Você pode ver melhor a Via Láctea em locais com pouca ou nenhuma poluição luminosa. Esta foto foi tirada no Royal National Park em Sydney, Austrália. Fotografia de Luke Peterson / Getty Images Quando você olha para o céu noturno, há uma faixa de luz suave e abrangente que é impossível de perder. Esta faixa hipnotizante, evidente perto do horizonte e formando um arco em toda a extensão, tem sido objeto de fascínio humano há séculos. Os antigos gregos a chamavam de "galáxias kuklos" ou "círculo de leite", e os romanos a chamavam de "Via Láctea ."
Foi no ano de 1610 que Galileu Galilei, com o auxílio de um dos primeiros telescópios, começou a decifrar esse brilho celestial. As suas observações inovadoras revelaram um facto surpreendente:o brilho da Via Láctea é o resultado de milhares de milhões de estrelas ténues que envolvem a nossa vizinhança cósmica.
Com essa revelação fundamental em mente, junte-se a nós em uma jornada de descoberta enquanto exploramos nossa própria galáxia. Exploraremos o seu tamanho, forma e estrutura, discutiremos o movimento das suas estrelas e veremos como ela se compara a outras galáxias. Conteúdo
Explorando a Via Láctea de dentro da Galáxia
Primeiras teorias da Via Láctea
Aglomerados globulares e nebulosas espirais
Qual é a forma da Via Láctea?
Entre no Radiotelescópio
O efeito Doppler
Estrutura da Via Láctea
Quantas estrelas existem na Via Láctea?
Explorando a Via Láctea de dentro da galáxia
A Via Láctea, nosso lar celestial, fascina os astrônomos há séculos. É uma vasta galáxia, um grande sistema que inclui estrelas, gás (predominantemente hidrogénio), poeira e matéria escura, todos unidos pela gravidade.
À medida que navegamos pelo cosmos, surge um enigma intrigante:como é realmente a Via Láctea? Do que é composto e qual é a sua forma? Estas questões fundamentais intrigam os astrónomos há gerações e encontrar respostas não foi uma tarefa fácil.
Um desafio significativo surge da nossa perspectiva única:residimos dentro da Via Láctea, o que torna difícil discernir a sua forma e conteúdo. Os primeiros astrônomos enfrentaram muitas limitações devido à tecnologia de sua época, incluindo telescópios relativamente pequenos com alcance e capacidades de ampliação limitados, que só podiam detectar luz visível.
Além disso, a sua visão da Via Láctea foi obstruída porque está envolta em poeira cósmica, semelhante a espiar através de uma implacável tempestade de poeira. Certa vez, eles pensaram que continha todas as estrelas do céu.
Felizmente, o século XX marcou o início de avanços notáveis na tecnologia dos telescópios, permitindo aos astrónomos atravessar esta névoa celestial e perscrutar as profundezas do espaço. Estes poderosos instrumentos revelaram uma verdade surpreendente:a Via Láctea não é uma mera coleção de estrelas, mas uma galáxia com uma graciosa forma espiral. E ao contrário da crença popular, o nosso sistema solar não está no centro dele.
Este novo conhecimento destaca a vastidão do universo, já que a Via Láctea é apenas uma entre inúmeras galáxias que povoam o cosmos. Agora vamos dar uma olhada em algumas das primeiras teorias sobre nossa humilde galáxia.
Teorias iniciais da Via Láctea
Como mencionamos, Galileu descobriu que a Via Láctea é composta por estrelas fracas, que parecem menos brilhantes que outras estrelas, seja porque emitem menos luz ou porque estão longe de nós.
Portanto, conhecemos a composição da galáxia, mas e a sua forma? Como você pode saber a forma de algo se estiver dentro dela? No final dos anos 1700, o astrônomo Sir William Herschel abordou esta questão.
