• Começa com um estrondo

Pergunte a Ethan: Por que a Via Láctea e Andrômeda colidirão?

O Universo não está apenas se expandindo, mas a expansão está acelerando. Se isso for verdade, como a Via Láctea e Andrômeda eventualmente se fundirão?

Principais conclusões

• Embora estejam atualmente separadas por 2,5 milhões de anos-luz, a Via Láctea e Andrómeda estão a dirigir-se uma para a outra e acabarão por se fundir daqui a 4 a 7 mil milhões de anos.
• Mas, no geral, não só todo o Universo está a expandir-se, com as galáxias a espalharem-se e a afastarem-se umas das outras ao longo do tempo, como a expansão está a acelerar, o que significa que as galáxias estão a acelerar a sua recessão umas das outras.
• Como podemos conciliar esses dois fatos simultaneamente verdadeiros? Se o Universo não está apenas em expansão, mas também em aceleração, então como é que ainda ocorrem fusões de galáxias? Vamos descompactar a resposta.

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De todas as galáxias do Universo que se encontram para além da Via Láctea, nenhuma é maior do que a nossa “irmã mais velha” no Grupo Local: Andrómeda. Andrômeda tem mais estrelas, mais massa e uma extensão física maior que a Via Láctea em todas as três dimensões. Abrange uma extensão angular maior no nosso céu do que seis Luas cheias, todas alinhadas uma ao lado da outra, e apesar da sua localização a cerca de 2,5 milhões de anos-luz de distância de nós, está na verdade a mover-se na nossa direcção, criando uma colisão que deverá acontecer 4 bilhões de anos em nosso futuro cósmico. Outros 3 mil milhões de anos depois, a maior fusão galáctica da história do nosso Grupo Local estará completa, deixando apenas um gigante de uma galáxia no seu núcleo: Milkdromeda.

Mas por que isso está acontecendo? Afinal, não só o Universo está em expansão, mas a expansão do Universo também está a acelerar! Como poderiam estes dois pontos aparentemente paradoxais ser verdadeiros: o Universo em expansão está a acelerar, mas Andrómeda está a dirigir-se para nós e está destinada a uma colisão e fusão connosco? Isso é o que Robert Asselta quer saber, escrevendo para perguntar:

“Se o universo está se expandindo e as galáxias estão se espalhando umas das outras, então por que/como se espera que Andrômeda colida com a Via Láctea daqui a alguns bilhões de anos?”

É uma pergunta muito inteligente de se fazer e cuja resposta não é necessariamente óbvia. Mas se analisarmos os detalhes, surge uma resposta clara. Vamos descobrir!

Esta imagem do Telescópio Espacial Hubble do objeto de Mayall, também conhecido como Arp 148, mostra duas galáxias em processo de colisão. À medida que uma galáxia atravessa o centro da outra, formam-se estrelas em ambas as galáxias, mas aquela que foi “perfurada” tem o seu gás propagado para fora em ondas, desencadeando a formação de novas estrelas no seu caminho para a criação de uma forma geral semelhante a um anel. Enquanto interagem e se fundem, as galáxias podem assumir muitas formas fascinantes e peculiares.

A corrida cósmica

Desde o início do quente Big Bang, o Universo tem feito duas coisas incansavelmente. Por um lado, o Universo tem vindo a expandir-se, sendo a taxa de expansão determinada — em qualquer momento específico — pela densidade energética global do espaço, em média. A densidade de energia inclui energia na forma de:

• matéria normal,
• matéria escura,
• radiação (como fótons),
• neutrinos,
• energia escura,

bem como qualquer outra coisa que possa existir, desde espécies exóticas de energia até defeitos topológicos, curvatura espacial e qualquer coisa presente em dimensões extras. Se você puder calcular a densidade total de energia devida a todas as fontes que contribuem, mais os efeitos da curvatura espacial, mais quaisquer efeitos devidos a uma constante cosmológica, você saberá a taxa de expansão do Universo a qualquer momento.

Mas, por outro lado, o Universo, mesmo quando se expande, também gravita, com todas as formas de energia não apenas curvando a vizinhança local do espaço que ocupam, mas afectando a taxa de expansão global do Universo. O reconhecimento desta relação entre as diferentes formas de energia presentes e o comportamento global do Universo foi alcançado pela primeira vez em 1922, com o trabalho de Alexander Friedmann no contexto da Relatividade Geral de Einstein. Embora este trabalho tenha mais de um século, Friedmann descobriu todas as três principais possibilidades que seriam esperadas.

