A palavra Universo é geralmente definida como englobando tudo. Entretanto, usando uma definição alternativa, alguns cosmologistas têm especulado que o "Universo", composto do "espaço em expansão como o conhecemos", é somente um dos muitos "universos", desconectados ou não, que são chamados multiversos. Por exemplo, em Interpretação de muitos mundos, novos "universos" são gerados a cada medição quântica. Acredita-se, neste momento, que esses universos são geralmente desconectados do nosso, portanto, impossíveis de serem detectados experimentalmente. Observações de partes antigas do universo (que situam-se muito afastadas) sugerem que o Universo vem sendo regido pelas mesmas leis físicas e constantes durante a maior parte de sua extensão e história. No entanto, na teoria da bolha, pode haver uma infinidade de "universos" criados de várias maneiras, e talvez cada um com diferentes constantes físicas.
Ao longo da história, varias cosmologias e cosmogonias têm sido propostas para explicar as observações do Universo. O primeiro modelo geocêntrico quantitativo foi desenvolvido pelos gregos antigos, que propunham que o Universo possui espaço infinito e tem existido eternamente, mas contém um único conjunto de círculos concêntricos esferas de tamanho finito - o que corresponde a estrelas fixas, o Sol e vários planetas – girando sobre uma esférica mas imóvel Terra. Ao longo dos séculos, observações mais precisas e melhores teorias levaram ao modelo heliocêntrico de Copérnico e ao modelo newtoniano do Sistema Solar respectivamente. Outras descobertas na astronomia levaram a conclusão de que o Sistema Solar está contido em uma galáxia composta de milhões de estrelas, a Via Láctea, e de que outras galáxias existem fora dela, tão longe quanto os instrumentos astronômicos podem alcançar. Estudos cuidadosos sobre a distribuição dessas galáxias e suas raias espectrais contribuíram muito para a cosmologia moderna. O descobrimento do desvio para o vermelho e da radiação cósmica de fundo em micro-ondas revelaram que o Universo continua se expandindo e aparentemente teve um princípio.
Esta imagem em alta-resolução do Hubble ultra deep field, mostra uma grande variedade de galáxias, cada uma composta de bilhões de estrelas. As pequenas galáxias avermelhadas, aproximadamente 100, são algumas das galáxias mais distantes fotografadas por um telescópio óptico, existentes no momento logo após o Big Bang.
De acordo com o modelo científico vigente do Universo, conhecido como Big Bang, o Universo surgiu de um único ponto ou singularidade onde toda a matéria e energia do universo observável encontrava-se concentrada numa fase densa e extremamente quente chamada Era de Planck. A partir da Era Planck, o Universo vem se expandindo até sua atual forma, possivelmente com curtos períodos (menos que 10−32 segundos) de inflação cósmica. Diversas medições experimentais independentes apoiam teoricamente tal expansão e a Teoria do Big Bang. Esta expansão tem-se acelerado por ação da energia escura, uma força oposta à gravidade que está agindo mais que esta devido ao fato das dimensões do Universo serem grandes o bastante para dissipar a força gravitacional. Porém, devido ao escasso conhecimento a respeito da energia escura, é ainda pequeno o entendimento do fenômeno e sua influência no destino do Universo.
Atuais interpretações de observações astronômicas indicam que a idade do Universo é de 13,73 (± 0,12) bilhões de anos, e seu diâmetro é de 93 bilhões de anos-luz ou 8,80 ×1026 metros. De acordo com a teoria da relatividade geral, o espaço pode expandir-se tão rápido quanto a velocidade da luz, embora possamos ver somente uma pequena fração do universo devido à limitação imposta pela velocidade da luz. É incerto se a dimensão do espaço é finita ou infinita.
Nesta altura, é ainda impossível garantir que o Universo continuará a expandir-se infinitamente, levando à desagregação de toda a matéria e à sua morte, ou se eventualmente essa expansão abrandará e se iniciará um processo de condensação. Esta última hipótese, que sustenta a possibilidade da ocorrência de um fenômeno inverso ao Big Bang, o Big Crunch, leva à conclusão de que este Universo poderá ser apenas uma instância distinta de um conjunto mais vasto, a que outros 'Big Bangs' e 'Big Crunches' deram origem. O filósofo alemão Friedrich Nietzsche propôs a hipótese, na sua teoria do Eterno retorno, de que o Universo e todos os acontecimentos que contém se repetem ou repetirão eternamente da mesma forma.
Galáxia
Uma galáxia é um grande sistema, gravitacionalmente ligado, que consiste de estrelas, remanescentes de estrelas, um meio interestelar de gás e poeira e um importante mas insuficientemente conhecido componente apelidado de matéria escura. A palavra “galáxia” deriva do grego ‘’galaxias’’ (γαλαξίας), literalmente "leitoso", numa referência à nossa galáxia, a Via Láctea. Exemplos de galáxias variam desde as anãs, com até 10 milhões (107) de estrelas, até gigantes com 100 trilhões (1014) de estrelas, todas orbitando o centro de massa da galáxia.
As galáxias contêm quantidades variadas de sistemas e aglomerados estelares e de tipos de nuvens interestelares. Entre esses objetos existe um meio interestelar esparso de gás, poeira e raios cósmicos. A matéria escura parece corresponder a cerca de 90% da massa da maioria das galáxias. Dados observacionais sugerem que podem existir buracos negros supermaciços no centro de muitas, se não todas as galáxias. Acredita-se que eles sejam o impulsionador principal dos núcleos galácticos ativos – região compacta no centro de algumas galáxias que tem uma luminosidade muito maior do que a normal. A Via Láctea parece possuir pelo menos um desses objetos.
