhões de anos-luz. Qual volume de espaço é coberto por sua segunda pesquisa? Quanto maior é esse volume do que o volume da sua primeira pesquisa? Lembre-se de que o volume de uma esfera, V, é dado pela fórmula
\[V = \dfrac{4}{3}\pi R^3 \nonumber\]
onde\(R\) está o raio da esfera.
Solução
Como o volume de uma esfera depende\(R^3\) e o segundo levantamento atinge o dobro da distância, ela cobrirá um volume que é\(2^3 = 8\) vezes maior. O volume total coberto pela segunda pesquisa será
\[(4/3) \pi \times (60 \text{ million light-years})^3 = 9 \times 10^{23} \text{ light-years}^3. \nonumber\]
Exercício\(\PageIndex{1}\)
Suponha que agora você queira expandir sua pesquisa para 90 milhões de anos-luz. Qual volume de espaço é coberto e quanto é maior do que o volume da segunda pesquisa?
- Resposta
-
O volume total coberto é\[(4/3) \pi \times (90 \text{ million light-years})^3 = 3.05 \times 10^{24} \text{ light-years}^3. \nonumber\] A pesquisa atinge 3 vezes mais distância, portanto, cobrirá um volume que é\(3^3 = 27\) vezes maior.
Telescópios e pesquisas ainda maiores e mais sensíveis estão sendo projetados e construídos para observar cada vez mais longe no espaço e no tempo. O novo Telescópio Milimétrico Grande de 50 metros no México e o Atacama Large Millimeter Array no Chile podem detectar radiação infravermelha distante e de ondas milimétricas de galáxias massivas com explosões estelares em desvio para o vermelho e, portanto, distanciam mais de 90% do caminho de volta ao Big Bang. Eles não podem ser observados com luz visível porque suas regiões de formação estelar estão envoltas em nuvens de poeira espessa. E em 2021, o Telescópio Espacial James Webb de 6,5 metros de diâmetro está programado para ser lançado. Será o primeiro novo grande telescópio de luz visível e infravermelho próximo no espaço desde que o Hubble foi lançado, mais de 25 anos antes. Um dos principais objetivos desse telescópio é observar diretamente a luz das primeiras galáxias e até mesmo das primeiras estrelas a brilhar, menos de meio bilhão de anos após o Big Bang.
Neste ponto, se você está pensando em nossas discussões sobre a expansão do universo em Galáxias, você pode estar se perguntando o que exatamente na Figura\(\PageIndex{8}\) está se expandindo. Sabemos que as galáxias e os aglomerados de galáxias são mantidos unidos por sua gravidade e não se expandem como o universo. No entanto, os vazios ficam maiores e os filamentos se afastam à medida que o espaço se estende (veja The Big Bang).
ASTRONOMIA E TECNOLOGIA: O LEVANTAMENTO DIGITAL DO CÉU SLOAN
Na época de Edwin Hubble, os espectros de galáxias precisavam ser coletados um de cada vez. A luz fraca de uma galáxia distante coletada por um grande telescópio foi colocada através de uma fenda e, em seguida, um espectrômetro (também chamado de espectrógrafo) foi usado para separar as cores e registrar o espectro. Esse foi um processo trabalhoso, inadequado às demandas de fazer mapas em grande escala que exigem os desvios para o vermelho de muitos milhares de galáxias.
Mas uma nova tecnologia veio em socorro de astrônomos que buscam mapas tridimensionais do universo das galáxias. Um ambicioso levantamento do céu foi produzido usando um telescópio especial, câmera e espectrógrafo no topo das montanhas de Sacramento, no Novo México. Chamado de Sloan Digital Sky Survey (SDSS), em homenagem à fundação que forneceu grande parte do financiamento, o programa usou um telescópio de 2,5 metros (aproximadamente a mesma abertura do Hubble) como uma câmera astronômica grande angular. Durante um programa de mapeamento que durou mais de dez anos, os astrônomos usaram os 30 dispositivos de carga acoplada (CCDs) do SDSS — detectores eletrônicos de luz sensíveis semelhantes aos usados em muitas câmeras digitais e telefones celulares — para capturar imagens de mais de 500 milhões de objetos e espectros de mais de 3 milhões, cobrindo mais de um quarto da esfera celeste. Como muitos grandes projetos da ciência moderna, o Sloan Survey envolveu cientistas e engenheiros de diversas instituições, desde universidades até laboratórios nacionais.
Todas as noites claras por mais de uma década, os astrônomos usaram o instrumento para fazer imagens registrando a posição e o brilho de objetos celestes em longas faixas do céu. As informações em cada faixa foram gravadas digitalmente e preservadas para as gerações futuras. Quando a visão (lembre-se desse termo da Astronomical Instruments) era apenas adequada, o telescópio era usado para capturar espectros de galáxias e quasares, mas fazia isso para até 640 objetos por vez.
