Via Láctea

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UNIDADE VI – ASTROFÍSICA GALÁCTICA E EXTRAGALÁCTICA 
 
AULA 26 – A VIA LÁCTEA 
 
OBJETIVOS: 
 
Ao final desta aula, o aluno deverá: 
� conhecer a constituição e a estrutura da Via Láctea; 
� ter noções sobre a extinção interestelar e sobre as nebulosas escuras e de 
reflexão; 
� conhecer os diferentes tipos de aglomerados de estrelas. 
 
1 INTRODUÇÃO 
 
Quando olhamos para o céu noturno, vemos uma miríade de pequenos 
pontos luminosos, além da Lua e do Sol. Sabemos que cada um desses pontos, 
excluindo-se os planetas do sistema solar, é uma estrela. O fato de que podemos 
ver estrelas em praticamente qualquer ponto do céu pode nos dar a impressão de 
que o Universo é um enorme espaço preenchido por estrelas espalhadas de forma 
mais ou menos aleatória. Essa é provavelmente a visão popular mais comum sobre 
a distribuição de matéria no Universo. 
No entanto, uma observação mais atenta do céu, sob boas condições de 
observação noturna, como visibilidade atmosférica e distância da contaminação da 
luz noturna artificial das cidades, podemos ver que as estrelas não se distribuem de 
forma aleatória no céu. Elas tendem a se agrupar em torno de uma faixa que cruza 
a esfera celeste, formando um círculo máximo. Essa faixa, além de possuir muito 
mais estrelas do que o restante da esfera celeste, possui ainda uma aparência 
leitosa, como que permeado por uma fina poeira esbranquiçada (figura 26.1). Essa 
faixa foi observada e registrada por todas as grandes civilizações humanas; os 
romanos a batizaram de “estrada de leite”, ou via láctea, pela sua aparência. 
O que a via láctea nos informa a respeito da distribuição relativa das 
estrelas? Embora isso não seja óbvio à primeira vista, e tenha exigido milênios de 
estudos e observações, ela nos informa que, em toda a região do Universo mais 
próxima do Sol, as estrelas, incluindo o Sol, se distribuem em um disco achatado. 
Na aula 28, veremos que as estrelas no Universo se aglomeram em grandes 
estruturas, algumas com o mesmo formato de disco que a estrutura na qual o Sol 
está situado, outras com formatos diversos desse. A essas grandes estruturas, 
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formadas por bilhões de estrelas mantidas coesas pela força gravitacional mútua, 
damos o nome de galáxias. A galáxia da qual fazemos parte é chamada Via Láctea. 
 
 
 
2 ESTRUTURA DA VIA LÁCTEA 
 
A Via Láctea é formada por três componentes principais: o disco, que produz 
a faixa de estrelas que cruza o céu, o bojo, uma esfera composta por milhões de 
estrelas localizada no centro do disco, e o halo, uma gigantesca esfera que engloba 
o bojo e o disco, mas que é muito mais pobre em estrelas do que o disco e o bojo. 
Somadas, essas três estruturas conferem uma massa de centenas de bilhões de 
massas solares à nossa galáxia, uma massa acima da média para uma galáxia. O 
centro da nossa galáxia se situa na direção da constelação de Sagitário. A imagem 
26.2 mostra uma imagem de longa exposição do céu nessa direção. A figura 26.3 
mostra a estrutura da Via Láctea. 
A seguir, vamos analisar individualmente cada um dos componentes da Via 
Láctea. 
 
 
 
 
Figura 26.1: a via láctea. 
Fonte: apod.nasa.gov. 
3 
 
 
 
 
 
 
 
 
Figura 26.3: estrutura da Via Láctea. O tamanho das estruturas não está em 
escala. 
 
 
Figura 26.1: imagem de longa exposição da região de Sagitário, onde se situa o 
centro da Via Láctea. Note a enorme quantidade de nebulosas escuras ao longo do 
disco da galáxia, o que impede que observemos diretamente o centro da galáxia. 
Fonte: apod.nasa.gov. 
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2.1 O disco 
 