As galáxias foram historicamente categorizadas segundo sua forma aparente, usualmente referida como sua morfologia visual. Uma forma comum é a galáxia elíptica, que tem um perfil de luminosidade em forma de elipse. Galáxias espirais têm forma de disco, com braços curvos. Aquelas com formas irregulares ou não usuais são conhecidas como galáxias irregulares e se originam tipicamente da disrupção pela atração gravitacional de galáxias vizinhas. Essas interações entre galáxias, que podem ao final resultar na sua junção, às vezes induzem o aumento significativo de incidentes de formação estelar, levando às galáxias starburst. Galáxias menores que não têm uma estrutura coerente são referidas como galáxias irregulares.
Existem provavelmente mais de 170 bilhões de galáxias no universo observável. Em sua maioria elas possuem de 1 000 a 100 000 parsecs de diâmetro e são separadas por distâncias da ordem de milhões de parsecs. O espaço intergaláctico é preenchido com um gás tênue com uma densidade média de menos de um átomo por metro cúbico. A maior parte das galáxias está organizada numa hierarquia de associações conhecidas como grupos e aglomerados, os quais, por sua vez, formam superaglomerados maiores. Numa escala maior, essas associações são geralmente organizadas em filamentos e muralhas, que são circundados por vazios imensos.
A palavra galáxia deriva do termo grego para a nossa galáxia, galaxias (γαλαξίας, "leitoso") ou kyklos ("círculo") galaktikos ("leitoso")’’, pela sua aparência no céu. Na mitologia grega, Zeuscoloca o filho que havia gerado com uma mulher mortal, o pequeno Hércules, no seio de Hera enquanto ela dorme, de modo que o bebê, ao tomar o leite divino, também se torne imortal. Hera acorda durante a amamentação e percebe que está alimentando um bebê desconhecido; ela empurra o bebê e um jato do seu leite espirra no céu noturno, produzindo a tênue faixa de luz conhecida como Via Láctea.
Quando William Herschel criou o seu catálogo de objetos celestes em 1786, ele usou o termo nebulosa espiral para alguns objetos, como M31 (Galáxia de Andrômeda). Eles seriam mais tarde reconhecidos como imensos aglomerados de estrelas, quando a verdadeira distância desses objetos começou a ser avaliada, e eles passaram a ser chamados universos insulares. Entretanto, a palavra Universo era entendida como a totalidade da existência, o que fez esta expressão cair em desuso, preferindo-se usar o termo galáxia.
Dinâmica e atividades incomuns
A separação média entre galáxias dentro de um aglomerado é de pouco mais de uma ordem de grandeza maior do que o seu diâmetro. Logo, as interações entre essas galáxias são relativamente frequentes e têm um papel importante em sua evolução. Pequenas distâncias entre galáxias resultam em deformações devido a interações de maré e podem causar trocas de gás e poeira.
As galáxias NGC 4038 e NGC 4039 estão passando por uma colisão que vai resultar na sua junção.
Colisões ocorrem quando duas galáxias passam diretamente uma através da outra e têm suficiente momento relativo para não se juntarem. As estrelas dentro dessas galáxias que interagem tipicamente passam direto sem colidirem, entretanto o gás e a poeira dentro das duas formas vão interagir. Isto pode aumentar a taxa de formação de estrelas, na medida em que o meio interestelar é rompido e comprimido. Uma colisão pode distorcer severamente a forma de uma ou de ambas as galáxias, formando barras, anéis ou estruturas similares a caudas.
No extremo das interações estão as junções de galáxias. Neste caso, o momento relativo das duas galáxias é insuficiente para permitir que passem uma dentro da outra. Em vez disso, elas gradualmente se juntam para formar uma única galáxia maior. As junções podem resultar em mudanças significativas da morfologia, se comparada às das galáxias originais. Quando uma das galáxias tem massa muito maior, entretanto, o resultado é conhecido como canibalismo. Neste caso, a galáxia maior permanece relativamente inalterada pela junção, enquanto a menor é rasgada em pedaços. A Via Láctea está atualmente no processo de canibalizar a Galáxia Anã Elíptica de Sagitário e a Galáxia Anã do Cão Maior.
M82, o arquétipo da galáxia starburst. Nessa galáxia, a taxa de formação de estrelas é 10 vezes maior que em galáxias normais.
As estrelas são criadas no interior de galáxias a partir de uma reserva de gás frio que se transforma em nuvens moleculares gigantes. Observou-se que estrelas se formam numa taxa excepcional em algumas galáxias, as quais são chamadas starburst. Se elas continuassem nesse comportamento, entretanto, elas consumiriam sua reserva de gás em um tempo menor do que o tempo de vida de uma galáxia. Logo, a atividade de nascimento de estrelas dura normalmente cerca de dez milhões de anos, um período relativamente breve na história de uma galáxia. As galáxias starburst eram mais comuns no início da história do universo e estima-se que, atualmente, ainda contribuem com 15% da taxa total de produção de estrelas.
As galáxias starburst se caracterizam pela concentração de gás e poeira e pela aparição de novas estrelas, inclusive estrelas massivas que ionizam as nuvens circundantes, criando regiões HII. Essas estrelas massivas produzem supernovas, resultando em remanescentes em expansão que interagem fortemente com o gás circundante. Essas explosões provocam uma reação em cadeia de criação de estrelas que se espalha por toda a região gasosa. Somente quando o gás disponível foi quase todo consumido ou disperso a atividade de criação de estrelas chega ao fim.