Herschel raciocinou que se a Via Láctea fosse uma esfera, deveríamos ver numerosas estrelas em todas as direções. Então, ele e sua irmã Caroline contaram todas 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 como encontrou aproximadamente o mesmo número de estrelas em todas as direções ao longo do disco, concluiu que o Sol estava próximo do centro do disco.
Por volta de 1920, um astrônomo holandês chamado Jacobus Kapteyn mediu as distâncias aparentes de estrelas próximas e remotas usando a técnica de paralaxe. Como a paralaxe envolvia a medição dos movimentos das estrelas, ele comparou os movimentos das estrelas distantes com os das estrelas próximas.
Ele concluiu que a Via Láctea era um disco com aproximadamente 20 quiloparsecs, ou 65.200 anos-luz, de diâmetro (um quiloparsec =cerca de 3.260 anos-luz). Kapetyn também concluiu que o Sol estava no centro da Via Láctea ou próximo a ele.
Mas os futuros astrónomos questionariam estas ideias e a tecnologia avançada ajudaria-os a contestar as teorias e a obter medições mais precisas.
Medindo distâncias até as estrelas
Se você estender o polegar com o braço esticado e abrir e fechar alternadamente cada olho, notará que o polegar parece se deslocar contra o fundo. Este fenômeno é chamado de "mudança de paralaxe". Os astrônomos observam um efeito semelhante com as estrelas devido à órbita da Terra.
Ao comparar as posições das estrelas com seis meses de intervalo, eles medem esse ângulo de paralaxe (Θ). Usando Θ e o raio da órbita da Terra (R), eles calculam a distância de uma estrela (D) como:D =RCotΘ . Isso é eficaz para estrelas dentro de 50 parsecs. Para estrelas mais distantes, outros métodos envolvendo luminosidade são usados.
Aglomerados globulares e nebulosas espirais
Na época em que Kapteyn publicou seu modelo da Via Láctea, seu colega Harlow Shapely notou que um tipo de aglomerado estelar chamado aglomerado globular tinha uma distribuição única no céu.
Embora poucos aglomerados globulares tenham sido encontrados dentro da faixa da Via Láctea, havia muitos deles acima e abaixo dela. Shapely decidiu mapear a distribuição dos aglomerados globulares e medir suas distâncias usando marcadores estelares variáveis dentro dos aglomerados e a relação luminosidade-distância.
De acordo com suas observações, aglomerados globulares foram encontrados em distribuição esférica e concentrados perto da constelação de Sagitário. Shapely concluiu que o centro da galáxia estava perto de Sagitário, e não do Sol, e que a Via Láctea tinha cerca de 100 quiloparsecs de diâmetro.
Shapely esteve envolvido em um grande debate sobre a natureza das nebulosas espirais (fracas manchas de luz visíveis no céu noturno). Ele acreditava que 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 questões ainda permaneciam. Qual era a forma da Via Láctea e o que exatamente existia dentro dela?
Qual é a forma da Via Láctea?
Galáxia da Via Láctea. Imagem cortesia da NASA Hubble estudou galáxias e classificou-as em vários tipos de galáxias elípticas e espirais. As galáxias espirais eram caracterizadas por formatos de disco com braços espirais. Era lógico que, como a Via Láctea tinha formato de disco e as galáxias espirais tinham formato 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 feitas por Kapteyn e outros estavam erradas porque as medições dependiam de observações nos comprimentos de onda visíveis.
Trumpler concluiu que as grandes 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 observar através da poeira.
Entre no Radiotelescópio
Na década de 1950, os primeiros radiotelescópios foram inventados. Os astrónomos descobriram que os átomos de hidrogénio emitiam radiação nos comprimentos de onda do rádio e que estas ondas de rádio podiam penetrar na poeira da Via Láctea.
Assim, tornou-se possível mapear cada braço espiral da Via Láctea. A chave eram estrelas marcadoras como aquelas usadas em medições de distância. Os astrônomos descobriram que estrelas das classes O e B funcionariam. Essas estrelas tinham várias características:
Brilho :eles são altamente visíveis e frequentemente encontrados em pequenos grupos ou associações.
