Trabalho Galaxia 2020

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Via Láctea
A ViaLáctea é uma faixa de luz tênue e esbranquiçada que percorre todo o céu, formando um anel à nossa volta. É conhecida desde a antiguidade. Somente com o uso do telescópio ficou claro que essa luz é formada por milhões de estrelas muito tênues, que não distinguimos com nossos olhos. Hoje sabemos que este imenso sistema estelar é a manifestação mais visível de nossa Galáxia, a qual então foi batizada de ViaLáctea.
O Sol e seu sistema de planetas e corpos menores está mergulhado neste sistema muito maior.
A Via Láctea está entre as centenas de bilhões de galáxias do Universo e onde está situado o nosso Sistema Solar.
O nome latino – Via Láctea – deriva da palavra grega "Kiklios Galaxios", cujo significado é círculo leitoso.
Considerando a estimativa da idade do Universo, a Via Láctea tem aproximadamente 14 bilhões de anos terrestres.
 Nossa galáxia: Via Láctea
Os cientistas acreditam que a Via Láctea e outras galáxias grandes se formaram ao longo de bilhões de anos a partir das interações entre galáxias menores e, em particular, a captura gradual de muitas estrelas de galáxias anãs próximas (galáxias pequenas com centenas ou milhares de vezes menos estrelas do que a Via Láctea).
Estrutura e Localização do Sistema Solar
A Via Láctea tem aproximadamente 200 bilhões de estrelas, além de nuvens de gás e poeira. Possui o formato de uma espiral e é constituída por um disco com um núcleo e um halo.
A região central da Via Láctea apresenta uma densidade estelar maior que as regiões exteriores. Contém um objeto central massivo, que acredita-se ser um enorme buraco negro.
Seu diâmetro tem aproximadamente 100.000 anos-luz e sua espessura 80 mil anos-luz. Já o diâmetro do núcleo tem cerca de 30 mil anos-luz no sentido norte-sul e 40 mil anos-luz no sentido equatorial.
A Via Láctea exibe braços espirais. Sendo Perseu, Sagitário, Centauro e Cygnus os braços principais. O nosso sistem solar está localizado em um braço chamado Orion.
Localização e movimento do Sol na Via Láctea
O nosso Sol se encontra a 26.000 anos-luz do centro da Via Láctea. Sua velocidade em torno do núcleo galáctico é de 250 km/s e leva cerca de 200 milhões de anos para dar uma volta completa em torno da galáxia.
Via Láctea vista da Terra
É possível observar a Via Láctea da terra em lugares sem iluminação artificial e com o ar límpido.
Em noites sem nuvens e lua vemos claramente no céu uma faixa esbranquiçada que atravessa o hemisfério celeste de um horizonte a outro. A parte mais brilhante fica na constelação de Sagitário.
No Hemisfério Sul é melhor observável durante as noites de inverno (junho e julho).
 Imagem da Via Láctea
Grupo Local
A Via Láctea pertence a um conglomerado de galáxias denominado pelos cientistas de “Grupo Local”, constituído por cerca de 50 galáxias.
Entre as mais conhecidas galáxias deste grupo estão a Via Láctea, Andrômeda e Triângulo.
 As demais são galáxias anãs que orbitam a Via Láctea ou Andrômeda.
​​Conforme as observações dos cientistas, essas duas galáxias estão em rota de colisão, aproximando-se a uma velocidade de 480 000 quilômetros por hora, e irão colidir em 5 bilhões de anos.
Via Láctea e principais galáxias que formam o Grupo Local
Observações da Via Láctea
As primeiras observações da Via Láctea foram feitas pelo astrônomo grego Demócrito, que viveu entre 460 e 370 a.C.
Já o primeiro mapa da galáxia foi elaborado por William Herschel em 1785, que estudou e mediu a distribuição de estrelas no espaço. Herschel contou as estrelas e concluiu que formavam um grande disco.
Em 1918, o astrônomo Harlow Shapley estimou o tamanho total da Via Láctea e a posição do Sistema Solar.
Os cientistas acreditavam até o fim de 1920, que o Universo limitava-se à Via Láctea. Contudo, a crença foi desfeita a partir das observações de Edwin Hubble, que percebeu manchas difusas no espaço e concluiu que eram, na verdade, galáxias separadas.
Galáxias
Galáxias são aglomerados de estrelas, planetas, gás e poeira ligados pela força da gravidade e energia suficiente para formação de estrelas e planetas.
Uma galáxia é uma enorme coleção de gás, poeira e de estrelas e seus sistemas solares.
Uma galáxia é uma enorme massa de estrelas, nebulosas de vários tipos, matéria interestelar (essencialmente matéria gasosa dispersa), planetas e outros objetos astronômicos, unidos por forças gravitacionais e girando em torno de um centro de massa comum. Podem conter entre 100 mil e 3.000 bilhões de estrelas.
A Descoberta das Galáxias 
Por volta do século XVIII vários astrônomos já haviam observado, entre as estrelas, a presença de corpos extensos e difusos, aos quais denominaram "nebulosas". Hoje sabemos que diferentes tipos de objetos estavam agrupados sob esse termo, a maioria pertencendo à nossa própria Galáxia: nuvens de gás iluminadas por estrelas dentro delas, cascas de gás ejectadas por estrelas em estágio final de evolução estelar, aglomerados de estrelas. Mas algumas nebulosas - as nebulosas espirais - eram galáxias individuais, como a nossa Via Láctea.
 Foto de galáxias.
O filósofo alemão Immanuel Kant (1724-1804), influenciado pelo astrônomo Thomas Wright (1711-1786), foi o primeiro a propor, por volta de 1755, que algumas nebulosas poderiam ser sistemas estelares totalmente comparáveis à nossa Galáxia.
Somente em 1923 Edwin Powell Hubble proporcionou a evidência definitiva para considerar as "nebulosas espirais" como galáxias independentes, ao identificar uma variável Cefeida na "nebulosa" de Andrômeda (M31).
 Andrômeda, M31.
O filósofo alemão Immanuel Kant (1724-1804), influenciado pelo astrônomo Thomas Wright (1711-1786), foi o primeiro a propor, por volta de 1755, que algumas nebulosas poderiam ser sistemas estelares totalmente comparáveis à nossa Galáxia. Até 1908, cerca de 15.000 nebulosas haviam sido catalogadas e descritas. Algumas haviam sido corretamente identificadas como aglomerados estelares, e outras como nebulosas gasosas. 
Somente em 1923 Edwin Powell Hubble proporcionou a evidência definitiva para considerar as "nebulosas espirais" como galáxias independentes, ao identificar uma variável Cefeida na "nebulosa" de Andrômeda (M31).
 Andrômeda, M31.
A partir da relação conhecida entre período e luminosidade das Cefeidas da nossa Galáxia, e do brilho aparente das Cefeidas de Andrômeda, Hubble pode calcular a distância entre esta e a Via Láctea, obtendo um valor de 2,2 milhões de anos-luz. Isso situava Andrômeda bem além dos limites da nossa Galáxia, que tem 100 mil anos-luz de diâmetro. Ficou assim provado que Andrômeda era um sistema estelar independente.
Classificação Morfológica de Galáxias 
As galáxias diferem bastante entre si, mas a grande maioria têm formas mais ou menos regulares quando observadas em projeção contra o céu, e se enquadram em duas classes gerais: espirais e elípticas. Algumas galáxias não têm forma definida, e são chamadas irregulares. Atualmente se sabe que as galáxias nascem nas regiões de maior condensação da matéria escura. A distribuição dessas condensações é aleatória. Se há assimetria na distribuição das condensações em uma região do espaço, a força de maré produzida pela assimetria gera momentum angular na nuvem, e uma galáxia espiral se forma. Se a distribuição local é simétrica, não haverá momentum angular líquido, e uma galáxia elíptica se forma. 
Um dos primeiros e mais simples esquemas de classificação de galáxias, que é usado até hoje, aparece no livro de 1936 de Edwin Hubble. O esquema de Hubble consiste de três sequências principais de classificação: elípticas, espirais e espirais barradas. Nesse esquema, as galáxias irregulares formam uma quarta classe de objetos.
Esquema de Hubble para a classificação de galáxias. Elípticas E, espirais S e espirais barradas SB.
Galáxias Espirais (S)
As galáxias espirais, quando vistas de frente, apresentam uma clara estrutura espiral. M31 e a nossa própria Galáxia são espirais típicas. Elaspossuem um núcleo, um disco, um halo, e braços espirais. As galáxias espirais apresentam diferenças entre si principalmente quanto ao tamanho do núcleo e ao grau de desenvolvimento dos braços espirais. Assim, elas são subdivididas nas categorias Sa, Sb e Sc, de acordo com o grau de desenvolvimento e enrolamento dos braços espirais e com o tamanho do núcleo comparado com o do disco.
a núcleo maior, braços pequenos e bem enrolados
b núcleo e braços intermediários
c núcleo menor, braços grandes e mais abertos
 Fotos de galáxias obtidas por Jim Wray, no McDonald Observator
Existem algumas galáxias que têm núcleo, disco e halo, mas não têm traços de estrutura espiral. Hubble classificou essas galáxias como S0, e elas são às vezes chamadas lenticulares. As galáxias espirais e lenticulares juntas formam o conjunto das galáxias discoidais.
 Fotografias de galáxias à esquerda SO e à direita SBO.
metade de todas as galáxias discoidais apresentam uma estrutura em forma de barra atravessando o núcleo. Elas são chamadas barradas e, na classificação de Hubble elas são identificadas pelas iniciais SB. As galáxias barradas também se subdividem nas categoria SB0, SBa, SBb, e SBc. Nas espirais barradas, os braços normalmente partem das extremidades da barra.
 Fotografias de galáxias barradas. A primeira, à esquerda, Sba, a segunda SBb e, a terceira, SBc.
As galáxias espirais têm diâmetros que variam de 20 mil anos-luz até mais de 100 mil anos-luz. Estima-se que suas massas variam de 10 bilhões a 10 trilhões de vezes a massa do Sol. Nossa Galáxia e M31 são ambas espirais grandes e massivas.
Galáxias Elípticas (E)
As galáxias elípticas (E) apresentam forma esférica ou elipsoidal, e não têm estrutura espiral.
 Têm pouco gás, pouca poeira e poucas estrelas jovens. Elas se parecem ao núcleo e halo das galáxias espirais.
 As galáxias elípticas variam muito de tamanho, desde super-gigantes até anãs.
As maiores elípticas têm diâmetros de milhões de anos-luz, ao passo que as menores têm somente poucos milhares de anos-luz em diâmetro. As elípticas gigantes, que têm massas de até 10 trilhões de massas solares, são raras, mas as elípticas anãs são o tipo mais comum de galáxias.
As galáxias elípticas são classificadas pela letra E seguida de um número n entre 0 e 7, de acordo com o grau de achatamento En. Da esquerda para a direita temos E0,E3 e E6.
 A galáxia elíptica gigante M87.
Galáxias Irregulares (I)
Hubble classificou como galáxias irregulares (I) aquelas que eram privadas de qualquer simetria circular ou rotacional, apresentando uma estrutura caótica ou irregular. Muitas irregulares parecem estar sofrendo atividade de formação estelar relativamente intensa, sua aparência sendo dominada por estrelas jovens brilhantes e nuvens de gás ionizado distribuídas irregularmente.
Os dois exemplos mais conhecidos de galáxias irregulares são a Grande e a Pequena Nuvens de Magalhães, as galáxias vizinhas mais próximas da Via Láctea, visíveis a olho nu no Hemisfério Sul, identificadas pelo navegador português Fernão de Magalhães, em 1520. A Grande Nuvem aparentemente orbita a Via Láctea. Nela está presente o complexo 30 Doradus, um dos maiores e mais luminosos agrupamentos de gás e estrelas super-gigantes conhecido em qualquer galáxia. A Supernova 1987A ocorreu perto de 30 Doradus.
 A Pequena Nuvem é bastante alongada e menos massiva do que a Grande Nuvem.Aparentemente é o resultado de uma colisão com a Grande Nuvem acontecida há uns 200 milhões de anos atrás.
Foto das galáxias irregulares. Grande Nuvem de Magalhães (a esquerda) e Pequena Nuvem de Magalhães (à direita). A Grande Nuvem está a a 176 mil anos-luz de distância da Terra e Pequena Nuvem a 210 mil anos-luz. São consideradasgaláxias satélites da Via Láctea. Crédito da foto: Wei-Hao Wang.