A criação de estrelas está frequentemente associada com a junção ou interação de galáxias. Um exemplo típico de uma interação formadora de estrelas é M82, que passou por uma aproximação com a maior M81. Galáxias irregulares frequentemente exibem núcleos espaçados de atividade de formação de estrelas.
[editar]Núcleo ativo
Uma parte das galáxias observáveis são classificadas como ativas, isto é, uma significativa porção da produção de energia da galáxia é emitida por uma fonte que não são as estrelas, a poeira e o meio interestelar.
O modelo padrão para um núcleo galáctico ativo se baseia em um disco de acreção que se forma em torno de um buraco negro supermaciço na região do núcleo. A radiação de um núcleo galáctico ativo resulta da energia gravitacional da matéria do disco que cai no buraco negro. Em cerca de 10% desses objetos, um par diametralmente oposto de jatos de energia ejeta partículas do núcleo a velocidades próximas à velocidade da luz. O mecanismo de produção desses jatos ainda não é bem compreendido.
Um jato de partículas sendo emitido pelo núcleo da galáxia elíptica M87.
Galáxias ativas que emitem radiação de alta energia na forma de raios-X são classificadas como galáxias Seyfert ou quasares, dependendo da luminosidade. Acredita-se que os blazares sejam galáxias ativas com um jato relativístico apontado na direção da Terra. Uma radiogaláxia emite frequências de rádio a partir de jatos relativísticos. Um modelo unificado desses tipos de galáxias ativas explica suas diferenças baseado no ângulo de visão do observador.
Possivelmente associados a núcleos galácticos ativos (bem como a regiões de formação estelar) estão as regiões de linhas de emissão nuclear de baixa ionização (low ionization nuclear emission-line regions – LINERs). A emissão deste tipo de galáxia é dominada por elementos fracamente ionizados. Aproximadamente um terço das galáxias próximas são classificadas como contendo núcleos LINER.
[editar]Formação e evolução
Os modelos cosmológicos atuais do início do universo são baseados na teoria do Big Bang. Cerca de 300 mil anos depois deste evento, átomos de hidrogênio e hélio começaram a se formar, num evento chamado “recombinação”. Quase todo o hidrogênio era neutro (não ionizado) e rapidamente absorveu luz, e nenhuma estrela tinha se formado ainda. Como resultado, este período foi chamado de “Eras Escuras”. Foi a partir de flutuações de densidade (ou irregularidadesanisotrópicas) nesta matéria primordial que as estruturas maiores começaram a aparecer. Como resultado, massas de matéria bariônica começaram a se condensar dentro de halos de matéria escura fria. Essas estruturas primordiais acabaram se tornando as galáxias que vemos hoje.
A evidência para o início da aparição de galáxias foi encontrada em 2006, quando se descobriu que a galáxia IOK-1 tem um desvio para o vermelhoincomumente alto de 6,96, correspondendo a apenas 750 milhões de anos depois do Big Bang, fazendo dela a mais distante e primordial galáxia já vista. Enquanto alguns cientistas argumentam que outros objetos (como Abell 1835 IR1916) têm maiores desvios para o vermelho (e, portanto, são vistos em um estágio anterior da evolução do Universo), a idade e composição da IOK-1 foram estabelecidas com maior confiabilidade. A existência dessas protogaláxias iniciais sugere que elas devem ter crescido nas chamadas Eras Escuras.
O processo detalhado pelo qual esta formação inicial de galáxias ocorreu é uma importante questão em aberto na astronomia. As teorias podem ser divididas em duas categorias: de cima para baixo e de baixo para cima. Nas teorias de cima para baixo (como o modelo de Eggen-Lynden-Bell-Sandage [ELS]), as protogaláxias se formam num colapso simultâneo de larga escala que dura cerca de cem milhões de anos. Nas teorias de baixo para cima (como o modelo de Searle-Zinn [SZ]), estruturas pequenas como os aglomerados globulares se formam primeiro, e depois um número de tais corpos acretam para formar uma galáxia maior. Uma vez que as protogaláxias começaram a se formar e contrair, as primeiras estrelas do halo (chamadas estrelas da População III) apareceram dentro delas. Estas eram compostas quase inteiramente de hidrogênio e hélio, e podem ter sido massivas. Se isto aconteceu, essas estrelas enormes consumiram rapidamente seu suprimento de combustível e se tornaram supernovas, liberando elementos pesados nomeio interestelar. Esta primeira geração de estrelas reionizou o hidrogênio neutro circundante, criando bolhas de espaço em expansão, através das quais a luz poderia viajar facilmente.
I Zwicky 18 (embaixo, à esquerda), parece uma galáxia recentemente formada.
Um bilhão de anos após o início da formação de uma galáxia, as estruturas chaves começam a aparecer. Formam-se aglomerados globulares, o buraco negro supermaciço central e um bulbo galáctico de estrelas da População II, pobres em metal. A criação de um buraco negro supermaciço parece deter um papel relevante de regular ativamente o crescimento de galáxias, por limitar a quantidade total de matéria acrescentada. Durante este período inicial, as galáxias passam por um grande aumento de formação de estrelas.
Durante os dois bilhões de anos seguintes, a matéria acumulada se dispõe em um disco galáctico. Uma galáxia continua a absorver matéria proveniente de nuvens de alta velocidade e de galáxias anãs por toda a sua vida, que se constitui principalmente de hidrogênio e hélio. O ciclo de nascimento e morte estelar aumenta lentamente a abundância de elementos pesados, permitindo ao fim a formação de planetas.