Calor :Eles emitem vários comprimentos de onda (visível, infravermelho, rádio).
Vida curta :Elas vivem cerca de 100 milhões de anos, portanto, considerando a velocidade com que as estrelas orbitam o centro da galáxia, elas não se movem para muito longe de onde nasceram.
Os astrónomos poderiam usar radiotelescópios para mapear com precisão as posições destas estrelas O e B, e usar os desvios Doppler do espectro de rádio para determinar as suas taxas de movimento. Quando fizeram isso com muitas estrelas, foram capazes de produzir mapas combinados de rádio e ópticos dos braços espirais da Via Láctea. Cada braço tem o nome das constelações que existem dentro dele.
Os astrónomos pensam que o movimento do material em torno do centro galáctico cria ondas de densidade (áreas de alta e baixa densidade), muito parecidas com as que vemos quando mexemos a massa de um bolo com uma batedeira. Acredita-se que essas ondas de densidade causem a natureza espiral da galáxia.
Assim, ao examinar o céu em múltiplos comprimentos de onda (rádio, infravermelho, visível, ultravioleta, raios X) com vários telescópios terrestres e espaciais, podemos obter diferentes visões da Via Láctea.
O efeito Doppler
Assim como o som agudo da sirene de um caminhão de bombeiros fica mais baixo à medida que o caminhão se afasta, o movimento das estrelas afeta os comprimentos de onda da luz que recebemos delas. Este fenômeno é chamado de efeito Doppler.
Podemos medir o efeito Doppler medindo linhas no espectro de uma estrela e comparando-as com o espectro de uma lâmpada padrão. A quantidade do deslocamento Doppler nos diz o 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, ela está se movendo em nossa direção; se o espectro for deslocado para a extremidade vermelha, a estrela está se afastando de nós.
Estrutura da Via Láctea
A Estrutura da Via Láctea. Como funciona 2008 De acordo com o sistema de classificação do Hubble, a Via Láctea é uma galáxia espiral, embora evidências de mapeamento mais recentes indiquem que pode ser uma galáxia espiral barrada.
A Via Láctea tem mais de centenas de bilhões de estrelas individuais. Tem 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 apareceria de fora, poderemos ver certas partes.
Disco Galáctico
O disco da Via Láctea consiste em estrelas velhas e jovens, com gás e poeira abundantes. As estrelas no disco orbitam o centro galáctico em trajetórias quase circulares, com ligeiro movimento vertical devido a interações gravitacionais, assemelhando-se a cavalos carrossel.
O disco tem três regiões:o núcleo no centro, a protuberância ao redor do núcleo estendendo-se ligeiramente acima e abaixo do plano do disco e os braços espirais irradiando para fora. Nosso sistema solar está localizado em um desses braços, especificamente o Braço de Órion. Outros braços incluem o braço de Perseu, o braço de Sagitário e o braço Scutum-Centaurus.
Aglomerados Globulares
Várias centenas de aglomerados globulares estão espalhados acima e abaixo do plano do disco galáctico, orbitando o centro galáctico em trajetórias elípticas com direções espalhadas aleatoriamente.
As estrelas dentro destes aglomerados são significativamente mais antigas em comparação com as do disco galáctico, e os aglomerados contêm pouco ou nenhum gás e poeira.
Auréola
O halo, uma área grande e escura que rodeia a galáxia, é composto por gás quente, matéria escura e estrelas velhas. Apesar da massa aparente no disco e no centro da galáxia, os estudos da curva de rotação revelam que a maior parte da massa reside no halo, sugerindo a presença de matéria escura.
A gravidade da Via Láctea afeta duas galáxias satélites, a Grande e a Pequena Nuvens de Magalhães, visíveis do Hemisfério Sul e orbitando em posições variadas ao redor de toda a nossa galáxia.
