Tipos de Galáxias e a Sequência de Hubble

O Zoológico Galáctico

Quando Edwin Hubble começou a catalogar galáxias no Observatório Mount Wilson nos anos 1920, ele se deparou com uma diversidade impressionante de formas e tamanhos. Em 1926, Hubble publicou sua classificação no artigo “Extra-Galactic Nebulae” (Astrophysical Journal, vol. 64), estabelecendo o que ficou conhecido como o Diagrama de Diapasão (Tuning Fork Diagram) — ainda hoje a classificação morfológica mais utilizada na astronomia.

O diagrama de Hubble divide as galáxias em três grandes famílias, com subdivisões baseadas em características como o tamanho do bojo, o enrolamento dos braços e a presença ou ausência de uma barra central. É importante notar que Hubble originalmente acreditava que o diagrama representava uma sequência evolutiva (daí termos como “tipo precoce” e “tipo tardio”), mas hoje sabemos que não é o caso — galáxias não evoluem necessariamente da esquerda para a direita do diagrama. Os termos, no entanto, ficaram.

Galáxias Elípticas (E0–E7)

À esquerda do diapasão, encontramos as elípticas. Classificadas de E0 (perfeitamente esféricas) a E7 (altamente achatadas), essas galáxias são dominadas por estrelas velhas e avermelhadas, com muito pouco gás e poeira. A formação estelar nelas é praticamente nula ou cessou há bilhões de anos.

As elípticas variam enormemente em tamanho: desde as elípticas anãs (com apenas alguns milhões de estrelas) até as elípticas gigantes no centro de aglomerados de galáxias, como M87 no aglomerado de Virgo, que contém trilhões de estrelas.

A origem das elípticas gigantes está ligada à fusão de galáxias espirais — quando duas espirais colidem e se fundem, o resultado típico é uma elíptica. É o destino provável da Via Láctea quando colidir com Andrômeda. As elípticas representam cerca de 10–15% das galáxias brilhantes no universo local.

Galáxias Lenticulares (S0 / SB0)

No ponto de encontro entre as elípticas e as espirais no diapasão, Hubble colocou as lenticulares (S0). Elas têm um disco como as espirais, mas praticamente sem braços espirais visíveis e com pouco gás — como se fossem uma “espiral desbotada”. Têm um bojo central proeminente e um disco liso, mas sem regiões HII (de formação estelar ativa).

As lenticulares são particularmente comuns em aglomerados de galáxias, sugerindo que interações com o meio intra-aglomerado podem ter removido seu gás. Representam um estado intermediário interessante e são aproximadamente 20% das galáxias em aglomerados densos.

Galáxias Espirais (Sa, Sb, Sc / SBa, SBb, SBc)

Os dois dentes do diapasão representam as espirais — divididas em espirais normais (S) e espirais barradas (SB). A diferença: nas barradas, os braços partem das extremidades de uma barra reta de estrelas que cruza o núcleo; nas normais, partem diretamente do bojo.

A subclassificação a→b→c→d segue o seguinte gradiente:

• Sa/SBa: bojo grande e brilhante, braços muito enrolados e pouco definidos, pouco gás. Exemplo: M104 (Sombrero).
• Sb/SBb: bojo médio, braços moderadamente enrolados, gás e formação estelar intermediários. Exemplo: M31 (Andrômeda) — embora alguns a classifiquem como SA(s)b.
• Sc/SBc: bojo pequeno, braços abertos e bem definidos, muito gás e formação estelar ativa. Exemplo: M101 (Galáxia do Catavento).
• Sd/SBd: extensão moderna, bojo quase inexistente, braços fragmentados.

Nossa Via Láctea é classificada como SBbc — uma espiral barrada intermediária. Cerca de dois terços de todas as espirais são barradas, e estudos com o Spitzer e o JWST sugerem que barras são estruturas dinâmicas que ajudam a canalizar gás para o centro galáctico, alimentando a formação estelar e o buraco negro central.

Galáxias Irregulares (Irr I e Irr II)

Hubble também reservou uma categoria para galáxias que não se encaixavam em nenhuma das anteriores: as irregulares. São tipicamente galáxias pequenas, ricas em gás e com morfologia caótica.

As Irr I mostram alguma estrutura incipiente (como barras ou esboços de braços); as Grandes e Pequenas Nuvens de Magalhães (satélites da Via Láctea) são exemplos clássicos. Já as Irr II são completamente amorfas, frequentemente resultado de colisões ou interações gravitacionais violentas. M82, um exemplo de Irr II, foi deformada pela interação gravitacional com M81.

Além do Diapasão: O Esquema de de Vaucouleurs

Gérard de Vaucouleurs refinou o sistema de Hubble nos anos 1950, acrescentando detalhes como anéis (r), estrutura intermediária (rs) e espirais puras (s). No sistema dele, a Via Láctea é SAB(rs)bc — indicando uma barra fraca, uma estrutura intermediária entre anel e espiral pura, e braços de tipo intermediário. É um sistema mais preciso, mas o diapasão de Hubble continua sendo a referência visual mais intuitiva e pedagógica.

Formação e Evolução: O Paradigma Hierárquico

Como as galáxias adquirem essas formas? O modelo cosmológico padrão (ΛCDM) descreve uma formação hierárquica: pequenas flutuações de densidade no universo primordial colapsam sob a própria gravidade, formando as primeiras estrelas e mini-galáxias. Essas se fundem repetidamente ao longo de bilhões de anos, construindo estruturas cada vez maiores.

As espirais se formam quando o gás que colapsa conserva momento angular suficiente para criar um disco rotante. As elípticas surgem tipicamente de fusões maiores que “embaralham” as órbitas estelares. Simulações como IllustrisTNG (2018) e EAGLE (2015) reproduziram esse cenário com notável fidelidade, gerando populações de galáxias que batem com o que observamos nos grandes levantamentos como o Sloan Digital Sky Survey (SDSS).

O JWST (James Webb Space Telescope) acrescentou uma reviravolta: galáxias surpreendentemente massivas e bem estruturadas já existiam apenas 300–400 milhões de anos após o Big Bang, desafiando alguns modelos de formação hierárquica e sugerindo que o universo primitivo era mais eficiente em formar estruturas do que imaginávamos.