Estrutura Espiral 
A causa da estrutura espiral das galáxias ainda não está bem definida. A ideia inicial a respeito disso era de que os braços espirais seriam braços materiais, (isto é, constituído sempre das mesmas estrelas e do mesmo material interestelar), formados pela rotação diferencial. Como o material mais distante do centro tem menor velocidade de rotação do que o mais próximo do centro (movimento kepleriano), uma pequena perturbação no disco naturalmente se espalharia em forma espiral.
Um braço material (que em um tempo inicial fosse reto, em um tempo t1 teria assumido uma forma curva devido à rotação diferencial do disco, e em um tempo t2 estaria mais enrolado.
Atualmente se sabe que esse modelo não pode explicar a estrutura espiral de galáxias que têm os braços bem marcados, que parecem persistir inalterados por bilhões de anos, pois após algumas rotações galácticas os braços deveriam estar tão enrolados que seriam destruídos.
Um passo importante no estudo da estrutura espiral foi a teoria de ondas de densidade, desenvolvida por Chia Chiao Lin (1916-) e Frank Hsia-San Shu (1943-) nos anos 1960 (1964, Astrophysical Journal, 140, 646).
 Diagramas representando a estrutura espiral e suas variações da densidade.
De acordo com essa teoria, a estrutura espiral se deve a uma variação da densidade que se propaga no disco, formando um padrão espiral.
Essa teoria explica de maneira natural porque estrelas jovens, nuvens moleculares e regiões HII são encontradas nos braços espirais. Quando o gás passa pela onda, ele é comprimido fortemente até que a gravitação interna cause o colapso e a formação de estrelas. Durante os 107 anos que leva para o material passar pelo braço espiral, as estrelas mais quentes e massivas (O e B) já terminaram sua evolução, e as regiões HII já desapareceram.
Massas de Galáxias
 O Sol, as outras estrelas, as nebulosas gasosas, e tudo o que faz parte da galáxia, gira em torno do centro galáctico movido pela atração gravitacional da grande quantidade de estrelas
(massa) ali concentradas, da mesma forma que os planetas giram em torno do Sol.
A curva azul mostra a velocidade de rotação observada na Via Láctea, enquanto a curva pontilhada vermelha a curva esperada se a massa estivesse concentrada onde a luz está.
Assim como a massa de uma estrela é a sua característica física mais importante, também nas galáxias a massa tem um papel crucial, não apenas em sua evolução como sistemas individuais, mas na evolução do próprio Universo. Por exemplo, da quantidade de massa das galáxias depende a densidade de matéria visível do Universo. 
A melhor maneira de medir a massa é a partir das velocidades das estrelas devido à atração gravitacional entre elas. Em galáxias elípticas, as velocidades medidas são velocidades médias, pois os movimentos das estrelas nesses sistemas têm componentes de mesma magnitude nas três direções, e todas seguem órbitas bastante elípticas. 
Massas de galáxias elípticas
 Diagrama representando estrelas num sistema estacionário.
As massas das galáxias elípticas podem ser determinadas a partir do Teorema do Virial, segundo o qual num sistema estacionário (cujas propriedades não variam no tempo), a soma da energia potencial gravitacional das partículas adicionada ao dobro de sua energia cinética é nula, ou seja:
EG +2EC = 0
onde EG é a energia potencial gravitacional e EC é a energia cinética. 
Podemos considerar uma galáxia como um sistema estacionário, cujas partículas são as estrelas (pois ela não está nem se contraindo nem se expandindo).
A energia cinética das estrelas na galáxia pode ser escrita como:
EC = m
onde M é a massa total da galáxia; 
 v é a velocidade média das estrelas, medida pelo alargamento das linhas espectrais 1. 
A energia potencial gravitacional é
EG = -G
onde R é um raio médio da galáxia que pode ser estimado a partir da distribuição de luz. Combinando as três equações acima, temos
= 2m
Esse mesmo método pode ser usado também para calcular as massas de aglomerados de galáxias, assumindo que eles são estacionários. Nesse caso, consideramos cada galáxia como uma partícula do sistema. A energia cinética pode ser calculada pelos deslocamentos das linhasespectrais, e a energia potencial gravitacional pela separação média das galáxias do aglomerado.
Massas de galáxias espirais 
As galáxias espirais têm grande parte das estrelas confinadas ao plano do disco, com órbitas quase circulares, e velocidades que dependem da distância ao centro (figura 03.03.15).
 Diagrama representando o plano do disco onde estão confinadas as galáxias espirais.
Curva de rotação para a galáxia espiral NGC3198.
Assumindo que a maior parte da massa da galáxia está no bojo interno, e que, portanto, o movimento rotacional das estrelas no disco é determinado pela massa do bojo, podemos determinar essa massa através da igualdade da força gravitacional com a força centrípeta, da mesma maneira como determinamos a massa da nossa Galáxia.
FG = Fc → = → MG 
Chamando M(R) a massa interna ao raio R, temos que:
 = 
Nas partes externas de muitas espirais, a velocidade v(R) não depende mais de R, ou seja, permanece constante, de forma que quanto maior o raio R, maior a massa M(R) interna a ele. Como as partes externas das galáxias são muito fracas, a partir de um certo valor de R a luminosidade não aumenta mais, mas de acordo com a curva de rotação a massa continua crescendo. Isso significa que uma grande parte da massa das galáxias deve ser não luminosa. Isso é conhecido como o problema da massa escura.
O Primeiro Teorema de Newton estabelece que um corpo dentro de uma casca esférica de matéria não experimenta qualquer força gravitacional desta casca. Na relatividade geral o teorema equivalente chama-se Teorema de Birkhoff [George David Birkhoff (1884-1944)]. Isto pode ser compreendido porque os ângulos sólidos que se estendem de um ponto dentro da esfera para direções opostas têm áreas que escalam com , enquanto a força gravitacional escala com , de modo que as forças gravitacionais das áreas opostas se cancelam exatamente.
A Formação e a Evolução das Galáxias 
Quando os primeiros estudos sobre galáxias iniciaram, o fato de as galáxias elípticas terem estrelas em geral mais velhas do que as galáxias espirais levou os astrônomos a pensarem que as diferenças se deviam à evolução, ou seja, as galáxias quando jovens seriam espirais e mais tarde evoluiriam a elípticas. 
Se determinarmos as idades das estrelas mais velhas em sistemas espirais e em sistemas elípticos, encontramos que em todos os tipos, essas estrelas são igualmente velhas, em torno de 10 bilhões de anos. Portanto, todas as galáxias que vemos começaram a se formar mais ou menos na mesma época na história do universo, e, consequentemente, têm mais ou menos a mesma idade. A diferença é que nas espirais e nas irregulares sobrou gás suficiente para continuar o processo de formação estelar até a época presente.
imagem de longa exposição do telescópio Espacial Hubble, mostrando que todos os tipos de galáxias já eram encontradas no passado remoto, mas havia uma abundância maior de galáxias pequenas e azuis do que se tem hoje.
teorias principais sobre formação e evolução de galáxias
 Modelo monolítico: propõe que as galáxias se formaram e evoluíram isoladamente pelo colapso de grandes nuvens de gás;
No modelo monolítico, a forma das galáxias seria determinada pela rapidez com que aconteceu a formação estelar (taxa de formação estelar) na nuvem em contração, e pela quantidade de rotação (momentum angular) da nuvem.
 Modelo hierárquico: propõe que as galáxias se formaram e evoluíram através de encontros sucessivos de nuvens menores.
 Ambas as teorias assumem que as nuvens de gás que deram origem às galáxias se formaram pela condensação de matéria em certas regiões do espaço devido às flutuações de densidade existentes no Universo primordial. 
As pequenas nuvens de gás em contração dariam origem preferencialmente a sistemas puramente discoidais, que evoluiriam a galáxias espirais, se sofressem poucas interações entre si, ou a elípticas, no caso de os encontros e fusões serem muito frequentes. Neste modelo, o fator determinante para a evolução da galáxia é o meio em que ela se encontra. 
