Facebook do Portal São Francisco Google+
+ circle
Home  Via Láctea  Voltar

Via Láctea

A via Láctea é o nome dado à fraca faixa de luz que se estende através do céu noturno. Sua luz provém das estrelas e nebulosas em nossa galáxia, conhecida como Galáxia Via Láctea ou simplesmente "a Galáxia".

A Via Láctea tem a forma de uma espiral, com um denso bojo central cercado por quatro braços espiralando para fora, contidos num halo maior e menos denso.

Não podemos observar a forma espiral porque o Sistema Solar está em um dos braços espirais, o braço de Órion. A galáxia é enorme: cerca de 100 mil anos-luz de diâmetro, em comparação, o Sistema Solar parece pequeno, cerca de 12 horas-luz de diâmetro (13 bilhões de quilômetros).

Em noites de verão limpas, a Via Láctea pode ser vista estendendo-se da constelação meridional de Sagitário, onde é mais brilhante à constelação do Cisne, a grande cruz do norte. Durante o inverno, é mais vaga e cruza o céu perto de Órion e Cassiopéia. A Via Láctea tem falhas escuras em muitos lugares. Essas falhas são formadas por nuvens de poeira chamadas nebulosas, que bloqueiam a luz das estrelas situadas atrás delas.

Constituição

A Via Láctea contém nuvens de poeira e gás; planetas; aglomerados estelares; e estrelas, todos com seus próprios padrões característicos. Por exemplo, as estrelas jovens e os aglomerados estelares abertos estão situados perto do plano (superfície achatada imaginária) médio da galáxia. As estrelas mais antigas e os aglomerados densos, que contêm milhões de estrelas, constituem um halo esférico próximo ao centro da galáxia.

A gravidade mantém a Via Láctea unida, e todas as suas estrelas giram em torno do centro, contudo, nem todas as estrelas se deslocam à mesma velocidade. A velocidade depende de sua posição em relação à massa (matéria) da galáxia. Estrelas como o nosso Sol, que estão afastadas do centro, giram em torno dele quase como os planetas se deslocam em volta do Sol. Movem-se dessa maneira porque, para elas, a maior parte da massa se situa em direção ao centro.

Nosso Sol se desloca em uma órbita circular a uma velocidade de 250 km/s. Ainda assim, o Sol leva perto de 225 milhões de anos para descrever uma órbita completa ao redor do centro da Via Láctea. As estrelas um pouco mais próximas do centro se movem mais depressa, porque são atraídas em uma força maior.

Contudo, as estrelas muito próximas do centro se deslocam mais devagar. Para elas, a maior parte da massa está localizada em direção à periferia da Via Láctea.

Um estudo desse movimento revela que a massa total a Via Láctea é igual à de 200 bilhões de sóis.

Fonte: www.omnix.hpg.ig.com.br

Via Láctea

Galáxia que é o sol com seu séquito de planetas (incluindo a Terra), a Via Láctea, também conhecido como Galaxy - com letra maiúscula - aparece como uma faixa esbranquiçada, irregular, borrada, que circunda o céu à noite inteira.

Os antigos atribuiu a origem de gotas de leite caiu de mama da deusa Juno , quando ela estava amamentando Hércules . Galileo , o primeiro, observado em 1610 usando o seu telescópio e descobriu que ele é consiste de uma multidão de estrelas não detectáveis a olho nu ("A Via Láctea é nada, na verdade, uma massa de inúmeras estrelas espalhadas em pequenas pilhas," Galileu, o mensageiro celestial, 1610) . Esta trilha larga é o traço Láctea no céu galáxia, visto de lado, o local onde o dom neste vasto sistema.

Localização da Via Láctea no Universo

Como não sabemos a forma ea extensão do Universo , não se sabe se a Via Láctea está localizado em direção ao centro do universo, ou na periferia. No entanto, os astrônomos localizado a Via Láctea em um aglomerado de galáxias chamado "Grupo Local", que se estende ao longo de um volume de 10 milhões de anos-luz de diâmetro. Este aglomerado de galáxias tem mais de 40 galáxias, as duas mais importantes são a galáxia de Andrômeda e da Via Láctea.