A evolução das galáxias pode ser afetada significativamente por interações e colisões. Junções de galáxias foram comuns na época inicial, e a maioria das galáxias tinha uma morfologia peculiar. Tendo em vista as distâncias entre as estrelas, a grande maioria dos sistemas estelares em galáxias que colidem não é afetada. Entretanto, a remoção gravitacional do gás e poeira interestelares que formam os braços espirais produz uma longa cadeia de estrelas conhecida como caudas de maré. Exemplos dessas formações podem ser vistos em NGC 4676 e NGC 4038.
Como exemplo de tais interações, a Via Láctea e a vizinha Galáxia de Andrômeda estão se movendo uma em direção à outra a cerca de 130 km/s e – dependendo dos movimentos laterais – as duas podem colidir dentro de cinco a seis bilhões de anos. Embora a Via Láctea nunca tenha colidido com uma galáxia tão grande quanto a de Andrômeda, há crescentes evidências de ela ter colidido no passado com galáxias anãs.
Interações de grande escala como esta são raras. À medida que o tempo passa, junções de sistemas do mesmo tamanho ficam menos comuns. A maioria das galáxias brilhantes permaneceu basicamente inalterada nos últimos bilhões de anos, e a taxa global de formação de estrelas provavelmente teve seu pico há aproximadamente dez bilhões de anos.
[editar]Tendências para o futuro
Atualmente, a maior parte da formação de estrelas ocorre em galáxias menores, onde o gás frio não está esgotado. Galáxias espirais, como a Via Láctea, só produzem novas gerações de estrelas enquanto têm nuvens moleculares densas de hidrogênio interestelar nos seus braços espirais. As galáxias elípticas já estão desprovidas deste gás, portanto não formam novas estrelas. O suprimento de material para formação de estrelas é finito; quando as estrelas tiverem convertido o estoque disponível de hidrogênio em elementos mais pesados, a formação de novas estrelas chegará ao fim.
Acredita-se que a atual era de formação de estrelas vai continuar por até cem bilhões de anos, e então a “era estelar” se concluirá depois de cerca de dez trilhões a cem trilhões de anos, quando as menores e mais longevas estrelas, as pequenas anãs vermelhas, começarem a morrer. Ao final da era estelar, as galáxias serão compostas por objetos compactos: anãs marrons, anãs brancas que estão se resfriando ou frias (“anãs negras”), estrelas de nêutrons e buracos negros. Ao final, como resultado do relaxamento gravitacional, todas as estrelas cairão nos buracos negros supermaciços ou serão arremessadas para o espaço intergaláctico, como resultado de colisões.
[editar]Estruturas de grande escala
Pesquisas nas profundezas do céu revelam que as galáxias são frequentemente encontradas em associações relativamente próximas com outras galáxias. São relativamente raras as galáxias solitárias que não tenham interagido significativamente com alguma outra galáxia de massa comparável no último bilhão de anos. Somente cerca de 5% das galáxias pesquisadas foram caracterizadas como verdadeiramente isoladas; entretanto, mesmo essas podem ter interagido ou mesmo se juntado com outras galáxias no passado, e podem ainda ser orbitadas por galáxias satélites menores. Galáxias isoladas podem produzir estrelas a uma taxa mais alta que o normal, pois o seu gás não é removido por outras galáxias próximas.
Em escala maior, o universo está continuamente se expandindo, resultando no aumento médio da separação entre galáxias individuais (ver Lei de Hubble-Humason). Associações de galáxias podem superar esta expansão em escala local por meio da sua atração gravitacional mútua. Essas associações se formaram cedo no universo, quando pedaços de matéria escura forçaram a aproximação das suas respectivas galáxias. Mais tarde, grupos vizinhos se juntaram para formar aglomerados em escala maior. Este processo de junção, assim como o influxo de gás, aquece o gás intergaláctico dentro do aglomerado a temperaturas muito altas, atingindo 30–100 megakelvins. Entre 70 e 80% da massa dos aglomerados está na forma de matéria escura, enquanto 10 a 30% consiste deste gás aquecido e o pequeno percentual remanescente está na forma de galáxias.
Simulação da estrutura em grande escala do cosmos. A imagem cobre cerca de 400 milhões de anos-luz.
A maioria das galáxias no universo está gravitacionalmente ligada a outras galáxias. Elas formam uma hierarquia de estruturas aglomeradas semelhante a fractais, sendo as menores dessas associações chamadas de grupos. Um grupo de galáxias é o tipo mais comum de aglomerado galáctico, e essas formações contêm a maioria das galáxias (bem como a maior parte da massa bariônica) do universo. Para permanecer gravitacionalmente ligado a este grupo, cada membro da galáxia deve ter uma velocidade suficientemente baixa para impedir que ele escape (ver Teorema do virial). Se não houver energia cinética suficiente, porém, o grupo pode evoluir para um número menor de galáxias por meio de junções.
Estruturas maiores contendo muitos milhares de galáxias comprimidas numa área de alguns megaparsecs de largura são chamadas aglomerados. Aglomerados de galáxias são frequentemente dominados por uma única galáxia elíptica gigante, a galáxia mais brilhante do aglomerado, a qual, com o tempo, devido à força de maré destrói suas galáxias satélites e soma as suas massas à sua própria.
Os superaglomerados contêm dezenas de milhares de galáxias, que são encontradas em aglomerados, grupos e às vezes individualmente. Na escala do superaglomerado, as galáxias são dispostas em lâminas e filamentos circundando vastos espaços vazios. Acima desta escala, o universo parece ser isotrópico e homogêneo.