Assim como as passas dentro de uma bola de massa fermentada parecerão recuar umas das outras à medida que a massa se expande, também as galáxias dentro do Universo se expandirão para longe umas das outras à medida que a própria estrutura do espaço se expandir. O facto de todos os métodos de medição do Universo em expansão não fornecerem a mesma taxa de expansão é problemático e pode apontar para um problema na forma como modelamos actualmente a expansão do Universo.

O destino geral do nosso Universo

Na maior das escalas cósmicas, o Universo se comporta como se fosse uma corrida entre estes dois fenômenos:

1. a taxa de expansão inicial com a qual começou no início do Big Bang quente,
2. e os efeitos gravitacionais de todas as diversas formas de energia que existem nesse Universo.

O Universo é uma corrida entre estes dois efeitos, e o início do Big Bang quente é o “tiro de partida” entre os dois únicos concorrentes nesta corrida cósmica. Tal como Friedmann entendeu, haveria três resultados possíveis.

• A expansão inicial pode ser demasiado grande para a quantidade de “coisas”, como matéria e radiação, que estão presentes no Universo. Neste caso, a expansão venceria e, embora os efeitos da gravitação desacelerassem a expansão, a taxa de expansão permaneceria sempre positiva, e o Universo se diluiria, tornando-se cada vez mais vazio, sem fim.
• Alternativamente, pode haver demasiadas “coisas” gravitantes no Universo para que a taxa de expansão possa acompanhar. A gravitação não apenas desaceleraria a taxa de expansão, mas depois de tempo suficiente, paralisaria a expansão. Mas com toda aquela “coisa” energética ainda contida, a gravitação continuaria e o Universo iria agora contrair-se. Esta inversão de expansão, contracção, acabaria por levar a um Big Crunch.
• Ou, assim como Cachinhos Dourados e as três tigelas de mingau, as três cadeiras e as três camas, é possível que o Universo esteja “juuuuuuuuuuuuito certo” e a taxa de expansão e a gravitação se equilibrem perfeitamente. O Universo se expande, mas a gravitação o retarda: de modo que ele se aproxima, mas nunca chega a zero. Se mais um átomo estivesse presente, ele poderia entrar em colapso novamente, mas em vez disso, permaneceria para sempre em expansão, apenas por uma pequena quantidade.

Os destinos esperados do Universo (três ilustrações principais) correspondem todos a um Universo onde a matéria e a energia lutam contra a taxa de expansão inicial. No nosso Universo observado, uma aceleração cósmica é causada por algum tipo de energia escura, que até agora é inexplicável. Todos esses Universos são governados pelas equações de Friedmann, que relacionam a expansão do Universo aos vários tipos de matéria e energia nele presentes. Observe como num Universo com energia escura (parte inferior), a taxa de expansão faz uma difícil transição da desaceleração para a aceleração há cerca de 6 mil milhões de anos.

Talvez a única falha que se possa encontrar na análise de Friedmann, mesmo olhando para trás, mais de 100 anos depois, é que ele não conseguiu prever que uma das categorias de “coisas” que existiriam no Universo seria uma forma de energia escura. No final das contas, o Universo realmente parecia estar no caminho Cachinhos Dourados durante os primeiros aproximadamente 7 bilhões de anos da história cósmica: com a taxa de expansão caindo e caindo à medida que a gravitação a desacelerava. Parecia que se você tivesse vivido naquela época e fosse bem versado nas complexidades da cosmologia física moderna, exatamente como aquele caso “perfeito” que descrevemos acima.

Mas quando a matéria (normal e escura) e a radiação (e os neutrinos) se diluíram além de um certo ponto, um novo efeito começou a aparecer: o que hoje chamamos de energia escura. Esta forma de energia se comporta como se fosse inerente à própria estrutura do espaço, de modo que, à medida que o Universo continua a se expandir, ele não se dilui da mesma forma que a matéria ou a radiação se diluem; mesmo à medida que o volume do Universo se expande, a sua densidade de energia permanece constante.

