Aglomerado de galáxias
Em astronomia, um aglomerado de galáxias é uma estrutura que consiste de um número entre centenas e milhares de galáxias mantidas agrupadas pela gravidade. Até os anos 1980, quando os superaglomerados foram descobertos, esta era considerada a maior estrutura conhecida no universo que está gravitacionalmente reunida.
Os aglomerados de galáxia possuem tipicamente as seguintes propriedades:
Os aglomerados de galáxias são basicamente classificados como aglomerados ricos e aglomerados pobres. Um aglomerado pobre contém um total de aproximadamente 100 galáxias, enquanto um aglomerado rico possui aproximadamente 1000 galáxias. A Via Láctea pertence ao grupo de aglomerados pobres, chamado Grupo Local, que possui um total de 54 galáxias. Os aglomerados ricos possuem outras classificações, pois em um cenário de formação de estruturas hierárquicas, os aglomerados são estruturas relativamente recentes, sendo então objetos de importante estudo. Vários sistemas de classificação foram propostos para esses tipos de aglomerados, baseados em critérios como a riqueza do aglomerado, a distribuição das galáxias mais brilhantes, a presença de galáxias cD (galáxias elípticas gigantes) ou a presença de subaglomerados. Rood & Sastry (1971) e Struble & Rood (1982) propuseram uma classificação baseada na distribuição espacial das 10 galáxias mais brilhantes.
Há três componentes principais em um aglomerado de galáxias, conforme mostrado abaixo: Os aglomerados ricos do catálogo de Abell possuem uma massa total de aproximadamente 10 15 {\displaystyle 10^{15}} Mꙩ, e sua composição em termos de massa possui três componentes principais: A tabela abaixo (Bahcall, 1999) indica a porcentagem de galáxias nos tipos de aglomerados ricos em relação ao tipo morfológico:
Gás intra-aglomerado
O gás intra-aglomerado, em sua maioria, encontra-se em uma fase rarefeita devido à baixa densidade e altamente ionizado devido à alta temperatura. Esse gás pode ser observado de três formas: Os aglomerados ricos são potentes fontes de emissão em raios-X. A partir da detecção das linhas de ferro em torno de 6,8 keV e da diminuição da radiação cósmica de fundo, foi demonstrado que o principal mecanismo de emissão é bremsstrahlung térmico. Para o plasma ionizado, rarefeito e quente, a emissividade bremsstrahlung (Rybicki & Lightman, 1985) é dada por: ε ν = 6 , 842 × 10 − 38 Z 2 n e n i T − 1 / 2 e − h ν / k T g ( E , T ) e r g s − 1 c m − 3 H z − 1 {\displaystyle \varepsilon _{\nu }=6,842\times 10^{-38}Z^{2}n_{e}n_{i}T^{-1/2}e^{-h\nu /kT}g(E,T)ergs^{-1}cm^{-3}Hz^{-1}} , sendo que para energias muito altas, a emissividade decresce exponencialmente.
Em muitos casos, a distribuição radial de galáxias apresenta irregularidades que foram interpretadas como evidências de subestruturas (Baier, 1977). Analisando a distribuição projetada das galáxias, foi estimado que pelo menos a metade dos aglomerados ricos apresentam essas subestruturas (não apresentam simetria azimutal com os máximos locais de densidade projetada).
"Massa faltante"
Para o cálculo da massa total em um aglomerado, é utilizada a relação massa/luminosidade estelar ( M / L B ) {\displaystyle {\bigl (}M/L_{B})} . Dessa forma, é somada toda a luminosidade de todas as galáxias que realmente pertencem ao aglomerado. Considerando um aglomerado rico, com aproximadamente 100 galáxias e que em média cada galáxia possui uma luminosidade da ordem de 10 10 {\displaystyle 10^{10}} Lꙩ, assumindo uma relação ( M / L B ) {\displaystyle (M/L_{B})} de 10, a massa proveniente das estrelas seria da ordem de 10 13 {\displaystyle 10^{13}} Mꙩ. Porém, ao comparar com o valor da massa total estimada obtida por efeitos dinâmicos que é da ordem de 10 15 {\displaystyle 10^{15}} Mꙩ, foi concluído que a massa total que é observada a partir das estrelas é muito menor que a massa total obtida pela dinâmica do aglomerado. Esse fato implica que deva existir uma quantidade de matéria que não é visível denominada matéria escura. Esse fato foi evidenciado primeiramente nos aglomerados de Coma e Virgo, e ficou conhecido com o problema da “massa faltante”. Portanto, a soma das massas das galáxias que é visível não corresponde à massa total do aglomerado.
Teorema do Virial
Pelo Teorema do Virial, para um sistema gravitacionalmente ligado, considerando um tempo infinito, a soma de duas vezes a energia cinética com a energia potencial desse sistema deve ser nula. Como as galáxias em um aglomerado se movem independentemente umas das outras, é válido esse teorema para os aglomerados. Para um sistema em que se possa aproximar o aglomerado de galáxias com uma simetria esférica, pelo Teorema do Virial: 2 K + U = ( 1 M ) ∑ i m i v i 2 − ( G M r g ) = 0 {\displaystyle 2K+U=\left({\frac {1}{M}}\right)\sum _{i}m_{i}v_{i}^{2}-\left({\frac {GM}{r_{g}}}\right)=0} Dessa relação, obtém-se uma forma de estimar a massa do aglomerado:
Lentes gravitacionais
Através das lentes gravitacionais, é possível estimar a massa total do aglomerado (gás + galáxias + matéria escura). Este método não depende do estado dinâmico do aglomerado, mas é sensível a toda massa na linha de visada. O método das lentes gravitacionais consiste em um corpo maciço que desvia a trajetória da radiação eletromagnética de um objeto que se encontra mais distante desse corpo maciço (lente gravitacional), e consequentemente, mais distante do observador. Somente com a Teoria da Relatividade Geral foi possível prever corretamente o desvio na trajetória da radiação eletromagnética na presença de um corpo maciço. Esse corpo maciço, nesse caso, é o aglomerado na qual se está interessado em estudar, ou seja, o aglomerado é a própria lente gravitacional.
Os aglomerados causam efeitos nas galáxias, e as galáxias também causam efeitos nos aglomerados. Esses efeitos são: galáxias cD (elípticas gigantes), luminosidade difusa intra-aglomerado, segregação morfológica, efeito Butcher-Oemler, perda de gás por pressão de arraste, decréscimo da taxa de formação estelar, curva de rotação de espirais em aglomerados e metalicidade do gás intra-aglomerado. Esses efeitos, de forma resumida, são mostrados na tabela abaixo:
