Via Láctea

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.

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, tanto no hemisfério sul quanto no hemisfério norte. 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.

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.

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.

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=8,2 kpc do centro.

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

O artigo VINTERGATAN II: the history of the Milky Way told by its mergers publicado em 2021 por Florent Renaud, Oscar Agertz, Justin I. Read, Nils Ryde, Eric P. Andersson, Thomas Bensby, Martin P. Rey, Diane K. Feuillet no Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 503, 5846, explora a formação da nossa Galáxia em um modelo cosmológico.

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