O disco da Via Láctea é gigantesco. Seu diâmetro é de cerca de 30 kpc, ou 
100000 anos-luz. A espessura do disco é de apenas 1 kpc. É no disco da Via Láctea 
que se encontra o sistema solar, e é por isso que vemos a Via Láctea como uma 
faixa que cruza o céu. O disco é composto por centenas de bilhões de estrelas, por 
um gás tênue disperso entre as estrelas e por densas nuvens moleculares e de 
poeira. O sistema solar está localizado a aproximadamente metade da distância 
entre o centro da Via Láctea e a extremidade do disco, ou seja, a cerca de 7,5 kpc 
do seu centro. 
A densidade de estrelas no disco da Via Láctea não é constante, caindo do 
centro até sua periferia. As estrelas que compõem o disco da Via Láctea 
apresentam características distintas daquelas que compõem o halo e o bojo. A 
presença de nuvens moleculares torna o disco da Via Láctea a única estrutura que 
ainda está formando estrelas; assim, as estrelas do disco são, em média, mais 
jovens do que as estrelas do halo e do bojo. Além disso, as estrelas mais velhas do 
disco não excedem 9 bilhões de anos de idade, enquanto que no halo e no bojo 
existem estrelas quase tão velhas quanto o Universo. Assim, o disco deve ter se 
formado cerca de 5 bilhões de anos depois da formação do halo e do bojo da Via 
Láctea. 
O formato do disco da Via Láctea é resultado do fato de que as estrelas que 
o compõem, bem como o gás e a poeira, giram em torno do centro da galáxia de 
forma mais ou menos conjunta. Assim, o disco da galáxia possui um eixo de 
rotação definido, que passa pelo seu centro. O sistema solar inteiro orbita em torno 
do centro da Via Láctea, levando cerca de 250 milhões de anos para dar uma volta 
completa em torno do centro da galáxia. As estrelas na vizinhança do Sol giram a 
aproximadamente 1000 km/h em torno do centro da galáxia. 
No disco, ondas de densidade se propagam circularmente em torno do 
centro da Via Láctea. Quando uma frente de onda atinge uma região do disco, 
acelera o colapso de nuvens moleculares, dando origem a um surto de formação de 
estrelas. Assim, a passagem de uma onda de densidade em uma região do disco é 
acompanhada de estrelas muito mais jovens que a média e de nuvens moleculares 
mais densas. Isso dá origem aos braços espirais, estruturas curvas ricas em 
estrelas jovens que recobrem o disco. A figura 26.4 mostra o que se acredita ser o 
aspecto da nossa galáxia vista de fora, incluindo seus braços espirais. 
 
5 
 
 
 
As estrelas resultantes de um surto de formação estelar nos braços 
geralmente estão associadas a um aglomerado de estelas, como já vimos na aula 
17. Os aglomerados de estrelas que encontramos no disco da galáxia são chamados 
aglomerados abertos. As estrelas de um aglomerado aberto possuem praticamente 
a mesma idade, que corresponde aproximadamente ao tempo decorrido desde que 
a onda de densidade atingiu a nuvem molecular que deu origem ao aglomerado. O 
início da formação estelar em uma nuvem molecular faz com que a luz das estrelas 
recém-formadas seja parcialmente refletida pela nuvem, formando as nebulosas de 
reflexão (figura 26.5). Os aglomerados abertos, por se situarem no disco da 
galáxia, se desintegram em algumas centenas de milhões de anos devido à 
interação gravitacional das outras estrelas do disco; as estrelas de um aglomerado 
aberto, com o tempo, se espalham pelo disco. 
O disco da galáxia é rico em meio interestelar, um gás tênue misturado com 
grãos de poeira. O meio interestelar tem baixíssima densidade, da ordem de 
algumas partículas por centímetro cúbico. Apesar disso, o meio interestelar pode 
interferir fortemente na aparência da galáxia vista da Terra. Isso acontece porque a 
poeira presente no meio interestelar interage com a luz que a atravessa, dando 
origem ao fenômeno da extinção interestelar. A luz de uma estrela, viajando 
enormes distâncias para atingir a Terra, está sujeita a uma enorme quantidade 
cumulativa de meio interestelar. O resultado é que a radiação proveniente da 
estrela é parcialmente perdida, sendo apenas uma fração captada na Terra. Quanto 
 
 
Figura 26.4: concepção artística da Via Láctea com seus braços espirais. 
Fonte: apod.nasa.gov 
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maior a densidade do meio interestelar e quanto mais distante a estrela, maior será 
a extinção da sua luz. Além disso, as maiores freqüências de radiação visívelsão 
mais afetadas pela extinção interestelar do que as menores freqüências, o que 
produz um avermelhamento da luz da estrela. Devido à extinção interestelar, 
grande parte do disco e do bojo da nossa galáxia, especialmente o extremo oposto 
do disco da Via Láctea, não podem ser vistos da Terra. Regiões mais densas e frias 
do meio interestelar, capazes de produzir enorme extinção da luz das estrelas, são 
conhecidas como nebulosas escuras. As regiões mais escuras da via láctea 
mostradas na figura 26.1 são exemplos de nebulosas escuras. Outro exemplo de 
nebulosa escura é mostrado na figura 26.5. 
 