Obtenção da curva de rotação
Para entender como é obtida a curva de rotação vamos considerar a figura abaixo, onde os quatro círculos concêntricos representam quatro órbitas estelares no disco da Galáxia, assumidas circulares por simplicidade. A órbita mais externa no gráfico é ocupada pelo Sol. Devido à rotação diferencial, as velocidades das estrelas em órbitas mais internas são maiores do que as das estrelas em órbitas mais externas (movimento kepleriano). Assim, a velocidade do Sol (Vo) é menor do que a velocidade da estrela A, que é menor do que a velocidade da estrela B, que é menor do que a velocidade da estrela C. Para uma certa longitude galáctica l, a componente radial da velocidade de cada estrela, medida a partir do Sol, aumenta à medida que diminui a distância galactocêntrica da estrela, de forma que quando a velocidade radial for máxima a distância galactocêntrica é mínima para as estrelas a essa longitude. 
Nessa situação, temos que R, a distância da estrela ao centro, é dada por
R = Ro sen(l)
onde Ro é a distância do Sol ao centro galáctico.
A velocidade da estrela nesse ponto, relativa ao Sol, será
V = Vmax-Vo sen(l)
Assumindo que Vo e Ro são conhecidos, então podemos construir a curva V × R. Os valores aproximados para Vo e Ro são, respectivamente, 220 km/s e 7,9 kpc. Na verdade, as curvas de rotação da Galáxia não são obtidas a partir de observações de estrelas, e sim a partir de observações do gás hidrogênio neutro (HI), uma vez que a radiação emitida por esse gás, estando na região espectral de rádio, atravessa bem a poeira do disco galáctico. Atualmente também está sendo usada a emissão de moléculas de dióxido de carbono (CO) com esse mesmo objetivo. Oraciocínio seguido é o mesmo descrito para o caso de estrelas.
A curva de rotação da Galáxia
Para conhecer a massa existente além da órbita do Sol, é necessário medir o movimento de estrelas e do gás localizados a distâncias maiores do centro Galáctico do que o Sol.
Através de observações em rádio, os astrônomos mediram o movimento do gás no disco, até distâncias além do limite visível da Galáxia, e determinaram, assim, a curva de rotação da Galáxia, que é a velocidade de rotação em função da distância ao centro.
Quando usamos essa curva para calcular a massa até uma distância de 15 kpc - quase duas vêzes a distância do Sol ao centro galáctico - vemos que a massa contida dentro desse raio é de 2× MSol , ou seja, o dobro da massa contida dentro da órbita do Sol. A distância de 15 kpc corresponde ao limite da estrutura espiral visível da Galáxia (onde visível, aqui, significa o que pode ser detectado em qualquer comprimento de onda). Portanto, era de se esperar que, a partir desse ponto, a curva de rotação passasse a decrescer, pois se a maior parte da massa da Galáxia estivesse contida até esse raio, o movimento das estrelas e do gás situados mais distantes deveria ser cada vez mais lento, da mesma forma que a velocidade dos planetas diminui à medida que aumenta sua distância ao Sol. Supreendentemente, não é isso o que se observa. Pelo contrário, a curva de rotação aumenta ligeiramente para distâncias maiores, o que implica que a quantidade de massa continua a crescer. A velocidade de rotação, à distância de 40 kpc, corresponde a uma massa de 6 × MSol, o que só pode ser explicado considerando que nossa Galáxia contém matéria não-visível que se estende muito além da matéria visível, e que constitui, no mínimo, dois terços da massa total da Galáxia. Esta é uma indicação de um problema muito maior, chamado de matéria faltante (missing mass), ou matéria escura (invisível, que não emite luz), externa à órbita do Sol. Essa massa, que só interage pela gravidade, ainda não foi detectada em laboratório e constitui um dos pontos mais perplexantes da astronomia moderna. Está distribuída em um halo extenso em torno da Galáxia.
 Conclusão: a curva de rotação observada prova que existe matéria escura em nossa Galáxia e que ela é dominante.
Em 2014, Tilmann Piffl ecolaboradores do RAdial Velocity Experiment (RAVE) publicaram no Astronomy & Astrophysics, 562, id.A91 a determinação de (1,6±0,5)×MSol como a massa total (barions e matéria escura), integrando até 200 vezes a densidade da energia da radiação de fundo, e uma velocidade de escape da Galáxia de 533±54 km/s. 
Imagem da Via Láctea e Nuvens de Magalhães (abaixo da Via Lácte) obtida com um mosaico das imagens do satélite Gaia.