A via Láctea, da estrela brilhante Sirius no canto superior direito até Eta Carina, a nebulosa vermelha visível no horizonte, visto de Florida Keys. Veja mais fotos da Via Láctea. Tony Hallas / Ficção científica / Imagens Getty Uma olhada no céu noturno em qualquer época do ano revelará uma fraca faixa de luz que se estende pelo céu, tanto pelo meio quanto perto do horizonte. Os antigos gregos viram essa faixa de luz e a chamaram de "galáxias kuklos, "para" círculo de leite ". Os romanos o chamavam de" Via Láctea ". Em 1610, Galileu usou os primeiros telescópios e determinou que a luz da Via Láctea vem de bilhões de estrelas obscuras que nos cercam.
Durante séculos, astrônomos fizeram muitas perguntas básicas sobre a Via Láctea. O que é? Do que isso é feito? Qual é a forma dele? Essas perguntas eram difíceis de responder por vários motivos.
O século 20 trouxe grandes avanços na tecnologia de telescópios. Ótica grande, rádio, infravermelho, e os telescópios de raios-X (tanto telescópios terrestres quanto espaciais em órbita) permitiram aos astrônomos observar através das vastas quantidades de poeira e longe no espaço. Com essas ferramentas, eles poderiam juntar as peças de como a Via Láctea realmente se parece.
O que eles descobriram foi incrível:
Venha nos acompanhar em uma jornada de descoberta enquanto exploramos a Via Láctea. Vamos examinar como os astrônomos descobriram sua forma, tamanho e estrutura. Veremos como as estrelas dentro dela se movem e como a Via Láctea se compara a outras galáxias.
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Como mencionamos, Galileu descobriu que a Via Láctea é feita de estrelas fracas, mas e quanto à sua forma? Como você pode saber a forma de algo se estiver dentro dele? No final dos anos 1700, o astrônomo Sir William Herschel abordou esta questão. Herschel concluiu que, se a Via Láctea fosse uma esfera, deveríamos ver numerosas estrelas em todas as direções. Então, ele e sua irmã Caroline contaram as estrelas em mais de 600 áreas do céu. Eles descobriram que havia mais estrelas nas direções da faixa da Via Láctea do que acima e abaixo. Herschel concluiu que a Via Láctea era uma estrutura em forma de disco. E porque ele encontrou aproximadamente o mesmo número de estrelas em todas as direções ao longo do disco, ele concluiu que o sol estava perto do centro do disco.
Por volta de 1920, um astrônomo holandês chamado Jacobus Kapetyn mediu as distâncias aparentes para estrelas próximas e remotas usando a técnica da paralaxe. Como a paralaxe envolvia medir os movimentos das estrelas, ele comparou os movimentos de estrelas distantes com as próximas. Ele concluiu que a Via Láctea era um disco de aproximadamente 20 kiloparsecs, ou 65, 000 anos-luz, de diâmetro (um quiloparsec =3, 260 anos-luz). Kapetyn também concluiu que o sol estava no centro da Via Láctea ou próximo a ela.
Mas os futuros astrônomos questionariam essas idéias, e a tecnologia avançada os ajudaria a contestar as teorias e chegar a medições mais precisas.
Medindo distâncias até as estrelasSe você segurar o polegar com o braço estendido e, em seguida, abrir e fechar alternadamente cada olho enquanto olha para ele, você verá que seu polegar aparentemente se move ou muda contra o fundo. Esta mudança é chamada de mudança de paralaxe . Conforme você move o polegar para mais perto do nariz e repete o processo, você deve notar que a mudança fica maior. Os astrônomos podem usar essa mesma técnica para medir distâncias até as estrelas. Enquanto a Terra orbita o sol, a posição de uma determinada estrela muda em relação ao plano de fundo de outras estrelas. Ao comparar as fotografias da estrela em intervalos de seis meses, astrônomos podem medir o grau de deslocamento e obter o ângulo de paralaxe (metade do deslocamento de paralaxe =theta ou Θ). Ao conhecer o ângulo de paralaxe e o raio da órbita da Terra (R), astrônomos podem calcular a distância até a estrela (D) usando trigonometria:D =R x cotangente (theta) ou D =RCotΘ. As medições de paralaxe são confiáveis para estrelas com distâncias menores ou iguais a 50 parsecs. Para distâncias maiores do que isso, os astrônomos devem encontrar marcadores de estrelas variáveis e usar as relações luminosidade-distância.