A Via Láctea é membro de uma associação chamada Grupo Local, um grupo relativamente pequeno de galáxias, com um diâmetro de aproximadamente um megaparsec. A Via Láctea e a Galáxia de Andrômeda são as duas galáxias mais brilhantes dentro do grupo; muitas das outras galáxias membros são companheiras anãs dessas duas galáxias. O próprio Grupo Local é parte de uma estrutura semelhante a uma nuvem dentro do Superaglomerado de Virgem, uma grande estrutura de grupos e aglomerados de galáxias centrada no Aglomerado de Virgem.
[editar]Observação com múltiplos comprimentos de onda
Esta imagem ultravioleta de Andrômeda mostra regiões azuis contendo estrelas jovens e massivas.
A poeira presente no meio interestelar é opaca à luz visível. Ela é mais transparente ao infravermelho distante, que pode ser usado para observar as regiões interiores de nuvens moleculares gigantes e núcleos galácticos em grande detalhe. O infravermelho também é usado para observar galáxias distantes, com desvio para o vermelho, que foram formadas muito mais cedo na história do universo. Vapor d’água e dióxido de carbono absorvem porções úteis do espectro infravermelho, portanto telescópios de grande altitude ou espaciais são usados para a astronomia infravermelha.
O primeiro estudo não-visual de galáxias, particularmente de galáxias ativas, foi feito usando frequências de rádio. A atmosfera é quase transparente ao rádio entre 5 MHz e 30 GHz (a ionosfera bloqueia sinais abaixo desta faixa). Grandes interferômetros de rádio foram usados para mapear os jatos ativos emitidos pelos núcleos ativos. Radiotelescópios também podem ser usados para observar hidrogênio neutro (radiação de 21 cm), potencialmente incluindo a matéria não ionizada no universo primordial que mais tarde colapsou para formar galáxias.
Telescópios de ultravioleta e de raios-X podem observar fenômenos galácticos de alta energia. Um clarão ultravioleta foi observado quando uma estrela de uma galáxia distante foi despedaçada pelas forças de maré de um buraco negro. A distribuição de gás quente em aglomerados galácticos pode ser mapeada por raios-X. A existência de buracos negros supermaciços nos núcleos de galáxias foi confirmada pela astronomia de raios-X.
História da Observação
Via Láctea
O filósofo grego Demócrito de Abdera (450 – 370 a.C) propôs que a faixa brilhante no céu noturno, conhecida como a Via Láctea, deveria consistir de estrelas distantes. Aristóteles (384 – 322 a.C), entretanto, acreditava que a Via Láctea fosse causada pela “ignição da abrasadora exalação de algumas estrelas que eram grandes, numerosas e próximas” e que “a ignição ocorre na parte superior da atmosfera, na região do mundo que está continuamente com os movimentos celestiais.” O filósofo neoplatônico Olimpiodoro, o Jovem (c. 495 – 570 a.C) era cientificamente crítico desta visão, argumentando que se a Via Láctea fosse sublunar ela deveria parecer diferente em diferentes horas e lugares da Terra, e que teria paralaxe, o que ela não tem. Em sua visão, a Via Láctea era celestial. Esta ideia seria influente mais tarde no mundo islâmico.
De acordo com Mohani Mohamed, o astrônomo árabe Alhazen (965 – 1037) fez a primeira tentativa de observar e medir o paralaxe da Via Láctea, e ele “determinou que como a Via Láctea não tinha paralaxe, ela estava muito distante da Terra e não pertencia à atmosfera.” O astrônomo persa Abu Rayhan al-Biruni (973 – 1048) propôs que a Via Láctea era “uma coleção de incontáveis fragmentos com a natureza de estrelas turvas.” O astrônomo andaluz Ibn Bajjah (Avempace, m. 1138) propôs que a Via Láctea era feita de muitas estrelas que quase se tocavam umas nas outras e pareciam uma imagem contínua devido ao efeito da refração no material sublunar, citando sua observação da conjunção de Júpiter e Marte como uma evidência desta ocorrência quando dois objetos estão próximos. No século XIV, o sírio Ibn Qayyim Al-Jawziyya propôs que a Via Láctea era “uma miríade de pequenas estrelas empacotadas juntas na esfera das estrelas fixas.”
A forma da Via Láctea, como deduzido pelas contagens de estrelas por William Herschel em 1785; assumiu-se que o Sistema Solar estava próximo ao centro.
A confirmação de que Via Láctea consiste de muitas estrelas veio em 1610, quando Galileu Galilei a observou com uma luneta e descobriu que ela era composta de um enorme número de estrelas fracas. Em 1750, Thomas Wright, na sua obra Uma teoria original ou nova hipótese sobre o Universo, especulou (corretamente) que a galáxia deveria ser um corpo em rotação de um grande número de estrelas mantidas juntas por forças gravitacionais, de forma similar ao Sistema Solar, mas numa escala muito maior. O disco de estrelas resultante pode ser visto como uma faixa no céu devido a nossa perspectiva de dentro do disco.
A primeira tentativa de descrever a forma da Via Láctea e a posição do Sol nela foi realizada por William Herschel em 1785, pela contagem cuidadosa do número de estrelas em diferentes regiões do céu. Ele construiu um diagrama da forma da galáxia, com o Sistema Solar próximo do centro.Utilizando uma abordagem refinada, Jacobus Kapteyn chegou em 1920 à figura de uma pequena (diâmetro de cerca de 15 mil parsecs) galáxia elipsoide, com o Sol próximo do centro. Um método diferente por Harlow Shapley, baseado na catalogação de aglomerados globulares, levou a um desenho radicalmente diferente: um disco plano com diâmetro de aproximadamente 70 mil parsecs e o Sol distante do centro. As duas análises falharam por não levarem em consideração a absorção da luz pela poeira interestelar presente no plano galáctico, mas depois que Robert Julius Trumpler quantificou este efeito em 1930 pelo estudo de aglomerados abertos, surgiu o atual desenho da Via Láctea.