A Grande Nuvem de Magalhães, com cerca de 14.000 anos-luz de diâmetro e 163.000 anos-luz de distância, pode perder gás e poeira para a Via Láctea devido a interações gravitacionais.
Relação luminosidade-distância
Os astrônomos usam dispositivos como fotômetros em telescópios para medir o brilho de uma estrela. Conhecer o brilho e a distância de uma estrela permite calcular sua luminosidade usando a fórmula:luminosidade =brilho x 12,57 x (distância)².
A luminosidade também pode indicar a distância de uma estrela à Terra. Estrelas como RR Lyrae e variáveis Cefeidas, que mudam o brilho de forma previsível, servem como referência.
Para determinar as luminosidades dos aglomerados globulares, Shapely mediu os períodos de brilho das estrelas RR Lyrae nos aglomerados. Depois de conhecer as luminosidades, ele poderia calcular suas distâncias da Terra.
Quantas estrelas existem na Via Láctea?
É complicado, mas você pode usar a versão de Newton da Terceira Lei de Kepler para descobrir quantas estrelas estão na Via Láctea. E.L. Wright (UCLA), 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? Obviamente você não pode colocar isso em uma escala. Em vez disso, você usa seu movimento orbital.
A partir da versão de Newton da Terceira Lei do Movimento Planetário de Kepler, da velocidade orbital de um objeto em órbita circular e um pouco de álgebra, você pode derivar uma equação para calcular a quantidade de massa (Mr) que se encontra dentro de qualquer órbita circular com raio (r ):
Velocidade orbital de um objeto circular (v) v=2Πa/p
Por ser uma órbita circular, a torna-se raio (r ) e M torna-se a massa dentro desse raio (Mr). Sr. rv2/G
Para a Via Láctea, o Sol está a uma distância de 2,6 x 10²⁰ metros (28.000 anos-luz) e tem uma velocidade orbital de 2,2 x 10⁵ metros/segundo (220 km/s), obtemos que 2 x 10⁴⁹ kg estão dentro a órbita do sol.
Como a massa do Sol é 2 x 10³⁰, então deve haver 10¹¹, ou cerca de 100 bilhões, de massas solares (estrelas semelhantes ao Sol) em sua órbita. Quando somamos a porção da Via Láctea que fica fora da órbita do Sol, obtemos aproximadamente 200 bilhões de estrelas.
Este artigo foi atualizado em conjunto com a tecnologia de IA, depois verificado e editado por um editor do HowStuffWorks.
Perguntas Frequentes
Onde está a Terra na Via Láctea?
A Terra está na galáxia da Via Láctea. Está a cerca de dois terços do centro da galáxia.
Muito mais informações
Artigos do HowStuffWorks
Como funciona a matéria escura
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Como funciona o Telescópio Espacial Hubble
Como funciona o SETI
Fontes
Um mapa da Via Láctea. http://www.atlasoftheuniverse.com/milkyway.html
Um Guia do Professor para o Universo. http://www.astro.princeton.edu/~clark/teachersguide.html
Museu Americano de História Natural. "Nosso lugar no espaço, a galáxia da Via Láctea." http://www.amnh.org/ology/astronomy/milkyway/index.htm
Arny, TT "Explorações e introdução à astronomia." Mosby, 1994.
Bennett, J. et al. "A Perspectiva Cósmica (terceira edição)." Pearson, 2004.
Chaisson, E., McMillan, S. "Astronomia Hoje." Prentice Hall, 2002.
Educação para a descoberta. Compreendendo o Universo:Galaxy Tour. http://school.discoveryeducation.com/schooladventures/universe/galaxytour/index.html
Henry, J. Patrick et al. "A evolução dos aglomerados de galáxias." Scientific American, dezembro de 1998. http://atropos.as.arizona.edu/aiz/teaching/a204/darkmat/SciAm98b.pdf