Na época em que Kapetyn publicou seu modelo da Via Láctea, seu colega Harlow Shapely notou que um tipo de aglomerado de estrelas chamado de aglomerado globular tinha uma distribuição única no céu. Embora poucos aglomerados globulares tenham sido encontrados na banda da Via Láctea, havia muitos deles acima e abaixo dela. Shapely decidiu mapear a distribuição dos aglomerados globulares e medir suas distâncias usando marcadores de estrelas variáveis dentro dos aglomerados e do relação luminosidade-distância (veja a barra lateral). Shapely descobriu que os aglomerados globulares foram encontrados em uma distribuição esférica e concentrados perto da constelação de Sagitário. Shapely concluiu que o centro da galáxia ficava perto de Sagitário, não o sol, e que a Via Láctea tinha cerca de 100 kiloparsecs de diâmetro.
Shapely estava envolvido em um grande debate sobre a natureza do nebulosas espirais (manchas tênues de luz visíveis no céu noturno). Ele acreditava que eles eram "universos-ilhas, "ou galáxias fora da Via Láctea. Outro astrônomo, Heber Curtis, acreditava que as nebulosas espirais faziam parte da Via Láctea. As observações de Edwin Hubble sobre as variáveis cefeidas finalmente resolveram o debate - as nebulosas estavam de fato fora da Via Láctea.
Mas as perguntas ainda permaneciam. Qual era a forma da Via Láctea, e o que exatamente existia dentro dele?
Relação Luminosidade-DistânciaAstrônomos profissionais e amadores podem medir o brilho de uma estrela, colocando um fotômetro ou dispositivo de carga acoplada na extremidade de um telescópio. Se eles sabem o brilho da estrela e a distância até a estrela, eles podem calcular a quantidade de energia que a estrela emite, ou sua luminosidade ( luminosidade =brilho x 12,57 x (distância) 2 ) Por outro lado, se você conhece a luminosidade de uma estrela, você pode calcular sua distância da Terra. Certas estrelas - como as variáveis RR Lyrae e Cepheid - podem servir como padrões de luz. Essas estrelas mudam seu brilho regularmente e a luminosidade está diretamente relacionada ao período de seu ciclo de brilho.
Para determinar as luminosidades dos aglomerados globulares, Shapely mediu os períodos de brilho das estrelas RR Lyrae nos aglomerados. Uma vez que ele conheceu as luminosidades, ele poderia calcular suas distâncias da Terra. Veja Como funcionam as galáxias para saber como o astrônomo Edwin Hubble usou uma técnica semelhante com estrelas variáveis Cefeidas para determinar que as nebulosas espirais estavam mais longe do que os limites da Via Láctea.
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Imagem cortesia da NASA Edwin Hubble estudou galáxias e classificou-as em vários tipos de elíptico e galáxias espirais . As galáxias espirais foram caracterizadas por formas de disco com braços espirais. Era lógico que, como a Via Láctea era em forma de disco e as galáxias espirais eram em forma de disco, a Via Láctea era provavelmente uma galáxia espiral.
Na década de 1930, o astrônomo R. J. Trumpler percebeu que as estimativas do tamanho da Via Láctea por Kapetyn e outros estavam erradas porque as medições se baseavam em observações nos comprimentos de onda visíveis. Trumpler concluiu que as vastas quantidades de poeira no plano da Via Láctea absorviam luz nos comprimentos de onda visíveis e faziam com que estrelas e aglomerados distantes parecessem mais escuros do que realmente eram. Portanto, para mapear com precisão estrelas e aglomerados de estrelas dentro do disco da Via Láctea, os astrônomos precisariam de uma maneira de espiar através da poeira.
Na década de 1950, o primeiro rádio telescópios foram inventados. Os astrônomos descobriram que os átomos de hidrogênio emitiam radiação nos comprimentos de onda do rádio e que essas ondas de rádio podiam penetrar na poeira da Via Láctea. Então, tornou-se possível mapear os braços espirais da Via Láctea. A chave eram as estrelas marcadoras como as usadas em medições de distância. Os astrônomos descobriram que estrelas das classes O e B funcionariam. Essas estrelas tinham várias características:
Os astrônomos poderiam usar radiotelescópios para mapear com precisão as posições dessas estrelas O e B e usar as mudanças Doppler do espectro de rádio para determinar suas taxas de movimento. Quando eles fizeram isso com muitas estrelas, eles foram capazes de produzir mapas ópticos e de rádio combinados dos braços espirais da Via Láctea. Cada braço é nomeado de acordo com as constelações que existem dentro dele.