[editar]Distinção de outras galáxias
No século X, o astrônomo persa Abd al-Rahman al-Sufi (conhecido no ocidente como Azophi) fez a mais antiga observação registrada da Galáxia de Andrômeda, descrevendo-a como uma “pequena nuvem”. Esta galáxia foi redescoberta independentemente por Simon Marius em 1612. Al-Sufi também identificou a Grande Nuvem de Magalhães, que é visível no Iêmen, embora não em Isfahan, a cidade da Pérsia em que ele vivia; esta galáxia não foi vista por europeus até a viagem de Fernão de Magalhães no século XVI. Estas são algumas das poucas galáxias que podem ser observadas da Terra sem o auxílio de instrumentos ópticos. Al-Sufi publicou seus achados no seu Livro de Estrelas Fixas em 964.
No final do século XVIII, Charles Messier compilou um catálogo contendo as 109 mais brilhantes nebulosas (objetos celestes com uma aparência de nuvem), seguido mais tarde por um catálogo maior de 5 000 nebulosas reunidas por William Herschel. Em 1845, Lord Rosse construiu um novo telescópio e foi capaz de distinguir entre galáxias elípticas e espirais. Ele também conseguiu distinguir pontos individuais em algumas dessas nebulosas, dando crédito à conjectura anterior de Kant.
Em 1912, Vesto Slipher fez estudos espectrográficos das nebulosas espirais mais brilhantes para determinar se elas eram compostas de substâncias químicas que seriam esperadas em um sistema planetário. Entretanto, Slipher descobriu que as nebulosas espirais tinham altos desvios para o vermelho, indicando que elas estavam se afastando a velocidades maiores do que a velocidade de escape da Via Láctea. Logo, elas não estavam gravitacionalmente ligadas à Via Láctea e provavelmente não faziam parte da galáxia.
Em 1917, Heber Curtis tinha observado uma nova, a S Andromedae, dentro da “Grande Nebulosa de Andrômeda” (como era conhecida a Galáxia de Andrômeda, objeto Messier M31). Pesquisando o registro fotográfico, ele encontrou mais 11 novas. Curtis notou que essas novas eram, em média, 10 magnitudes mais fracas do que as que ocorriam em nossa galáxia. Como resultado, ele foi capaz de definir uma distância estimada de 150 000 parsecs. Ele se tornou um proponente da hipótese chamada “universos insulares”, que indica que as nebulosas espirais são na verdade galáxias independentes.
Fotografia da “Grande Nebulosa de Andrômeda” de 1899, mais tarde identificada como a Galáxia de Andrômeda.
Em 1920, teve lugar o chamado Grande Debate entre Harlow Shapley e Heber Curtis, a respeito da natureza da Via Láctea, as nebulosas espirais e as dimensões do Universo. Para apoiar sua tese de que a Grande Nebulosa de Andrômeda era uma galáxia externa, Curtis apontou a aparição de faixas escuras lembrando as nuvens de poeira da Via Láctea, além do significativo desvio Doppler.
A matéria foi resolvida conclusivamente no início dos anos 1920. Em 1922, o astrônomo Ernst Öpik fez uma determinação de distância que apoiava a teoria de que a Nebulosa de Andrômeda é realmente um objeto extragaláctico distante. Usando o novo telescópio do Observatório Monte Wilson de 100 polegadas, Edwin Hubble foi capaz de definir as partes externas de algumas nebulosas espirais como coleções de estrelas individuais e identificou algumas variáveis Cefeidas, permitindo a ele estimar a distância para a nebulosa: elas estavam distantes demais para ser parte da Via Láctea. Em 1936, Hubble criou um sistema de classificação para galáxias que é usado até hoje, a sequência de Hubble.
[editar]Pesquisa moderna
Em 1944, Hendrik van de Hulst predisse uma radiação de micro-ondas num comprimento de onda de 21 cm resultante de gás hidrogênio atômico interestelar; esta radiação foi observada em 1951. A radiação permitiu grande melhoria do estudo da Via Láctea, pois ela não é afetada pela absorção de poeira e o seu desvio Doppler pode ser usado para mapear o movimento do gás na galáxia. Essas observações levaram à postulação de uma estrutura de barra no centro da galáxia. Com o desenvolvimento dos radiotelescópios, o gás hidrogênio pode ser pesquisado também em outras galáxias.
Nos anos 1970, no estudo de Vera Rubin sobre a velocidade de rotação do gás em galáxias, descobriu-se que a massa total visível (das estrelas e do gás) não é compatível com a velocidade do gás em rotação. Acredita-se que este problema da rotação das galáxias seja explicado pela presença de grandes quantidades de matéria escura invisível.
A partir dos anos 1990, o Telescópio Espacial Hubble permitiu o incremento das observações. Entre outras coisas, ele estabeleceu que a matéria escura em nossa galáxia não poderia consistir somente de estrelas pequenas e fracas. O Campo Profundo Observável do Hubble (Hubble Deep Field), uma exposição extremamente longa de uma parte do céu relativamente vazia, forneceu evidência de que há cerca de 125 bilhões de galáxias no universo. O desenvolvimento da tecnologia para detecção do espectro invisível para o homem (radiotelescópios, câmeras infravermelhas e telescópios de raios-X) permitiu a detecção de outras galáxias que não são detectáveis pelo Hubble. Particularmente, pesquisas na região do céu bloqueada pela Via Láctea revelaram certo número de novas galáxias.