Isto muda o destino do Universo da terceira opção que Friedmann antecipou - o caso Cachinhos Dourados - para uma versão extrema da primeira opção (o caso “se expande para sempre”): onde não apenas o Universo se torna cada vez mais vazio à medida que o tempo passa , mas que as galáxias distantes, à medida que se afastam umas das outras, parecem recuar a velocidades cada vez mais rápidas.

Como a matéria (acima), a radiação (meio) e a energia escura (abaixo) evoluem com o tempo em um Universo em expansão. À medida que o Universo se expande, a densidade da matéria dilui-se, mas a radiação também se torna mais fria à medida que os seus comprimentos de onda são esticados para estados mais longos e menos energéticos. A densidade da energia escura, por outro lado, permanecerá verdadeiramente constante se ela se comportar como se pensa atualmente: como uma forma de energia intrínseca ao próprio espaço. Esses três componentes, juntos, ditam como o Universo se expande em todos os momentos, desde o Big Bang até os dias atuais.

O destino global do Universo

Se começarmos aqui na Via Láctea e olharmos para uma galáxia distante e afastada de nós, descobriremos que a sua luz está desviada para o vermelho: que o seu comprimento de onda foi esticado pelo Universo em expansão. À medida que o tempo avança, você pode continuar monitorando a luz daquela galáxia e ver como ela está mudando. A quantidade pela qual sua luz foi esticada:

• aumentar,
• diminuir,
• ou permanecer o mesmo,

à medida que continua a diminuir, mas também à medida que a taxa de expansão continua a evoluir?

Se você estivesse observando aquela galáxia durante os primeiros 7,8 bilhões de anos de nossa história cósmica, você teria visto essa “quantidade de alongamento” diminuir, correspondendo à desaceleração daquela galáxia em sua recessão da nossa perspectiva. Se observássemos aquela galáxia quando o Universo tinha precisamente 7,8 mil milhões de anos, teríamos visto que a “quantidade de alongamento” permanece a mesma, correspondendo a essa galáxia “desacelerando” na sua recessão, ou continuando a recuar à mesma velocidade. E se observássemos aquela galáxia ao longo dos mais recentes 6 mil milhões de anos de história cósmica, veríamos a “quantidade de alongamento” da sua luz aumentar com o tempo, o que implica que estava a recuar cada vez mais rápido.

É isso que queremos dizer quando afirmamos que “a expansão do Universo está a acelerar”, que durante os últimos 6 mil milhões de anos, qualquer objeto distante que observámos parece recuar cada vez mais rápido à medida que o tempo passa. Este ainda é o caso hoje.

Este mapa ilustrado do nosso superaglomerado local, o superaglomerado de Virgem, abrange mais de 100 milhões de anos-luz e contém nosso Grupo Local, que inclui a Via Láctea, Andrômeda, Triângulo e cerca de 60 galáxias menores. As regiões superdensas nos atraem gravitacionalmente, enquanto as regiões de densidade abaixo da média nos repelem efetivamente em relação à atração cósmica média. No entanto, os grupos e aglomerados individuais não estão unidos gravitacionalmente e estão a afastar-se uns dos outros à medida que a energia escura domina a expansão cósmica.

Mas e quanto às escalas cósmicas menores?

A história que acabamos de contar sobre a expansão cósmica é estritamente verdadeira, mas tecnicamente só se aplica ao Universo como um todo. A razão disso é que existe uma suposição incluída nas Equações de Campo de Einstein - as equações que governam a Relatividade Geral - que nos permite fazer a suposição simplificadora que o próprio Friedmann fez em 1922: que todas as formas de matéria e energia são igualmente e uniformemente distribuído por todo o Universo. Isto é válido nas maiores escalas cósmicas e, para uma região típica do Universo, é válido na média .

Mas o Universo não é realmente uniforme em todos os lugares.

Em vez disso, o Universo está repleto de estrutura: galáxias, grupos de galáxias, ricos aglomerados de galáxias e vastos vazios cósmicos que os separam. Quando a mapeamos com detalhes suficientes, encontramos uma rede de estrutura semelhante a uma teia no nosso Universo, onde as galáxias se formam ao longo dos fios dessa rede e - mais ricamente - no nexo, ou intersecção, desses vários fios. A matéria é atraída preferencialmente para estas regiões demasiado densas, o que faz com que fuja das regiões “intermédias”, criando vastos vazios cósmicos, com a diferença entre regiões ricas em estrutura e regiões pobres em estrutura a tornar-se mais severa à medida que o tempo passa.

