Como funciona a Via Láctea parte 2

Aglomerados globulares e nebulosas espirais

Por volta da época em que Kapetyn publicou seu modelo para a Via Láctea, seu colega Harlow Shapley percebeu que uma forma de aglomerado de estrelas chamado aglomerado globular tinha distribuição única no firmamento. Ainda que poucos aglomerados globulares estivessem presentes na faixa de luz da Via Láctea, havia muitos deles acima e abaixo dessa região. Shapely decidiu mapear a distribuição dos aglomerados globulares e medir suas distâncias usando marcadores estelares variáveis no interior dos aglomerados e a relação distância/luminosidade (ver abaixo). Shapley constatou que os aglomerados globulares estavam dispostos em distribuição esférica e concentrados próximos à constelação de Sagitário. Shapley concluiu que o centro da galáxia devia ficar próximos da constelação de Sagitário, e não do Sol, e que a Via Láctea tinha cerca de 100 quiloparsecs de diâmetro.
Shapley se envolveu em um grande debate sobre a natureza das nebulosas espirais (traços de luz pouco intensa visíveis no céu noturno). Ele acreditava que elas constituíam "universos-ilha", ou galáxias, localizadas fora da Via Láctea. Outro astrônomo, Heber Curtis, acreditava que as nebulosas em espiral fossem parte da Via Láctea. As observações das estrelas variáveis Cefeidas por Edwin Hubble, enfim, decidiram o debate - as nebulosas ficavam realmente fora da Via Láctea.
Mas restavam questões. Que forma tinha a Via Láctea e o que exatamente existia em seu interior?

Relação distância/luminosidadeAstrônomos profissionais e amadores podem medir o brilho de uma estrela colocando um fotômetro ou dispositivo de carga acoplada em seus telescópios. Caso conheçam o brilho da estrela e a distância até ela, podem calcular a quantidade de energia que a estrela emite, ou sua luminosidade (luminosidade = brilho x 12,57 x (distância)2). É igualmente possível, caso a luminosidade de uma estrela seja conhecida, calcular a distância entre ela e a Terra. Certas estrelas - como as RR Lyrae e as variáveis Cefeidas - podem servir como padrões de luminosidade. Elas alteram seu brilho regularmente e a luminosidade que geram está diretamente relacionada ao período em seu ciclo de brilho. Para determinar as luminosidades de aglomerados globulares, Shapley mediu os períodos de brilho das estrelas RR Lyrae nos aglomerados. Assim que ele determinou as luminosidades, pôde calcular a distância entre elas e a Terra. Veja Como funcionam as Galáxias para determinar de que maneira o astrônomo Edwin Hubble empregou técnica semelhante com relação às estrelas variáveis Cefeidas a fim de determinar que as nebulosas espirais estavam além dos limites da Via Láctea.

Qual é a forma da Via Láctea?

Edwin Hubble estudou as galáxias e as classificou em diversos tipos de galáxias elípticas e espirais. As galáxias espirais se caracterizam pelo formato de discos dotados de braços espirais. A Via Láctea tinha forma de disco, então tinha grande probabilidade de ser uma galáxia espiral.

Imagem cortesia Nasa

Nos anos 1930, o astrônomo R. J. Trumpler compreendeu que as estimativas de tamanho da Via Láctea apresentadas por Kapetyn e outros estudiosos estavam equivocadas porque as medições utilizadas se baseavam nos comprimentos de onda da luz visível. Trumpler concluiu que o vasto volume de poeira no plano da Via Láctea absorvia a luz visível e fazia com que estrelas e aglomerados parecessem menos brilhantes do que eram de fato. Portanto, para mapear de maneira precisa as estrelas e aglomerados estelares contidos no interior do disco da Via Láctea, os astrônomos precisavam descobrir como observar através da poeira.

O efeito Doppler Quase da mesma maneira que o som agudo da sirene de um caminhão de bombeiro se torna mais grave à medida que o caminhão se afasta, o movimento das estrelas afeta o comprimento de onda da luz que delas recebemos. O fenômeno é conhecido como efeito Doppler. Podemos medir o efeito Doppler medindo as linhas no espectro de uma estrela e comparando-as ao espectro de uma lâmpada padrão. A quantidade do desvio Doppler nos informa a velocidade de movimento da estrela em relação a nós. Caso o espectro de uma estrela se desloque para o extremo azul, ela está se aproximando de nossa posição e caso o faça para o vermelho, a estrela estará se afastando.

Nos anos 1950, os primeiros radiotelescópios foram inventados. Os astrônomos descobriram que átomos de hidrogênio emitem radiação nos comprimentos de onda do rádio e que essas ondas de rádio são capazes de penetrar a poeira da Via Láctea. Assim, torna-se possível mapear os braços espirais da Via Láctea. O componente essencial eram estrelas que servissem de marcadores, como as usadas para medir distâncias. Os astrônomos constataram que estrelas das classes O e B serviriam a esse propósito. Essas estrelas tinham diversas características.

• Brilho: são altamente visíveis e muitas vezes encontradas em pequenos grupos ou associações.
• Calor: emitem em múltiplos comprimentos de onda (visível, infravermelho, rádio).
• Vida curta: vivem por cerca de 100 milhões de anos, de modo que, se levarmos em conta a taxa com a qual as estrelas orbitam o centro da galáxia, elas não se afastam muito da posição em que nasceram.