Via Láctea
A Galáxia da Via Láctea ou (Galáxia Via Láctea), comumente referida como a Via Láctea e em Portugal também como Estrada de Santiago, é uma galáxia espiral onde se encontra o Sistema Solar. É uma estrutura constituída por cerca de duzentos bilhões de estrelas (algumas estimativas colocam esse número no dobro, em torno de quatrocentos bilhões) e tem uma massa de cerca de um trilhão e 750 bilhões de massas solares. Sua idade está calculada entre 13 e 13,8 bilhões de anos, embora alguns autores afirmem estar na faixa de quatorze bilhões de anos.
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São seis partes que constituem a Via Láctea: núcleo, bulbo central, disco, os braços espirais, o componente esférico e o halo.
Estrutura
O núcleo está localizado no centro do sistema, tem a forma de uma esfera achatada e é igualmente constituído por estrelas, mas de idade mais avançada (chamada de população 2), apresentando por isso uma cor mais avermelhada do que o disco. Tem um diâmetrocalculado em cerca de cem mil anos-luz e uma altura de trinta mil anos-luz, sendo uma fonte de intensa radiação eletromagnética, provavelmente devido à existência de um buraco-negro no seu centro. Este é envolto por um disco de gás a alta temperatura e por partículas de poeira interestelar que o ocultam, absorvendo a luz visível e a radiação ultravioleta. Porém, na faixa de radiofrequência é detectável com certa facilidade.
O buraco negro central recebeu o nome de Sagittarius A, sua massa foi estimada em aproximadamente quatro milhões de vezes a massa do Sol. Ao seu redor parece haver indicação da presença de nuvens de gás em rápido movimento e ionizadas. Esta é devida a fortes emissões de raios X e radiação infravermelha provenientes do núcleo galáctico.
[editar]Bulbo central
O bulbo central galáctico é em torno do núcleo galáctico, sua forma é esférica e constituído principalmente por estrelas do tipo população 2 (estrelas velhas). Esta região da galáxia é rica em elementos pesados. Também estão presentes aglomerados globulares de estrelas semelhantes (de mesma composição), e suas órbitas são aproximadamente radiais ao redor do núcleo.
O disco é a parte mais visível da galáxia, e é nesta estrutura sobre a qual repousam os braços da Via Láctea; sua espessura equivale a um quinto de seu diâmetro. Constituído pela população mais jovem de estrelas (chamada de população 1) de cor azulada, por nuvens de poeira, gás e por aglomerados estelares. As estrelas do disco, têm um movimento de translação em volta do núcleo. Todas as estrelas que observamos no céu nocturno, estão localizadas no disco galáctico.
[editar]Braços espirais
Estrutura observada junto as extensões extrapoladas dos braços espirais da Via-Láctea.
Os 4 maiores braços espirais da galáxia junto com o braço menor de Órion estão nomeados como se segue, de acordo com a imagem à direita:
| Cor | Braço(s) |
|---|
| Ciano | 3kpc e Perseus |
| Violeta | Norma (Junto com a sua extensão externa recentemente descoberta) |
| Verde | Scutum-Crux |
| Rosa | Carina-Sagittarius |
| Existem pelo menos 2 braços menores ou ramificações que incluem: |
| Laranja | Órion (que contém o Sistema Solar e o Sol) |
Fora dos braços principais está o anel externo ou anel de Monoceros, um anel de estrelas ao redor da Via Láctea que foi proposto pelos astrónomos Brian Yanny e Heidi Jo Newberg. Esse anel consiste de estrelas, poeira e gás capturados de outras galáxias há bilhões de anos atrás.
Concepção artística da estrutura espiral da Via Láctea com seus dois braços principais e uma barra.
Até 1953 não se conhecia a existência de braços espirais na Via Láctea. A visualização da estrutura espiral era ocultada pela poeira interestelar e dificultada por ser efectuada do interior da própria galáxia. Até 2008 acreditava-se que possuía 4 braços mas imagens reveladas pelo telescópio Spitzervieram refazer uma teoria de décadas como acreditavam todos os astrónomos. Robert Benjamin da Universidade de Wisconsin-Whitewater sugeriu que a Via Láctea possui apenas dois braços estelares principais: o braço Perseus e o braço Scutum-Centaurus. Os demais braços foram reclassificados como braços menores ou ramificações.
Esses dois braços principais, Centaurus e Perseus, contêm ambos uma enorme concentração de estrelas jovens e brilhantes. Desta forma, a Via Láctea é classificada como sendo uma galáxia espiral e seus braços estão em movimento rotatório em torno do núcleo à semelhança de um grande cata-vento. É no braço menor de Órion que está localizado o nosso sistema solar. O Sol efetua uma rotação completa a cada duzentos milhões de anos e está localizado a cerca de 27 mil anos-luz do centro galáctico.
[editar]Componente esférico
A forma de disco da Via Láctea não é compacta, o centro e o bulbo central configuram uma região chamada de componente esférico. As estrelas compreendidas nesta são do tipo 1 e tipo 2, estando distribuídas de forma mais ou menos uniforme. Esta região é envolta pelo Halo e somente identificável de forma indireta.
O halo tem uma forma esférica e é constituída por partículas ultraexcitadas a alta temperatura, anãs vermelhas, anãs brancas e por aglomerados globulares, que estão em órbita em torno do centro de massa galáctica. O halo, como tal, não é observável opticamente. As estrelas que formam os aglomerados globulares (de forma esférica) são as mais antigas da galáxia. Por ser o componente menos conhecido da Via Láctea, supõe-se que sua estrutura seja gigantesca. O Halo envolve toda a estrutura visível da galáxia. Sua existência é demonstrada pelos efeitos provocados na curva de rotação externa da galáxia. É sabido, porém, que o halo se estende para além de cem mil anos-luz do centro galáctico. A sua massa gira entre cinco ou dez vezes maior do que a massa restante da galáxia. Sua forma, seus componentes e seus limites no espaço intergaláctico são desconhecidos até o início do século XXI, e muitas das afirmações acerca do halo são especulações científicas.