 
 
2.2 O bojo 
 
O bojo ocupa a região central da Via Láctea. É um sistema 
aproximadamente esférico, com diâmetro aproximado de 5 kpc. O bojo é a mais 
densa das estruturas da Via Láctea, tendo milhões de vezes mais estrelas por 
unidade de volume do que a região do disco onde se encontra o sistema solar. 
Diferentemente do disco, o bojo não apresenta um sentido preferencial de rotação 
estelar, apresentando formato esférico devido ao fato de que as estrelas não giram 
em torno de um mesmo eixo. O bojo da Via Láctea praticamente não apresenta 
formação estelar, sendo desprovido de nuvens de gás e poeira. 
 
 
 
Figura 26.5: a nebulosa escura Cabeça de Cavalo. Note que poucas estrelas podem 
ser vistas na região mais escura, devido à extinção produzida pela nebulosa. 
Acima, há uma nebulosa de reflexão. 
Fonte: www.noao.edu 
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2.3 O halo 
 
O halo da Via Láctea é a mais extensa de suas estruturas, mas é a que 
menos contribui para sua massa. Seu diâmetro é ligeiramente maior que o do 
disco. Tem a forma de uma enorme esfera, de baixíssima densidade. O halo é 
composto, além de estrelas isoladas e dispersas, por aglomerados muito massivos 
de estrelas, chamados aglomerados globulares (figura 26.6). Os aglomerados 
globulares contêm muito mais estrelas que os aglomerados abertos do disco, e são, 
também, muito mais velhos. Uma vez que ocupam uma estrutura de muito baixa 
densidade, os aglomerados globulares se mantêm quase intactos por muitos bilhões 
de anos, ao contrário dos aglomerados abertos: alguns são quase tão velhos 
quanto a idade do Universo. As estrelas dos aglomerados globulares são muito mais 
velhas, e possuem muito menos elementos pesados, que as estrelas dos 
aglomerados abertos. Assim, o halo é uma das estruturas mais antigas da nossa 
galáxia. 
 
 
 
3 CONSTITUIÇÃO DA VIA LÁCTEA 
 
Não é somente de estrelas que a Via Láctea é constituída. A quase totalidade 
da matéria da qual nossa galáxia é constituída se encontra em três formas 
principais: estrelas, meio interestelar e matéria escura. Esses três componentes 
possuem características particulares e se distribuem de maneira distinta na galáxia, 
como veremos a seguir. 
 
 
Figura 26.6: o aglomerado globular M3. 
Fonte: apod.nasa.gov. 
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Estrelas: embora constituam a quase totalidade da matéria visível da Via 
Láctea (matéria capaz de emitir e/ou refletir luz), as estrelas contêm somente cerca 
de 18% da massa da nossa galáxia. A maior parte das estrelas se localiza no disco, 
que, como vimos na seção 2.1, está formando estrelas continuamente. Estima-se 
que o disco da Via Láctea forma em torno de 5 estrelas por ano, a partir do colapso 
de nuvens de gás e poeira. Conforme estrelas de alta massa explodem em 
supernovas, ejetam elementos pesados para o meio interestelar e, com isso, cada 
nova geração de estrelas no disco nasce com uma maior proporção de elementos 
pesados em sua constituição. A fração da massa de uma estrela que não está na 
forma de hidrogênio ou de hélio é chamada metalicidade da estrela. Estrelas recém 
formadas no disco da Via Láctea são estrelas de alta metalicidade; estrelas 
formadas muito tempo atrás, tendo se formado de nuvens moleculares menos 
enriquecidas com elementos pesados, possuem metalicidade mais baixa. Assim, o 
disco da nossa galáxia contém tanto estrelas velhas como estrelas jovens, de alta e 
de baixa metalicidade. Uma população de estrelas com essas características é 
chamada de População I. Podemos dizer, resumidamente, que o disco da Via Láctea 
é composto por estrelas de População I. Já o bojo e o halo da Via Láctea possuem 
quase que exclusivamente estrelas muito velhas e de baixa metalicidade; nessas 
regiões, onde praticamente não existe formação estelar, as estrelas surgiram nos 
primórdios da formação da galáxia, a partir de nuvens moleculares de baixa 
metalicidade. Tais estrelas são chamadas de População II. O bojo da Via Láctea e 
as estrelas dos aglomerados globulares são constituídas de estrelas de População 
II. 
Meio interestelar: contendo cerca de 2% da massa da nossa galáxia, o 
meio interestelar é constituído por cerca de 99% de gás, principalmente na forma 
de hidrogênio e hélio, e 1% de poeira, na forma de pequenos grãos de carbonatos e 
silicatos. A maior parte do meio interestelar se encontra no disco da Via Láctea, na 
forma de gás quente (geralmente em regiões próximas a estrelas luminosas, que 
aquecem o meio interestelar) ou nuvens de hidrogênio neutro ou molecular. Como 
vimos na aula 17, é a partir das nuvens do meio interestelar que novas gerações de 
estrelas se formam na Via Láctea. 
Matéria escura: as estrelas e o meio interestelar constituem toda a matéria 
visível da Via Láctea, mas respondem por somente cerca de 20% de sua massa. Os 
80% restantes se encontram em uma forma de matéria sobre a qual pouco se 
conhece, chamada matéria escura. Sua característica mais marcante é ser capaz de 
interagir gravitacionalmente com os outros componentes da galáxia, mas não 
interagir (ou interagir muito fracamente) com a luz. É isso que torna a matéria 
escura tão peculiar e misteriosa: não podemos detectar sua presença diretamente, 
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uma vez que não emite nem absorve luz, sendo necessário inferir sua presença a 
partir do seu efeito gravitacional. A manifestação mais marcante da matéria escura 
na Via Láctea pode ser observada na curva de rotação da nossa galáxia, um 
diagrama que mostra a velocidade de rotação do disco da galáxia em função da 
distância ao centro da galáxia. A figura 26.7 mostra a curva de rotação da Via 
Láctea, medida a partir da velocidade de rotação das nuvens moleculares presentes 
nos braços espirais, e sobreposta a uma imagem simulada da Via Láctea. A linha 
tracejada mostra a curva de rotação que deveríamos esperar se toda a matéria da 
galáxia estivesse na forma de gás e estrelas e visível na imagem simulada; a linha 
contínua mostra a curva de rotação observada. Podemos perceber, nessa figura, 
que, embora a matéria visível da Via Láctea seja cada vez mais tênue na periferia 
da galáxia, a velocidade de rotação do disco não cai, como seria esperado. Para 
explicar a alta velocidade de rotação do disco observada a grandes distâncias do 
centro da galáxia, é necessário que exista matéria em alguma forma não visível e 
se distribuindo até distâncias bem maiores em relação ao centro da galáxia do que 
a matéria na forma de estrelas e gás. O tipo de matéria que constitui a matéria 
escura ainda não é conhecido; dentre as hipóteses já elaboradas para explicar a 
matéria escura, estão partículas elementares (como neutrinos e áxions), anãs 
marrons (ver aula 17) e buracos negros. 
A matéria escura não ocorre exclusivamente na Via Láctea: podemos 
observar a presença de matéria escura em outras galáxias e mesmo em objetos 
astronômicos em ainda maiores escalas, como veremos nas aulas 28 e 29. 
 