Os astrônomos podiam usar radiotelescópios para mapear com precisão as posições das estrelas O e B, e recorrer ao desvio Doppler no espectro de ondas de rádio para determinar suas taxas de movimento. Quando muitas estrelas foram submetidas a esse tratamento, tornou-se possível produzir mapas ópticos e de rádio combinados dos braços em espiral da Via Láctea. Cada braço recebe o nome das constelações que abriga.
Os astrônomos acreditam que o movimento do material em torno do centro da galáxia cria ondas de densidade (áreas de alta e baixa densidade), quase como quando uma pessoa usa uma batedeira elétrica para fazer massa de bolo. Essas ondas de densidade aparentemente são a causa da natureza espiral da galáxia.
Assim, ao examinar o céu em múltiplos comprimentos de onda (rádio, infravermelho, luz visível, ultavioleta e raios X), com diversos telescópios terrestres e espaciais, podemos obter vistas diferentes da Via Láctea.
Na página seguinte estudaremos exatamente o que a Via Láctea contém.

Estrutura da Via Láctea

De acordo com o sistema de classificação proposto por Edwin Hubble, a Via Láctea é uma galáxia espiral, ainda que indícios de mapeamento mais recentes apontem para a possibilidade de que seja uma galáxia espiral barrada. A Via Látea tem mais de 200 bilhões de estrelas (total estimado de acordo com sua massa). Seu diâmetro é de cerca de 100 mil anos-luz e o Sol fica a cerca de 28 mil anos-luz do centro galáctico. Se observarmos a estrutura da Via Láctea tal qual apareceria vista de fora, perceberíamos as seguintes partes:

1. Disco galáctico: a porção em que se localiza a maior parte das estrelas. O disco é composto por estrelas jovens e velhas, bem como por vastos volumes de gás e poeira. As estrelas que ficam no interior do disco percorrem órbitas geralmente circulares em torno do centro galáctico. As interações gravitacionais entre as estrelas fazem com que os movimentos circulares oscilem um pouco para baixo e para cima, como no caso dos cavalinhos em um carrossel. O disco se subdivide nas seguintes porções:
   
   
   núcleo: o centro do disco
   bojo: a área em torno do núcleo, que inclui as regiões imediatamente acima e abaixo do plano do disco.
   braços em espiral: áreas que se estendem do centro para fora (nosso sistema solar se localiza em um dos braços espirais da Via Láctea).
2. Aglomerados globulares: algumas centenas deles se espalham acima e abaixo do plano do disco. Os aglomerados globulares orbitam o centro da galáxia em órbitas elípticas cujas as direções são aleatoriamente espalhadas. As estrelas dos aglomerados globulares são muito mais velhas que as do disco galáctico e eles abrigam poucos gases e poeira.
3. Halo: trata-se de uma grande região, não muito iluminada, que cerca toda a galáxia. O halo é feito de gases quentes e possivelmente de matéria escura.

Todos esses componentes orbitam o núcleo e são mantidos unidos pela gravidade. Como a gravidade depende da massa, seria possível pensar que a maior parte da massa galáctica se localiza no disco ou perto dele. No entanto, ao estudar as curvas de rotação da Via Láctea e de outras galáxias, os astrônomos concluíram que a maior parte da massa fica nas porções externas da galáxia (como o halo), onde existe pouca luz gerada por estrelas ou gases.
A gravidade da Via Láctea influencia duas galáxias satélites vizinhas: a Grande Nuvem de Magalhães e a Pequena Nuvem de Magalhães (em homenagem ao explorador português Fernão de Magalhães). Elas orbitam sob o plano da Via Láctea e podem ser vistas do hemisfério sul. A Grande Nuvem de Magalhães tem cerca de 70 mil anos-luz de diâmetro e fica a 160 mil anos-luz da Via Láctea. Os astrônomos acreditam que a Via Láctea esteja extraindo gases e poeira dessas galáxias satélites.
Quantas estrelas a Via Láctea de fato contém? Demonstraremos a fórmula na próxima página.

Quantas estrelas existem na Via Láctea

Mencionamos anteriormente que os astrônomos haviam calculado o número de estrelas na Via Láctea com base na medida da massa da galáxia. Mas como se mede a massa de uma galáxia? Obviamente não se pode fazê-la subir na balança. Em vez disso, usamos o movimento orbital.

Com base na versão de Newton para a Terceira Lei do Movimento Planetário, de Kepler, a velocidade orbital de um objeto em órbita circular, e usando um pouquinho de álgebra, é possível derivar uma equação que calcule a quantidade de massa (M_r) que existe no interior de qualquer órbita circular com um raio (r).

E.L. Wright (UCLA), COBE Project, DIRBE, Nasa
É complicado, mas é possível usar a versão de Newton para a Terceira Lei de Kepler a fim de calcular o número de estrelas na Via Láctea

1. p² = (4Π²/GM) a³
   (p é o período orbital, M é a massa, a é o raio orbital. G é a constante gravitacional de Newton (6,67 x 10^-11 m³/kg-s²))
   
2. Reordenando os termos para encontrar a solução de M resulta em:
   
   M = 4Π² a³/Gp²
   
3. Velocidade orbital de um objeto circular (v)
   
   v=2Πa/p
   
4. Reordenando os termos para resolver p:
   
   p=2Πa/v
   
5. Inserindo a equação de velocidade orbital na versão de Newton para a Terceira Lei de Kepler e simplificando os valores:
   
   M=av²/G
6. Como se trata de uma órbita circular, a se torna o raio (r) e M se torna a massa dentro desse raio (M_r).
   
   M_r rv²/G

Para a Via Láctea, o Sol fica a uma distância de 2,6 x 10²⁰ metros (28 mil anos-luz) e apresenta velocidade orbital de 2,2 x 10⁵ metros/segundo (220 km/s), o que nos informa que 2 x 10⁴⁹ kg ficam na 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) ao longo de sua órbita. Se acrescentarmos a porção da Via Láctea que não fica na órbita do Sol, chegamos ao valor aproximado de 200 bilhões de estrelas.