Via Láctea
Marte e Via Láctea observada por Rosetta

Estrutura e composição da Via Láctea

Via Láctea

Via Láctea

A Via Láctea é uma grande galáxia espiral, cuja estrutura foi descoberto em 1951 pela radioastronomia . No centro está um núcleo brilhante chamado bulbo, cerca de 10.000 anos-luz de diâmetro, a partir do qual os braços espirais que formam um enorme disco achatado de 100 000 anos-luz de diâmetro e espessura de 3000 a 1000 anos-luz.

Lâmpada e disco são cercados por uma região chamada de auréola esférica, cujo diâmetro é estimado em 300 000 anos-luz. Esta auréola contém muitos aglomerados de estrelas principalmente localizadas acima ou abaixo do disco. No entanto, o halo (como o centro da Via Láctea) não é diretamente visível por causa da poeira interestelar . Seu estudo é, portanto, realizada por meio de sensores de infravermelho e telescópios de rádio.

Visto de lado, a Via Láctea, portanto, se assemelha a um disco achatado, com uma protuberância central extremamente brilhante, que são agrupados a maioria das estrelas. Galáxia contém mais de 100 bilhões de estrelas (estrelas brilhantes azuis do tipo I, estrelas gigantes vermelhas de tipo II, poeira e gás interestelar.

Sua massa é de cerca de um trilhão de vezes maior do que o sol. O disco, que compreende cerca de 70% da massa total da galáxia contém estrelas de massas e idades variadas e toda a matéria interestelar, que está concentrado nos braços em espiral com as estrelas mais jovens, chamado População I ( T Tauri , O ou B estrelas, cefeidas ). Em 2002, os astrônomos têm demonstrado a existência de um buraco negro supermassivo no centro da Via Láctea, a massa seria cerca de 4 milhões de vezes a do sol.

Movimentos da Via Láctea

Visto de cima, isto é, o pólo norte galáctico, a Via Láctea gira no sentido dos ponteiros do relógio. Cada objeto na galáxia, estrela ou nuvem descreve uma órbita circular em torno do centro galáctico e um período de rotação - ou período orbital (tempo que um objeto para fazer uma revolução completa da galáxia - ainda mais do que a sua distância do centro galáctico é grande. Além disso, os astrônomos mostrou que a velocidade de rotação do disco também depende da distância do centro. exemplo, o Sol, localizada a cerca de 30.000 anos-luz do centro galáctico, tem uma velocidade 220 km / s, e leva cerca de 250 milhões de anos para completar uma rotação completa do Galaxy.

Fonte: www.larousse.fr

Via Láctea

Em noites límpidas e sem lua, longe das luzes artificiais das áreas urbanas, pode-se ver claramente no céu uma faixa nebulosa atravessando o hemisfério celeste de um horizonte a outro. Chamamos a essa faixa Via Láctea, devido à sua aparência, que lembrava aos povos antigos um caminho esbranquiçado como leite. Sua parte mais brilhante fica na direção da constelação de Sagitário, sendo melhor observável no Hemisfério Sul durante as noites de inverno.

No início do século XVII, Galileo Galilei (1564-1642), ao apontar seu telescópio para a Via Láctea, descobriu que ela consistia de uma multitude de estrelas. No final do século XVIII, o astrônomo alemão William Herschel (1738-1822), que já era famoso por ter descoberto o planeta Urano, mapeou a Via Láctea e descobriu tratar-se de um sistema achatado. Segundo seu modelo, o sol ocupava uma posição central na galáxia, mas hoje sabemos que essa conclusão estava errada. A primeira estimativa do tamanho da Via Láctea foi feita no início do século XX, pelo astrônomo holandês Jacobus Kapteyn (1851-1922). Na segunda década do século, Harlow Shapley (1885-1972), estudando a distribuição de sistemas esféricos de estrelas chamados aglomerados globulares, determinou o verdadeiro tamanho da Via Láctea e a posição periférica do Sol nela. Shapley descobriu que os cúmulos globulares (150 deles), que formam um halo em volta na nossa galáxia, estavam concentrados em uma direção; nenhum deles era visto na direção oposta. Ele concluiu que o Sol não está no centro de nossa galáxia.

Assumindo que o centro do halo formado pelos cúmulos globulares coincide com o centro de nossa galáxia, ele deduziu que estamos a 30 mil anos luz do centro da Via Láctea, que está na direção da constelação do Sagitário. Este valor está superestimado, pois estamos a cerca de 23 000 anos-luz.