 
Figura 26.7: curva de rotação da Via Láctea. A linha tracejada é a curva de rotação 
esperada se toda a massa da galáxia está na forma de estrelas e gás; a linha 
contínua é a curva observada. 
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ATIVIDADES 
 
Embora estejamos situados no seu interior, podemos ter um bom vislumbre 
da estrutura da Via Láctea observando o céu em diferentes regiões e comparando-
as. Vá ao site Skyview, que oferece imagens de todoo céu, no endereço 
http://skyview.gsfc.nasa.gov/cgi-bin/query. No campo “Coordinates or Source”, 
coloque quaisquer coordenadas equatoriais; no campo “SkyView Surveys”, marque a opção 
“DSS” e, nos campos “Image size (pixels)” e “Image Size (degrees)”, coloque “1000” e “5”, 
respectivamente. Pressione o botão “Submit Request” e obtenha a imagem do céu nessa 
região. Faça isso para pelo menos cinco regiões distintas e também para o centro da galáxia, 
cujas coordenadas estão no corpo do texto desta aula. Compare o número de estrelas e a 
presença de outras estruturas em todas essas imagens, e tente avaliar que região da galáxia 
cada uma das imagens está mostrando. 
 
RESUMO 
 
Nesta aula, você viu: 
� A estrutura e a constituição da Via Láctea. 
� O conceito de extinção interestelar. 
� As propriedades das estrelas e do meio interestelar na Via Láctea. 
� O conceito de matéria escura. 
 
 
REFERÊNCIAS 
 
BINNEY, J.; MERRIFIELD, M. Galactic Astronomy. Princeton: Princeton University 
Press, 1998. 
 
LONGAIR, Malcolm S. Galaxy Formation. 2.ed. Berlim: Springer-Verlag, 2008. 
 
NETO, Gastão Lima. Astronomia extragalática: notas de aula. Disponível em: 
http://www.astro.iag.usp.br/~gastao/Extragal.html. Acesso em: 23 maio 2011. 
 
VÁRIOS AUTORES. Astronomia: uma visão geral do universo. 2.ed. 3.reimpr. 
São Paulo: Editora da Universidade de São Paulo, 2008. 
 
 
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AULA 27 – LOCALIZANDO O CENTRO DA VIA LÁCTEA 
 
OBJETIVOS: 
 
Ao final desta aula, o aluno deverá: 
� saber extrair informações a respeito da distribuição física dos aglomerados 
globulares através de seus dados de posição e distância; 
� saber extrair informações sobre a estrutura da Via Láctea a partir dos 
aglomerados globulares. 
 