A teia cósmica que vemos, a estrutura de maior escala em todo o Universo, é dominada pela matéria escura. Em escalas menores, entretanto, os bárions podem interagir entre si e com os fótons, levando à estrutura estelar, mas também à emissão de energia que pode ser absorvida por outros objetos. Nem a matéria escura nem a energia escura podem realizar essa tarefa; nosso Universo deve possuir uma mistura de matéria escura, energia escura e matéria normal. Aqui, múltiplas galáxias são vistas todas unidas, dentro de um halo circundante de matéria escura no meio do oceano cósmico.

A razão para isso remonta ao próprio Big Bang. Acontece que com certeza, na média , o Universo está preenchido com a mesma quantidade de todas as formas de energia, incluindo matéria normal e matéria escura, em todos os lugares. Mas a verdade é que o Universo nasceu semeado de pequenas imperfeições: regiões excessivamente densas e subdensas, ao nível de apenas algumas partes por 100.000 em todo o lado.

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• Onde você tem uma região superdensa, mais sucesso você terá em atrair mais e mais matéria para você, e maior será a probabilidade de você crescer e se tornar algum tipo de estrutura massiva: um aglomerado de estrelas, uma galáxia, um grupo de galáxias ou até mesmo um aglomerado de estrelas. rico aglomerado de galáxias, dependendo da magnitude e extensão/tamanho físico de sua sobredensidade.
• Onde você tem uma região subdensa, maior a probabilidade de você desistir de sua matéria para uma região densa próxima e de se expandir e diluir em um vazio cósmico difuso.

Na realidade, o Universo está repleto de ambos os tipos de regiões em todas as escalas cósmicas, e essas regiões crescem e encolhem de acordo com as leis da gravidade, a expansão do Universo e tudo o que acontece ao seu redor.

Este trecho de uma simulação de formação de estrutura de média resolução, com a expansão do Universo ampliada, representa milhares de milhões de anos de crescimento gravitacional num Universo rico em matéria escura. Observe que os filamentos e aglomerados ricos, que se formam na intersecção dos filamentos, surgem principalmente devido à matéria escura; a matéria normal desempenha apenas um papel menor. Quanto maior for a sua simulação, no entanto, mais a estrutura em menor escala será intrinsecamente subestimada e “suavizada”.

Quem ganha?

A única razão pela qual temos alguma estrutura no Universo - coisas como aglomerados de estrelas, galáxias, grupos de galáxias e aglomerados de galáxias - é porque existem regiões, localmente, onde matéria suficiente se acumulou para que a gravitação vença: para “ganhar” então completamente que pode de fato superar a expansão do Universo.

A forma como isso ocorre foi estudada detalhadamente pelo ramo da ciência conhecido como cosmologia física, que trata, em parte, da formação de estruturas em grande escala no Universo. Nos estágios iniciais do Universo, as regiões superdensas crescem lentamente em relação à média cósmica.

• Quando 1 milhão de anos se passou desde o Big Bang, as regiões mais densas são apenas cerca de 0,1% mais densas do que a densidade média.
• Quando se passarem 10 milhões de anos desde o Big Bang, as regiões mais densas podem ter crescido apenas cerca de 10% mais densas do que a densidade média.
• Mas depois de algumas dezenas de milhões de anos, as regiões mais densas atingiram agora um ponto crítico: onde são cerca de 68% mais densas do que a densidade média.

Uma vez alcançado esse ponto, algo muito importante acontece: a gravitação agora é importante o suficiente para que a expansão do Universo comece perdendo à gravidade nesta região do Universo. O colapso gravitacional torna-se quase inevitável e você formará uma estrutura vinculada.

Embora a teia de matéria escura (roxo, à esquerda) possa parecer determinar a formação da estrutura cósmica por si só, o feedback da matéria normal (vermelho, à direita) pode impactar severamente a formação da estrutura em escalas galácticas e menores. Tanto a matéria escura como a matéria normal, nas proporções corretas, são necessárias para explicar o Universo tal como o observamos. As regiões do espaço devem crescer até se tornarem excessivamente densas em uma quantidade grande o suficiente antes que a energia escura passe a dominar a expansão do Universo, se algum dia quiserem formar uma estrutura ligada. Assim que a energia escura assumir o controle, já será tarde demais.