O maior cúmulo globular da nossa Galáxia chama-se NGC2419, localizado na constelação do Lince e tem mais de um milhão de estrelas e um diâmetro de 1800 anos-luz.

Morfologia

A forma da Via Láctea foi determinada através de observações em comprimentos de onda longos, como rádio e infravermelho, que podem penetrar a poeira presente no plano da galáxia. Com base nessas observações, os astrônomos chegaram à conclusão de que nossa Galáxia tem a forma de um disco circular, com diâmetro de cerca de 25 000 pc (100 000 anos-luz) e espessura de 300 pc aproximadamente.

Via Láctea
Vista lateral da Via Láctea

O disco está embebido em um halo esférico formado pelos aglomerados globulares e provavelmente grande quantidade de matéria não luminosa. Observações desses aglomerados indicam que o halo está centrado no núcleo da Galáxia, e se estende por no mínimo 100 000 pc, bem além dos limites do disco galáctico. O bojo, que contém o núcleo, é uma região esférica de 2 000 pc de raio, envolvendo o núcleo.

O Sol orbita o centro do sistema solar uma distância de aproximadamente 8300 pc. Este valor para a distância do Sol ao centro da Via Láctea, 8,3 kpc [8,28±0,15(estatístico) ± 0,29(sistemático) kpc] é o valor publicado em 2009 por Stefan Gillessen, Frank Eisenhauer, Tobias K. Fritz, Hendrik Bartko, Katie Dodds-Eden, Oliver Pfuhl, Thomas Ott & Reinhard Genzel, no artigo "The orbit of the star S2 around SgrA* from VLT and Keck data", Astrophysical Journal, 707, L114. 7,2 kpc é o valor antigo (Eduardo Bica, Charles Bonatto, Beatriz Barbuy & Sergio Ortolani, 2006, Astronomy & Astrophysics, 450, 105).

Da posição do Sol, onde estamos, a Galáxia é vista de perfil, daí a forma de faixa. A observação de estrelas nas proximidades do Sol mostra que elas se movem em relação ao Sol (apresentam deslocamento Doppler nos seus espectros). Isso evidencia que o disco da Galáxia não gira como um corpo rígido, mas sim tem uma rotação diferencial que lembra a dos planetas: estrelas mais próximas da centro galáctico se movem mais rápido do que as mais distantes.

O disco da galáxia contém, além das estrelas, a matéria interestelar, formada por gás e poeira, que constituem o material do qual as estrelas se formam. O gás interestelar é constituído na maior parte por hidrogênio neutro, que é não luminoso. Mas perto de estrelas muito quentes e massivas, o hidrogênio é ionizado pela radiação ultravioleta provinda das estrelas, e brilha por fluorescência. Se existe suficiente hidrogênio ao redor destas estrelas, ele será visível como uma nebulosa gasosa de emissão, brilhante, chamada Região HII. Um exemplo desse tipo de nebulosa é a Nebulosa de Órion.

Via Láctea
Nebulosa de Órion

O hidrogênio neutro (HI) emite uma linha espectral no comprimento de onda de 21 cm, que é usada para mapear a distribuição desse gás e que teve um papel chave na determinação da estrutura espiral da Galáxia. Especificamente, os spins (sentido de rotação) do elétron e do próton, no hidrogênio neutro em seu estado fundamental, podem ser paralelos (mesmo sentido de rotação) ou opostos. A diferença de energia entre estes dois níveis corresponde a uma frequência (E=h?) de 1420,4 MHz. Portanto, a transição entre estes dois níveis de estrutura hiperfina dá origem a uma linha de comprimento de onda (?=21,049 cm). A existência desta linha foi predita teóricamente pelo dinamarquês Hendrick Christoffel van de Hulst (1918-2000) em 1944, e observada pelos americanos Harold Irwin Ewen (1922-) e Edward Mills Purcell (1912-1997) em 1951. Por causa da alta abundância de hidrogênio, ela é observada em todas as direções do céu.