1 INTRODUÇÃO 
 
Na aula 26, vimos os principais componentes da Via Láctea e suas 
características. Como estamos situados no interior da Via Láctea, não é simples 
obter informações sobre sua estrutura. Na aula de hoje, vamos utilizar dados 
observacionais de posição e distância de uma amostra de aglomerados globulares 
da nossa galáxia para obter informações sobre sua estrutura. Veremos que é 
possível, analisando somente a distribuição de aglomerados globulares no céu e 
suas distâncias ao Sol, determinar a direção do centro da Via Láctea e a posição do 
Sol no interior da galáxia. 
 
2 METODOLOGIA 
 
A tabela 27.1 fornece as coordenadas equatoriais de 50 aglomerados 
globulares pertencentes à Via Láctea, bem como sua distância estimada ao Sol em 
kpc. Uma vez que dispomos tanto das coordenadas quanto as distâncias dos 
aglomerados globulares, a tabela 27.1 nos fornece informações sobre a distribuição 
dos aglomerados globulares no espaço. Considerando que os aglomerados 
globulares se distribuem no halo da Via Láctea e são mais abundantes no centro da 
galáxia do que em sua periferia, a tabela 27.1 contém informações sobre a 
estrutura tridimensional do halo da galáxia. O centro dessa distribuição deve 
coincidir com o centro do halo, ou seja, o centro da galáxia. 
 
Aglomerado � � R (kpc) 
NGC 104 00h 24m 05,2s -72
o
 04' 51'' 4,51 
NGC 362 01h 03m 14,3s -70
o
 50' 54'' 8,49 
Palomar 1 03h 33m 23,0s +79
o
 34' 50'' 10,91 
NGC 1851 05h 14m 06,3s -40
o
 02' 50'' 12,11 
NGC 2298 06h 48m 59,2s -36
o
 00' 19'' 10,70 
12 
 
NGC 3201 10h 17m 36,8s -46
o
 24' 40'' 5,00 
NGC 4147 12h 10m 06,2s +18
o
 32' 31'' 19,28 
NGC 4590 12h 39m 28,0s -26
o
 44' 34'' 10,21 
NGC 5024 13h 12m 55,3s +18
o
 10' 09'' 17,78 
NGC 5286 13h 46m 26,5s -51
o
 22' 24'' 11,01 
NGC 5634 14h 29m 37,3s -05
o
 58' 35'' 25,20 
IC 4499 15h 00m 18,5s -82
o
 12' 49'' 18,89 
Palomar 5 15h 16m 05,3s -00
o
 06' 41'' 23,21 
NGC 5904 15h 18m 33,8s +02
o
 04' 58'' 7,51 
Palomar 14 16h 11m 04,9s +14
o
 57' 29'' 73,89 
NGC 6121 16h 23m 35,5s -26
o
 31' 31'' 2,21 
NGC 6144 16h 27m 14,1s -26
o
 01' 29'' 8,49 
NGC 6171 16h 32m 31,9s -13
o
 03' 13'' 6,41 
NGC 6218 16h 47m 14,5s -01
o
 56' 52'' 4,91 
NGC 6254 16h 57m 08,9s -04
o
 05' 58'' 4,41 
Palomar 15 17h 00m 02,4s -00
o
 32' 31'' 44,61 
NGC 6273 17h 02m 37,7s -26
o
 16' 05'' 8,58 
NGC 6293 17h 10m 10,4s -26
o
 34' 54'' 8,80 
NGC 6341 17h 17m 07,3s +43
o
 08' 11'' 8,19 
NGC 6333 17h 19m 11,8s -18
o
 30' 59'' 7,91 
NGC 6356 17h 23m 35,0s -17
o
 48' 47'' 15,21 
IC 1257 17h 27m 08,5s -07
o
 05' 35'' 24,99 
Pismis 26 17h 36m 10,5s -38
o
 33' 12'' 8,09 
NGC 6402 17h 37m 36,1s -03
o
 14' 45'' 9,29 
NGC 6397 17h 40m 41,3s -53
o
 40' 25'' 2,30 
NGC 6426 17h 44m 54,7s +03
o
 10' 13'' 20,70 
UKS 1751-241 17h 54m 27,2s -24
o
 08' 43'' 8,31 
E456-SC38 18h 01m 49,1s -27
o
 49' 33'' 6,71 
NGC 6522 18h 03m 34,1s -30
o
 02' 02'' 7,79 
NGC 6528 18h 04m 49,6s -30
o
 03' 21'' 7,91 
NGC 6544 18h 07m 20,6s -24
o
 59' 51'' 2,70 
NGC 6558 18h 10m 18,4s -31
o
 45' 49'' 7,39 
NGC 6569 18h 13m 38,9s -31
o
 49' 35'' 10,70 
NGC 6624 18h 23m 40,5s -30
o
 21' 40'' 7,91 
NGC 6637 18h 31m 23,2s -32
o
 20' 53'' 9,11 
NGC 6656 18h 36m 24,2s -23
o
 54' 12'' 3,19 
NGC 6681 18h 43m 12,7s -32
o
 17' 31'' 9,01 
NGC 6717 18h 55m 06,2s -22
o
 42' 03'' 7,08 
NGC 6752 19h 10m 51,8s -59
o
 58' 55'' 3,99 
NGC 6779 19h 16m 35,5s +30
o
 11' 05'' 10,09 
Palomar 11 19h 45m 14,4s -08
o
 00' 26'' 13,00 
NGC 6864 20h 06m 04,8s -21
o
 55' 17'' 20,70 
NGC 7006 21h 01m 29,5s +16
o
 11' 15'' 41,51 
NGC 7099 21h 40m 22,0s -23
o
 10' 45'' 8,00 
Palomar 13 23h 06m 44,4s +12
o
 46' 19'' 25,78 
 