Os astrônomos pensam que o movimento do material em torno do centro galáctico configura ondas de densidade (áreas de alta e baixa densidade), muito parecido com o que você vê quando você mexe a massa do bolo com uma batedeira. Acredita-se que essas ondas de densidade causem a natureza espiral da galáxia.
Então, examinando o céu em vários comprimentos de onda (rádio, infravermelho, visível, ultravioleta, Raio-X) com vários telescópios terrestres e espaciais, podemos obter diferentes visões da Via Láctea.
O efeito DopplerMuito parecido com o som estridente de uma sirene de caminhão de bombeiros fica mais baixo conforme o caminhão se afasta, o movimento das estrelas afeta os comprimentos de onda da luz que recebemos delas. Este fenômeno é denominado efeito Doppler. Podemos medir o efeito Doppler medindo as linhas no espectro de uma estrela e comparando-as com o espectro de uma lâmpada padrão. A quantidade de deslocamento Doppler nos diz quão rápido a estrela está se movendo em relação a nós. Além disso, a direção do deslocamento Doppler pode nos dizer a direção do movimento da estrela. Se o espectro de uma estrela for deslocado para a extremidade azul, a estrela está se movendo em nossa direção; se o espectro for deslocado para a extremidade vermelha, a estrela está se afastando de nós.
HowStuffWorks de 2008 De acordo com o sistema de classificação de Edwin Hubble, a Via Láctea é uma galáxia espiral, embora a evidência de mapeamento mais recente indique que pode ser um galáxia espiral barrada . A Via Láctea tem mais de 200 bilhões de estrelas. É aproximadamente 100, 000 anos-luz de diâmetro, e o sol está localizado a cerca de 28, 000 anos-luz do centro. Se olharmos para a estrutura da Via Láctea como ela seria vista de fora, podemos ver as seguintes partes:
Todos esses componentes orbitam o núcleo e são mantidos juntos pela gravidade. Porque a gravidade depende da massa, você pode pensar que a maior parte da massa de uma galáxia ficaria no disco galáctico ou próximo ao centro do disco. Contudo, estudando as curvas de rotação da Via Láctea e outras galáxias, astrônomos concluíram que a maior parte da massa está nas porções externas da galáxia (como o halo), onde há pouca luz emitida por estrelas ou gases.
A gravidade da Via Láctea atua em duas galáxias satélites menores chamadas de Grandes e pequenas nuvens de Magalhães (em homenagem a Ferdinand Magellan, o explorador português). Eles orbitam abaixo do plano da Via Láctea e são visíveis no hemisfério sul. A Grande Nuvem de Magalhães tem cerca de 70, 000 anos-luz de diâmetro e 160, 000 anos-luz de distância da Via Láctea. Os astrônomos acham que a Via Láctea está realmente sugando gás e poeira dessas galáxias satélites enquanto orbitam.
É complicado, mas você pode usar a versão de Newton da Terceira Lei de Kepler para descobrir quantas estrelas existem na Via Láctea. E.L. Wright (UCLA), O Projeto COBE, DIRBE, NASA Mencionamos anteriormente que os astrônomos estimaram o número de estrelas na Via Láctea a partir de medições da massa da galáxia. Mas como você mede a massa de uma galáxia? Você obviamente não pode colocá-lo em uma escala. Em vez de, você usa seu movimento orbital. Da versão de Newton de Terceira Lei do Movimento Planetário de Kepler, a velocidade orbital de um objeto em órbita circular, e um pouco de álgebra, você pode derivar uma equação para calcular a quantidade de massa (M r ) que está dentro de qualquer órbita circular com um raio (r).
Para a Via Láctea, o sol está a uma distância de 2,6 x 10 20 metros (28, 000 anos-luz) e tem uma velocidade orbital de 2,2 x 10 5 metros / segundo (220 km / s), nós temos que 2 x 10 49 kg encontra-se dentro da órbita do sol. Uma vez que a massa do sol é 2 x 10 30 , então deve haver 10 11 , ou cerca de 100 bilhões, massas solares (estrelas semelhantes ao sol) em sua órbita. Quando adicionamos a porção da Via Láctea que fica fora da órbita do Sol, obtemos aproximadamente 200 bilhões de estrelas.