Konrad Kuijken & John Dubinski publicaram em 1995, no Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 277, 1341, modelos da Via Láctea, consistentes com a curva de rotação observada, e obtiveram:

Massa do disco: 2 a 13%

Massa do bojo: 1 a 6%

Massa do halo: 81 a 97%

Estrutura Espiral

As observações de nossa própria galáxia podem ser comparadas com observações de outras galáxias que também têm matéria interestelar. Nessas galáxias se vê que as nebulosas gasosas geralmente se encontram distribuídas em uma estrutura espiral. Parece então razoável supor que nossa Galáxia também tem uma estrutura espiral, mas fica muito difícil para nós visualizá-la pois estamos dentro do próprio disco galáctico, e cercados de poeira interestelar, que bloqueia a luz.

No entanto, podemos ter alguma idéia sobre a localização dos braços espirais usando objetos que sejam mapeadores da estrutura espiral. Existem dois tipos básicos de mapeadores: os mapeadores óticos, que são objetos brilhantes como estrelas OB, regiões HII e estrelas cefeidas variáveis, e os mapeadores em rádio. O principal traçador em rádio é a linha de 21cm do hidrogênio neutro. Como o hidrogênio neutro existe em grande abundância na Galáxia, essa linha é observada em todas as direções.

O Sol está na borda interna de um braço, chamado "braço de Órion", que contém, entre outros aspectos marcantes, a Nebulosa de Órion.

Fonte: astro.if.ufrgs.br

Via Láctea

O Céu como um todo, é muito bonito de se ver. A sensação que temos vendo a abóbada celeste estrelada nos envolvendo é tão forte que deixamos para os poetas a sua explicação. No magnífico cenário que é o céu visto a olho nu de um local sem a poluição (luminosa principalmente) característica das grandes cidades, destacam-se por suas belezas; a Lua e uma tênue faixa luminosa que corta o céu de fora a fora - a Via Láctea.

Na nossa civilização, o nome Via Láctea vem dos gregos antigos, que a viam como um "caminho de leite" no céu. É encontrada nas mais diversas culturas com os mais diversos nomes. Os índios Tembé (sul do Pará) a chamam de "Caminho da Anta"; por exemplo.

Via Láctea
Via Láctea

No início do século XVII, com a invenção do telescópio, vimos que a luz da Via Láctea consiste da luz "misturada" emitida por um número muito grande de estrelas. Quanto maior o telescópio utilizado, mais estrelas são vistas (individualizadas) nessa faixa do céu.

Hoje sabemos que essa faixa é a visão que temos de nossa própria galáxia, vendo-a por dentro. Galáxias são os agrupamentos imensos nos quais se reúnem as estrelas (e entre elas muito gás e poeira).

Via Láctea
Quatro galáxias vizinhas à nossa

Adotamos o nome Via Láctea para a nossa galáxia. Ela é do tipo espiral.

Sua forma é denunciada pelo grande acúmulo de estrelas em um plano (o plano da faixa luminosa que vemos no céu). Não podemos ver distante ao longo do plano da Via Láctea, devido à grande quantidade de poeira aí existente.O tamanho de nossa galáxia e a localização do Sol, entretanto, são conhecidos há quase 80 anos. Isso foi possível observando aglomerados estelares (globulares) que se distribuem fora do plano da galáxia. Estimamos que a Via Láctea possui entre 200 e 250 bilhões de estrelas.

O Centro de nossa galáxia fica na direção da constelação de Sagitário que nessa época do ano se encontra em excelentes condições de observação à partir de Minas Gerais. (Encontramos vários tipos de nebulosas e aglomerados estelares nessa região.) Vendo do Sistema Solar, essa é a porção mais brilhante da Via Láctea. Também aí, como ao longo de todo o plano de nossa galáxia, não podemos ver longe, devido à grande quantidade de poeira existente em todo disco da Via Láctea.

Luz (onda eletromagnética) de frequência (cor) diferente, é absorvida diferentemente pelo meio interestelar. Isso faz com que tenhamos visões diferentes de uma mesma região do céu, se a observamos em "cores" diferentes. Na luz visível, por exemplo, é tão absorvida pelo meio interestelar que em qualquer direção do plano da Via Láctea, não podemos ver mais do que a algumas centenas de anos-luz de distância.

Fotografias de uma mesma região do céu, feitas em frequências diferentes, nos revelam objetos e constituintes diferentes, presentes a distâncias também diferentes.