Tabela 27.1: coordenadas equatoriais e distâncias ao Sol de 50 
aglomerados globulares da Via Láctea. 
Fonte: spider.seds.org. 
 
13 
 
Através dos dados fornecidos nessa tabela, você vai estimar as coordenadas 
do centro da Via Láctea, o raio do halo da galáxia e a distância ocupada pelo Sol 
em relação ao seu centro. Para isso, siga os passos abaixo: 
1) Marque as coordenadas de cada aglomerado globular sobre a 
figura 27.1. Isso vai nos fornecer uma ideia de como os 
aglomerados globulares se distribuem no céu. 
2) Marque a ascensão reta e a distância ao Sol de cada 
aglomerado globular sobre o diagrama polar da figura 27.2. 
Isso fornece informações sobre a distribuição dos aglomerados 
globulares no espaço. Note que esse diagrama vai até uma 
distância de 30 kpc, implicando que os 3 aglomerados mais 
distantes ao Sol não vão aparecer no diagrama. 
 
 
 
 
 
 
Figura 27.1: diagrama de coordenadas equatoriais da amostra de aglomerados 
globulares da tabela 27.1. 
14 
 
 
 
3 ANÁLISE DOS RESULTADOS 
 
De posse dos dois diagramas que você construiu, sobre as figuras 27.1 e 
27.2, analise os seguintes pontos: 
1) Os aglomerados globulares são mais abundantes no centro do 
halo da galáxia. Através da figura 27.1, obtenha uma estimativa 
das coordenadas do centro da Via Láctea. Localize essas 
coordenadas nas figuras 13.5 a 13.8 da aula 13. O centro da Via 
Láctea, que você determinou, se situa em que constelação? 
2) Usando a figura 27.2, obtenha uma estimativa da distância do 
centro da Via Láctea ao Sol (ou seja, a distância do Sol ao 
centro da galáxia). 
3) Ainda usando a figura 27.2, obtenha uma estimativa do raio do 
halo da galáxia, ou seja, o raio da distribuição que contém a 
maior parte dos aglomerados globulares da Via Láctea. Como 
 
 
Figura 27.2: diagrama polar de distância (R) em função da ascensão reta da 
amostra de aglomerados globulares da tabela 27.1. 
15 
 
essa estimativa se compara com a extensão dos componentes 
da Via Láctea, discutidos na aula 26? 
 
RESUMO 
 
Nesta aula, você viu: 
� Como extrair informações sobre a distribuição espacial dos 
aglomerados globulares a partir de dados de posição e distância. 
� Como usar esses dados para inferir informações sobre a estrutura da 
Via Láctea. 
 
 
16 
 
AULA 28 – OUTRAS GALÁXIAS 
 
OBJETIVOS: 
 
Ao final desta aula, o aluno deverá: 
� conhecer os diferentes tipos de galáxias; 
� ter noções sobre a formação e a evolução das galáxias. 
 
1 INTRODUÇÃO 
 
A Via Láctea é apenas uma das muitas bilhõesde galáxias existentes no 
universo. As estrelas são encontradas quase que exclusivamente no interior dessas 
estruturas. As galáxias apresentam uma ampla variedade de massas, tamanhos, 
morfologias e constituições. Nesta aula, vamos aprender um pouco sobre as demais 
galáxias existentes no universo, quais as diferenças e semelhanças da Via Láctea 
com elas, como elas se formam e por quais processos evoluem. 
 
2 A MORFOLOGIA DAS GALÁXIAS 
 
As galáxias mais brilhantes do céu podem ser divididas em quatro tipos 
morfológicos principais: galáxias espirais, elípticas, lenticulares e irregulares. A 
seguir, vamos ver o que caracteriza as galáxias de cada um desses tipos 
morfológicos. 
 
