Via Láctea


CTIO
Imagem obtida por ©Roger Smith, do Cerro Tololo Interamerican Observatory, mostrando o telescópio de 4m Blanco, a Via Láctea, à direita, com o Cruzeiro do Sul, e à esquerda, a Pequena (em cima) e a Grande Nuvem de Magalhães, galáxias satélites da nossa Galáxia.
c3.jpg MilkWay

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.

Em 1609, 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 usando seu telescópio de 1,2 m de diâmetro. Assumindo erroneamente que todas as estrelas tinham a mesma luminosidade, de forma que as suas diferenças de brilho refletiam apenas suas diferentes distâncias, Herschel contou o número de estrelas que conseguia observar em diferentes direções e concluiu que a Galáxia era um sistema achatado, sendo aproximadamente 5 vezes maior na direção do plano galáctico do que na direção perpendicular a ele. Como ele aparentemente enxergava o mesmo número de estrelas em qualquer linha de visada ao longo do plano, conclui que o Sol deveria estar aproximadamente no centro da Galáxia. As hipóteses de que as estrelas têm o mesmo brilho e que não há poeira na Galáxia estavam erradas.

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Desenho esquemático da Via Láctea feita por William Herschel, baseado em sua contagem das estrelas [Figura 4 de On the Construction of the Heavens, Philosophical Transactions of the Royal Society of London, Vol. 75 (1785),pp. 213].


Heschel não tinha como saber as distâncias das estrelas (a primeira medida da paralaxe de uma estrela foi feita só no século seguinte, em 1838), portanto ele não pôde determinar o tamanho da Via Láctea.

Em 1852, o astrônomo americano Stephen Alexander publicou, em 8 artigos no volume 2 do The Astronomical Journal, a teoria de que a Via Láctea era uma galáxia espiral - como as descobertas pelo astrônomo irlandes William Parsons com o seu telescópio de 1.8 m Leviathan of Parsonstown - mas vista de dentro.

A primeira estimativa do tamanho da Via Láctea foi feita no início do século XX, pelo astrônomo holandês Jacobus Kapteyn (1851-1922). Kapteyn fez contagem das estrelas registradas em placas fotográficas e determinou as distâncias das estrelas próximas medindo suas paralaxes e movimentos próprios. Concluiu que a Via Láctea tinha a forma de um disco com 20 000 parsecs de diâmetro com o Sol no centro.
Logo após a publicação do modelo de Kapteyn, Harlow Shapley (1885-1972) publicou um modelo diferente, baseado na distribuição de sistemas esféricos de estrelas chamados aglomerados globulares. Shapley mediu as distâncias de 150 aglomerados a partir das estrelas RR Lyrae neles presentes e assim pode mapear a sua localização na Galáxia.

RR Lyrae em M3
Seqüência de imagens do cúmulo globular M3 durante um dia, mostrando a variabilidade das estrelas RR Lyrae.
©Joel Hartman (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) & Krzysztof Z. Stanek (Ohio State University)
Shapley verificou que os cúmulos globulares estavam uniformemente distribuídos acima e abaixo do plano da Via Láctea, mas mais concentrados na direção da constelação de Sagitário. Assumindo que o centro da distribuição dos aglomerados globulares coincide com o centro da Via Láctea, ele deduziu que o Sol estava a aproximadamente 15 kpc do centro da Via Láctea, a qual teria uma extensão total de 100 kpc.

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Distribuição dos aglomerados globulares segundo Shapley. [Fonte:Richard_Pogge]

Shapley não levou em conta a extinção interestelar, o que o fez encontrar um valor exagerado para o tamanho da Galáxia. Hoje sabemos que o disco da nossa galáxia tem uma extensão de aproximadamente 30 kpc, e o Sol se encontra a aproximadamente R0=7,9 kpc do centro, como indicado na figura, mas veja o próximo parágrafo.

modelo

No artigo de revisão de 2016, Joss Bland-Hawthorn & Ortwin Gerhard, "The Galaxy in Context: Structural, Kinematic & Integrated Properties", publicado no Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 54, p. 529-596, estão listados as recentes determinações desta distância, usando diferentes métodos e que levam a uma distância média de R0=8,2 ± 0,1 kpc:

R0 [kpc]Referência
7.90 ± 0.75 Reid et al. 2009
7.70 ± 0.40 Morris et al. 2012
8.33 ± 0.35 Gillessen et al. 2009
8.27 ± 0.13 Chatzopoulos et al. 2015
8.92 ± 0.56 Do et al. 2013
8.03 ± 0.32 Bajkova & Bobylev 2015
8.34 ± 0.19 Reid et al. 2014
8.05 ± 0.45 Honma et al. 2012
8.08 ± 0.62 Zhu & Shen 2013
7.45 ± 0.66 Bobylev 2013
8.27 ± 0.41 Schönrich 2012
8.30 ± 0.35 Küpper et al. 2015
8.70 ± 0.50 Vanhollebeke et al. 2009
8.27 ± 0.40 Pietrukowicz et al. 2015
8.33 ± 0.15 Dekany et al. 2013
7.58 ± 0.57 Dambis 2009
7.50 ± 0.60 Matsunaga et al. 2013
7.90 ± 0.36 Matsunaga et al. 2011
7.98 ± 0.51 Groenewegen et al. 2008
8.24 ± 0.43 Matsunaga et al. 2009
8.60 ± 0.81 Groenewegen & Blommaert 2005
7.50 ± 0.30 Francis & Anderson 2014
8.20 ± 0.20 Cao et al. 2013
7.94 ± 0.76 Fritz et al. 2011
7.40 ± 0.28 Francis & Anderson 2014
7.10 ± 0.54 Bica et al. 2006

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Modificada em 11 mar 2022