Ondas na faixa de Radio são emitidas por gás quente ionizado e elétrons de alta energia se movendo na presença de campos magnéticos; Hidrogênio Atômico se concentra em grandes nuvens de gás e poeira; Hidrogênio Molecular está presente em densas núvens, muitas delas sítios de formação estelar; o Infravermelho é emitido por poeira "aquecida" por estrelas próximas, enquanto que grande parte do Infravermelho próximo (ao visível) é emitido por pequenas estrelas frias (tipo K); Raio X é emitido por moléculas de gazes quentes em colisão e os Raios Gama se originam de colisões de raios cósmicos com núcleos de Hidrogênio em núvens interestelares.

Nossa Localização na Via Láctea

Imagine que em um futuro não muito distante (alguns poucos milhões de anos), algum descendente nosso tenha ido até uma galáxia vizinha em sua nave pessoal (isso será possível?) e em seu retorno à Terra tenha se deparado com a seguinte questão:

Em que local da Via Láctea fica o Sistema Solar?

Imagine esse nosso descendente (vamos chamá-lo de Zul) se aproximando de nossa galáxia. Quanto mais se aproxima, maior ela parece ser. Para que "lado" desse imenso aglomerado de estrelas Zul deve se dirigir?

O Sol fica a aproximadamente 30.000 AL do centro da Via Láctea (raio 50.000 AL), mas em que direção?

Uma boa dica para Zul é orientar-se por uma galáxia anã descoberta em 1996, a vizinha mais próxima da Via Láctea. Apesar de muito próxima ela ainda não havia sido "vista" pois se encontra ao longo do plano que contém o disco de nossa galáxia, "escondida atrás do núcleo da mesma".

O Sistema Solar se encontra a aproximadamente 30.000 AL do centro da Via Láctea, no lado oposto ao dessa nossa vizinha.

Aproximando-se dessa região, Zul deverá procurar pelo braço espiral de Orion, que fica entre os braços de Sagitário (interno) e de Perseus (externo). É aí que o Sol se encontra.

Ainda não sabemos exatamente quantos braços a Via Láctea possui. Pelo menos mais um braço interno, ao qual denominamos Centauro, é certo que ela possui.

O Sol não é uma estrela que se destaque entre as demais. Para achar o Sol, Zul poderá orientar-se por duas estrelas, nossas vizinhas, muito brilhantes: A imensa Betelgeuse, uma estrela avermelhada (gigante vermelha) que se encontra a 428 AL do Sol; e Sirius, uma estrela branca, que se encontra a apenas 8,6 AL de nós.

Via Láctea
Nossa Localização na Via Láctea

Em nossa vizinhança imediata (a até 20 AL), encontramos pouco mais de vinte estrelas, onde o destaque é Sírius. A aproximadamente 4,3 AL do Sol encontramos as vizinhas mais próximas do Sistema Solar; um sistema triplo formado por Próxima Centauro (uma Anã Vermelha, muito fraca), a Centauro A (uma estrela branca de brilho mais ou menos o dobro do nosso Sol) e a Centauro B (uma estrela alaranjada de brilho equivalente ao do nosso Sol).

Via Láctea
Nossa vizinhança na Via Láctea

Nas duas figuras que se seguem assinalamos, em imagens dos nossos hemisférios celestes, as constelações que contém o disco de nossa Galáxia. Assinalamos também Betelgeuse, Sírius e a localização do centro da Via Láctea.

Via Láctea
O hemisfério sul celeste

(Note como o Hemisfério Sul Celeste é muito mais bonito - e rico de objetos - que o Hemisfério Norte Celeste.)

Via Láctea
O hemisfério norte celeste

COMO SABEMOS ISSO?

Um dos grandes problemas da Astronomia sempre foi saber as distâncias dos corpos celestes à nós. Esse problema vem sendo vencido através dos séculos com inteligência, trabalho e arte. Hoje falamos nas distâncias entre os corpos do Sistema Solar, muitas vezes, com precisão de poucos metros. As distâncias das estrelas (o que quer dizer: posições) também são hoje conhecidas com grande precisão. Precisão tanto maior quanto mais próximo a estrela se encontra.