2.1 Galáxias espirais 
 
As galáxias espirais são, grosso modo, as galáxias que apresentam as 
estruturas chamadas braços espirais, estruturas essas de que a Via Láctea também 
dispõe. Essas galáxias, portanto, apresentam uma estrutura semelhante à da Via 
Láctea: um bojo central, um disco estelar onde se encontram os braços espirais, e 
um halo. Costuma-se representar uma galáxia espiral pela letra S (do inglês, 
spiral). 
 Em uma galáxia espiral, o tamanho e a morfologia dos braços espirais está 
relacionada com o tamanho relativo do bojo: quanto mais espessos e intensos são 
os braços espirais, menos "enrolados" eles são e menor é o tamanho do bojo. A 
partir dessa constatação, podemos classificar as galáxias espirais de acordo com o 
tamanho dos seus braços espirais e do seu bojo. As galáxias Sa são aquelas que 
possuem braços tão finos e espiralados que quase não podem ser vistos, e são 
17 
 
dotadas, também, de um bojo muito pronunciado (veja a figura 28.1). As galáxias 
Sd possuem braços muito intensos e pouco espiralados, e seu bojo é diminuto. As 
galáxias Sb e Sc são intermediárias entre os tipos Sa e Sd (veja as figuras 28.2 e 
28.3). 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
Figura 28.1: a galáxia Sombrero, uma espiral Sa. 
Fonte: www.eso.org. 
 
 
Figura 28.2: a galáxia NGC 2841, uma espiral Sb. 
Fonte: apod.nasa.gov. 
18 
 
 
 
Sendo dotadas de discos estelares e de braços espirais que varrem esses 
discos, as galáxias espirais apresentam alguma quantidade de gás interestelar e 
estrelas em formação. A taxa de formação de estrelas e a quantidade de gás 
dependem do tipo morfológico da galáxia: as galáxias Sd são as mais ricas em gás 
e as que mais formam estrelas, o que explica a importância dos braços espirais em 
relação à galáxia como um todo; as galáxias Sa estão próximas de esgotar seu 
estoque de gás e sua formação estelar é muito baixa. Como as estrelas mais azuis 
que existem, as de tipo espectral O e B, explodem em supernovas muito 
rapidamente, é nas espirais Sc que encontramos a maior proporção de estrelas 
azuis, que ainda não tiveram tempo de explodir; assim, as galáxias Sd são mais 
azuis do que as galáxias Sa. 
Uma galáxia pode ou não apresentar uma estrutura que atravessa seu bojo 
e é chamada de barra. As barras têm a aparência de cilindros que cruzam o centro 
da galáxia e a partir do qual brotam os braços espirais. As galáxias espirais com 
barra são representadas pela sigla SB, e seguem uma classificação semelhante à 
das galáxias desprovidas de barra: a uma galáxia espiral Sa, desprovida de barra, 
corresponde uma galáxia SBa, que é em tudo semelhante a uma espiral Sa 
 
 
Figura 28.3: a galáxia NGC 628, uma espiral Sc. 
Fonte: sci.esa.int. 
19 
 
"normal" exceto pela presença de uma barra; a uma galáxia espiral Sd, 
corresponde uma galáxia espiral com barra SBd, e assim por diante (ver figuras 
28.4 e 28.5). 
 
 
 
 
 
 
Figura 28.4: a galáxia NGC 1300, uma espiral barrada, do tipo SBb. 
Fonte: hubblesite.org. 
 
 
Figura 28.5: a galáxia NGC 7424, uma espiral barrada, do tipo SBc. 
Fonte: www.eso.org. 
20 
 
 
As galáxias espirais possuem massas tipicamente entre 109 e 1012 massas 
solares. Cerca de 70% das galáxias mais luminosas do universo são espirais. Seu 
tamanho tipicamente varia entre 5 e 50 kpc. 
Existe um tipo de galáxia de tamanho diminuto, chegando a apenas algumas 
centenas de parsecs; as anãs esferoidais. São galáxias de muito baixa massa e 
que apresentam uma morfologia muito difusa. Pouco ainda se conhece sobre elas, 
mas suas cores e proporção de gás são mais semelhantes às das espirais Sd ou das 
galáxias irregulares (ver seção 2.4). 
 
2.2 Galáxias elípticas 
 
As galáxias elípticas possuem, como seu próprio nome diz, um formato de 
elipse quando observadas no céu. Seu formato intrínseco é o de um esferóide, 
podendo se oblato, prolato ou esférico (ver figura 28.6). Em uma galáxia elíptica, 
não existem braços espirais. A estrutura de uma galáxia elíptica é, em geral, mais 
simples do que o de uma galáxia espiral: apenas uma grande esfera de estrelas, 
semelhante ao bojo de uma espiral, e um halo mais extenso que o envolve, 
populado por aglomerados globulares. 
 