A chave para o sucesso do projeto foi uma série de fibras ópticas, tubos finos de vidro flexível que podem transmitir luz de uma fonte para o CCD, que então registra o espectro. Depois de tirar imagens de uma parte do céu e identificar quais objetos são galáxias, cientistas do projeto perfuraram uma placa de alumínio com furos para fixar fibras na localização de cada galáxia. O telescópio foi então apontado para a seção direita do céu, e as fibras conduziram a luz de cada galáxia até o espectrômetro para gravação individual (Figura\(\PageIndex{9}\)).
Cerca de uma hora foi suficiente para cada conjunto de espectros, e as placas de alumínio pré-perfuradas podiam ser trocadas rapidamente. Assim, foi possível obter até 5000 espectros em uma noite (desde que o tempo estivesse bom o suficiente).
O levantamento de galáxias levou a um mapa do céu mais abrangente do que nunca, permitindo que os astrônomos testassem suas ideias sobre a estrutura em grande escala e a evolução das galáxias contra uma impressionante variedade de dados reais.
As informações registradas pelo Sloan Survey impressionam a imaginação. Os dados chegaram a 8 megabytes por segundo (isso significa 8 milhões de números ou caracteres individuais a cada segundo). Ao longo do projeto, os cientistas registraram mais de 15 terabytes, ou 15 mil bilhões de bytes, o que eles estimam ser comparáveis às informações contidas na Biblioteca do Congresso. Organizar e classificar esse volume de dados e extrair os resultados científicos úteis que ele contém é um desafio formidável, mesmo em nossa era da informação. Como muitos outros campos, a astronomia agora entrou na era do “Big Data”, exigindo que supercomputadores e algoritmos avançados de computador examinem todos esses terabytes de dados com eficiência.
Uma solução muito bem-sucedida para o desafio de lidar com conjuntos de dados tão grandes é recorrer à “ciência cidadã”, ou crowdsourcing, uma abordagem pioneira do SDSS. O olho humano é muito bom em reconhecer diferenças sutis entre formas, como entre duas galáxias espirais diferentes, enquanto os computadores geralmente falham nessas tarefas. Quando os astrônomos do projeto Sloan quiseram catalogar as formas de algumas das milhões de galáxias em suas novas imagens, eles lançaram o projeto “Galaxy Zoo”: voluntários de todo o mundo receberam um breve curso de treinamento on-line e, em seguida, receberam algumas dezenas de imagens de galáxias para classificar a olho nu. O projeto foi extremamente bem-sucedido, resultando em mais de 40 milhões de classificações de galáxias feitas por mais de 100.000 voluntários e na descoberta de novos tipos de galáxias.
Saiba mais sobre como você pode fazer parte do projeto de classificação de galáxias nesse esforço de ciência cidadã. Este programa faz parte de uma série de projetos de “ciência cidadã” que permitem que pessoas de todas as esferas da vida façam parte da pesquisa na qual astrônomos profissionais (e acadêmicos em um número crescente de áreas) precisam de ajuda.
Conceitos principais e resumo
Contagens de galáxias em várias direções estabelecem que o universo em grande escala é homogêneo e isotrópico (o mesmo em todos os lugares e o mesmo em todas as direções, exceto as mudanças evolutivas com o tempo). A semelhança do universo em todos os lugares é chamada de princípio cosmológico. As galáxias estão agrupadas em aglomerados. A Via Láctea é membro do Grupo Local, que contém pelo menos 54 galáxias membros. Aglomerados ricos (como Virgem e Coma) contêm milhares ou dezenas de milhares de galáxias. Os aglomerados de galáxias geralmente se agrupam com outros aglomerados para formar estruturas de grande escala chamadas superaglomerados, que podem se estender por distâncias de várias centenas de milhões de anos-luz. Aglomerados e superaglomerados são encontrados em estruturas filamentares que são enormes, mas ocupam apenas uma pequena fração do espaço. A maior parte do espaço consiste em grandes vazios entre superaglomerados, com quase todas as galáxias confinadas a menos de 10% do volume total.
Glossário
- princípio cosmológico
- a suposição de que, em grande escala, o universo em um determinado momento é o mesmo em todos os lugares — isotrópico e homogêneo
- homogêneo
- ter uma distribuição consistente e uniforme da matéria que é a mesma em todos os lugares
- isotrópico
- o mesmo em todas as direções
- Grupo local
- um pequeno aglomerado de galáxias ao qual nossa galáxia pertence
- supercluster
- uma grande região do espaço (mais de 100 milhões de anos-luz de diâmetro) onde grupos e aglomerados de galáxias estão mais concentrados; um aglomerado de aglomerados de galáxias
- vazio
- uma região entre aglomerados e superaglomerados de galáxias que parece relativamente vazia de galáxias