Isto ocorre primeiro em pequenas escalas cósmicas, levando a aglomerados de estrelas: provavelmente quando o Universo tem apenas entre 100-200 milhões de anos de idade. Depois ocorre em escalas maiores: com aglomerados de estrelas se fundindo e escalas cósmicas maiores colapsando para formar galáxias: provavelmente quando o Universo tiver algumas centenas de milhões de anos. Então, escalas ainda maiores entram em colapso, levando aos primeiros grupos galácticos e aos primeiros proto-aglomerados de galáxias: dentro dos primeiros cerca de mil milhões de anos da nossa história cósmica. E, finalmente, você só obtém aglomerados de galáxias maduros depois de alguns bilhões de anos, devido às enormes escalas cósmicas (e ao limite estabelecido pela velocidade da luz) em jogo.

A razão pela qual Andrômeda e a Via Láctea algum dia se fundirão - e sim, elas realmente estão em rota de colisão - é porque nos estágios iniciais do Universo, há mais de 10 bilhões de anos, todos nós fomos atraídos gravitacionalmente para nos tornarmos parte da mesma estrutura gravitacionalmente ligada: nosso Grupo Local. Eventualmente, com tempo suficiente, todas as galáxias dentro do nosso Grupo Local irão colidir e fundir-se, embora este processo deva levar várias dezenas de milhares de milhões de anos, várias vezes a idade atual do Universo, para ser concluído. A Via Láctea e Andrómeda deverão aproximar-se durante os próximos 4 mil milhões de anos, começar a fundir-se nessa altura e completar a sua fusão após cerca de mais 3 mil milhões de anos: um total de 7 mil milhões de anos a partir de agora.

Uma série de fotos mostrando uma visualização da fusão Via Láctea-Andrômeda e como o céu parecerá diferente da Terra conforme isso acontece. Esta fusão começará a ocorrer cerca de 4 mil milhões de anos no futuro, com uma enorme explosão de formação estelar que levará a uma galáxia esgotada, pobre em gás e mais evoluída, daqui a cerca de 7 mil milhões de anos. Apesar das enormes escalas e números de estrelas envolvidas, apenas aproximadamente 1 em 100 mil milhões de estrelas irá colidir ou fundir-se durante este evento. A forma final da galáxia, apesar da ilustração aqui, é mais provável que seja uma galáxia rica em gás e possuidora de disco do que a elíptica mostrada.

A única razão pela qual a fusão ocorrerá, contudo, é porque a Via Láctea e Andrómeda já fazem parte da mesma estrutura gravitacionalmente ligada, o Grupo Local, que se tornou suficientemente denso suficientemente cedo para superar a expansão do Universo. Embora o Universo tenha começado a acelerar há 6 mil milhões de anos, ainda existiam regiões suficientemente densas e em crescimento que se atraíam gravitacionalmente umas às outras e à matéria à sua volta que as estruturas tinham até cerca de 4,5 mil milhões de anos atrás - mais ou menos na mesma altura em que o Sol, a Terra e a Terra. O Sistema Solar estava se formando - para se tornar ligado gravitacionalmente.

Hoje, a situação já foi decidida: se você faz parte de uma estrutura gravitacionalmente ligada, acabará preso a ela; se você ainda não chegou lá, nunca chegará. Embora a Via Láctea, Andrômeda e todas as galáxias restantes do Grupo Local eventualmente se fundam, nosso Grupo Local em si nunca se fundirá com nenhuma das galáxias, grupos de galáxias ou aglomerados de galáxias encontrados fora dele. Nosso Universo tornou-se como um mar de ilhas, onde cada ilha permanece como uma massa sólida, mas onde ilhas separadas recuam eternamente umas das outras no vasto oceano cósmico em aceleração e expansão.

A única razão pela qual a Via Láctea e Andrômeda se fundirão é porque elas ficaram gravitacionalmente ligadas uma à outra antes que a energia escura assumisse o controle. As galáxias continuarão a fundir-se durante dezenas de milhares de milhões de anos, mas apenas nos grupos e aglomerados que se tornaram ligados gravitacionalmente há milhares de milhões de anos.

Envie suas perguntas do Ask Ethan para começa comabang no gmail ponto com !

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