[editar]Dificuldades na sua observação
A observação e o estudo da Via Láctea é dificultado pelo fato de o plano galáctico estar obscurecido por nuvens de poeira e gás (atómico - H e molecular - HII) que absorvem a luz visível. Assim, muito do que sabemos da estrutura geral da nossa galáxia é inferido a partir da observação de outras galáxias e por observação através de observatórios capazes de medições em comprimentos de onda não bloqueados pelas poeiras (nomeadamente infravermelho, Raios X e SHF, principalmente). Uma [imagem gigantesca da galáxia Via Láctea] foi criada, em 2012, a partir de milhares de imagens individuais capturadas por dois telescópios baseados em terra, o telescópio infravermelho do Reino Unido no Havaí e o telescópio de rastreio (visível e infravermelho) para a astronomia no Chile.
[editar]A rotação galáctica
A Via Láctea descreve como um todo um movimento de rotação. Seus componentes não se deslocam à mesma velocidade. As estrelas que estão a uma distância maior do centro, movem-se a velocidades mais baixas do que as mais próximas.
O Sol descreve uma órbita que pode ser considerada circular. Sua velocidade relativa ao Universo gira em torno de 225 km/s, seu período de revolução é de aproximadamente de duzentos milhões de anos.
A Via Láctea está inserida no chamado Grupo Local de galáxias, que é constituído por cerca de trinta outras galáxias. As principais são a Via Láctea (a mais maciça) e a galáxia de Andrômeda(a de maior dimensão) separadas entre si em cerca de 2,6 milhões de anos-luz. Estas duas galáxias espirais gigantes estão em órbita de um centro de massa comum. As restantes galáxias do Grupo Local são de pequenas dimensões e forma irregular, sendo que algumas são satélites da nossa galáxia (como as famosas nuvens de Magalhães) quer da de Andrômeda e a sua cor azul e umas manchas pretas arrozadas.
[editar]Histórico de pesquisas
[editar]Antes do século XX
O filósofo grego Demócrito (450 a.C. – 370 a.C.) foi o primeiro a propor que a Via Láctea era composta por estrelas distantes. A prova disso veio em 1610 quando Galileu Galilei usou um telescópio para a estudar e descobriu que era composta por um número incalculável de estrelas. Uma obra de Kant publicada em 1755 sugere (corretamente) que a Via Láctea era uma massa de muitíssimas estrelas em rotação, seguradas pela força da gravidade tal como o sistema solar mas numa escala gigantesca. Kant conjecturou também que algumas das nebulosas visíveis durante a noite deviam ser galáxias tal como a nossa.
A primeira tentativa de descrever forma da Via Láctea e o posicionamento do Sol foi feita por William Herschel em 1785 pela cuidadosa contagem do número de estrelas nas diferentes regiões do céu. Herschel construiu um diagrama com a forma da galáxia com o sistema solar próximo do centro.
Em 1845, Lord Rosse construiu um novo telescópio e conseguiu distinguir as diferenças entre uma nebulosa elíptica e uma em forma de espiral.
[editar]Depois do século XX
[editar]Harlow Shapley
Até o início do século XX, acreditava-se que a Via Láctea fosse um sistema relativamente pequeno, com o Sol próximo de seu centro. Mediante a análise da distribuição espacial dos aglomerados globulares (esféricos ou elipsóides) na galáxia, Harlow Shapley realizou em 1917 o primeiro cálculo seguro das reais dimensões da Via Láctea. Shapley descobriu que o Sol se situava a trinta mil anos-luz do centro galáctico e que estava mais próximo das bordas. Calculou um diâmetro de cem mil anos-luz para a Via Láctea, e que havia corpos aparentemente em órbita desta, que em futuro próximo Edwin Hubble provou serem outras galáxias.
[editar]Edwin Hubble
Foi a partir do trabalho realizado pelo astrónomo norte-americano Edwin Hubble em 1924 que houve a determinação aproximada da extensão de nosso universo. Hubble provou pela teoria conhecida atualmente como a constante de Hubble que existem outras galáxias, e que estas seafastam de nós. Ao medir a razão (velocidade) a que as galáxias se afastavam (indicando assim que se encontravam a uma grande distância), permitiu demonstrar que afinal essas estruturas se encontravam fora da Via Láctea e eram "ilhas" constituídas por estrelas.
[editar]Walter Baade
O astrônomo Walter Baade observou pela primeira vez na década de 1940, durante suas pesquisas sobre a galáxia de Andrômeda, a teoria da nucleossíntese, que estabelece que a abundância de elementos pesados em gerações sucessivas de estrelas deve aumentar com o tempo, e que o processo de formação de estrelas terminou no halo há muito tempo, mas continua até os dias atuais no disco de Andrômeda. Através deste estudo, descobriu haver um paralelo também com a formação e evolução da Via Láctea pela análise da correlação existente entre a localização espacial de uma estrela no sistema galáctico e sua abundância em elementos pesados.
Baade e outros astrônomos concluíram então que as estrelas encontradas no disco da Via Láctea são tipo população I (estrelas jovens e pouco abundantes em elementos pesados), e que as do halo classificam-se principalmente como população II (estrelas velhas e abundantes em elementos pesados), enquanto as do núcleo são uma mistura homogênea dos dois tipos.
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