São principalmente dois os métodos utilizados na obtenção das distâncias das estrelas da nossa Galáxia ao Sol. O método da Paralaxe baseia-se na geometria e se aplica muito bem às estrelas mais próximas. O método do Avermelhamento (não confundir com desvio para o vermelho) baseia-se na absorção da luz das estrelas pelo meio interestelar e começa a ser preciso a distâncias grandes o suficiente para não mais podermos usar o método da Paralaxe.

Coloque um dos seus dedos, levantado, um palmo à frente de seu nariz. Feche um olho. Repare na "posição" de seu dedo em relação a um objeto distante. Sem mover a cabeça ou o dedo, "troque de olho aberto". Repare na nova "posição" de seu dedo em relação àquele objeto distante. Fazendo assim, você estará vivenciando o fenômeno que chamamos de Paralaxe.

Repita a experiência com seu dedo levantado dois ou três palmos à frente de seu nariz. Note que a mudança na "posição" em que você vê seu dedo, com um olho ou outro, em relação ao objeto distante agora é menor.

Se hoje vemos uma determinada estrela em uma determinada posição em relação a um objeto distante, à medida que a Terra vai se deslocando em seu movimento de translação em torno do Sol, a posição em que vemos essa estrela em relação ao objeto distante também vai mudando. Essa mudança terá um máximo daqui a seis meses e será tanto maior quanto mais perto essa estrela estiver do Sistema Solar.

Conhecendo a mudança na posição da Terra (diâmetro da órbita da Terra) e medindo o "desvio angular" na posição da estrela observada, podemos saber a distância que essa estrela se encontra de nós.

Se a distância de uma estrela ao Sol é tão grande que o método da Paralaxe não funciona mais (não notamos diferença na posição de uma estrela em relação a objetos de fundo, no período de seis meses), podemos utilizar o método do Avermelhamento na determinação dessa distância.

Quando a luz de um objeto atravessa a nossa Galáxia, ela vai sendo "absorvida" pelo meio interestelar. Essa é uma absorção seletiva em relação à cor (comprimento de onda) da luz. Na faixa da luz visível, o azul é absorvido mais fortemente que o vermelho. Quando a luz de uma estrela vai atravessando a nossa Galáxia, ela vai perdendo assim cada vez mais o seu azul, ficando cada vez mais avermelhada. Se sabemos o tanto que a luz de uma estrela "avermelhou" desde quando emitida pela estrela até quando detectada por nós, temos condições de saber a distância dessa estrela ao Sistema Solar.

Dependendo da idade, massa, etc. de uma estrela (que podemos saber por espectroscopia de sua luz) podemos saber da "coloração" da luz quando emitida por essa estrela. Medindo então a "coloração" da luz dessa estrela que chega ao Sistema Solar, temos o avermelhamento dessa luz e consequentemente a distância dessa estrela à nós.

O tamanho de nossa Galáxia e a nossa distância a seu centro são conhecidos há quase 80 anos pela analise da distribuição de objetos (aglomerados globulares) que se situam fora do disco da Galáxia (halo). Esses objetos estão distribuidos dentro de duas regiões hemisféricas que "se fecham em uma esfera, com o disco da Galáxia entre elas". (O raio do disco galáctico sendo o mesmo dos hemisférios.) Podemos "ver" esses hemisférios através desses aglomerados globulares.

Um método para "vermos" a estrutura espiral de nossa galáxia consiste em acompanharmos a distribuição espacial de "indicadores": objetos que além de estarem associados a essa estrutura, satisfaçam propriedades tais como serem fácilmente vistos e identificados; ocorrerem em grande número; etc. Alguns "indicadores" utilizados: regiões de hidrogênio ionizado; aglomerados estelares; estrelas jovens (azuis); etc.

A Galáxia Anã de Sagitário foi descoberta em 1996, quase por acaso, por pesquisadores das Universidades de Cambridge e de Columbia, que estudavam estrelas no disco de nossa Galáxia. Ela se encontra bem próxima à borda do disco da Via Láctea, a menos de 100.000 AL do Sistema Solar. A sua descoberta foi feita através de medidas de velocidades de estrelas. Um conjunto de estrelas se movia diferentemente das demais; eram estrelas dessa nossa vizinha que estavam sendo descobertas.

Renato Las Casas

Fonte: www.observatorio.ufmg.br

Sobre o Portal | Política de Privacidade | Fale Conosco | Anuncie | Indique o Portal