 
 
 
 
 
 
Figura 28.6: as galáxias elípticas NGC 4458 (à esquerda) e NGC 4660 (à direita). 
Fonte: hubblesite.org. 
21 
 
As galáxias elípticas quase não apresentam rotação, ao contrário das 
espirais, que giram a alta velocidade. Em uma galáxia elíptica, as órbitas das 
estrelas são independentes, sem um plano preferencial. A densidade de estrelas em 
uma galáxia elíptica cai bruscamente do centro para a periferia da galáxia. 
As galáxias elípticas são representadas pela letra E. Podemos classificar as 
galáxias elípticas de acordo com seu formato aparente, inserindo um número ao 
lado da letra E que indica a intensidade do achatamento aparente da galáxia. 
Assim, as galáxias elípticas que se apresentam como um disco circular formam o 
tipo E0; conforme o achatamento da galáxia aumenta, seu tipo passa para E1, E2, 
E3 e assim sucessivamente; em geral não existem galáxias mais achatadas que o 
tipo E7. 
A formação de estrelas em galáxias elípticas é praticamente nula, e a 
quantidade de gás nessas galáxias é mínima. Assim, a população de estrelas de 
uma galáxia elíptica é em geral muito mais velha do que nas espirais. Desprovida 
de estrelas azuis, que já explodiram em supernovas, as galáxias elípticas são muito 
mais vermelhas do que as espirais. Podemos dizer que as galáxias elípticas são 
principalmente compostas por estrelas de População II. 
As galáxias elípticas possuem massas tipicamente entre 105 e 1013 massas 
solares, e se estendem tipicamente de 1 a 200 kpc. As maiores galáxias elípticas 
formam uma classe em separado, as elípticas gigantes, e podem chegar a alguns 
milhões de parsecs de diâmetro. 
As galáxias elípticas anãs são uma classe de galáxias elípticas de dimensões 
diminutas, mas com morfologia coerente com as das galáxias elípticas em geral. 
Essas galáxias podem ter apenas alguns milhões de massas solares, o que é pouco 
para uma galáxia. 
 
2.3 Galáxias lenticulares 
 
As galáxias lenticulares são, sob muitos aspectos, intermediárias entre as 
galáxias elípticas e as galáxias espirais. Elas apresentam um disco estelar, mas 
esse disco é muito mais espesso do que nas galáxias espirais, e é desprovido de 
braços espirais (ver figura 28.7). São quase desprovidas de formação estelar, 
embora apresentem alguma quantidade de gás e poeira – sendo assim, são 
caracterizadas por uma População II. Além disso, seu bojo é, em geral, 
proporcionalmente maior que o bojo das espirais Sa. As galáxias lenticulares são 
representadas pela sigla S0. Assim como as espirais, as lenticulares podem ter 
barras; nesse caso, são denominadas SB0. 
 
22 
 
2.4 Galáxias irregulares 
 
À classe das galáxias irregulares pertencem galáxias cuja morfologia não 
apresenta uma regularidade marcante, ou que, embora sejam semelhantes a algum 
dos outros tipos morfológicos, apresentem perturbações sensíveis em seu formato 
(ver figura 28.8). As galáxias irregulares são, em geral, bem menos massivas que 
as demais galáxias, apresentam uma grande quantidade de gás epoeira e são 
muito azuis, evidenciando a presença de estrelas jovens e formação estelar. As 
galáxias irregulares têm massas entre 106 e 1011 massas solares, e se estendem de 
1 a 10 kpc. 
 
 
 
 
 
Figura 28.7: a galáxia lenticular NGC 5866. 
Fonte: apod.nasa.gov. 
 
Figura 28.8: a galáxia irregular NGC 4449. 
Fonte: hubblesite.gov. 
23 
 
3 FORMAÇÃO E EVOLUÇÃO DE GALÁXIAS 
 
As diferenças morfológicas entre as diferentes galáxias expressam o 
histórico de formação e evolução das mesmas. Os mecanismos responsáveis pela 
formação de um disco nas galáxias espirais e lenticulares, por exemplo, devem 
estar ausentes, ou ser afetados por outros mecanismos, em galáxias elípticas. 
Embora ainda não se conheçam tais mecanismos com precisão, existe um cenário 
de formação e evolução de galáxias que apresenta boa concordância com as 
observações. Esse cenário envolve a formação de proto-galáxias nos primórdios do 
universo e conseqüente interação das proto-galáxias entre si. 
Alguns milhões de anos após o Big Bang, a matéria no universo era fria o 
suficiente para colapsar gravitacionalmente. Embora o universo fosse muito 
aproximadamente homogêneo, perturbações locais de densidade produziam força 
gravitacional sobre a matéria circundante, fazendo com que as flutuações de 
densidade se amplificassem com o tempo. Essas regiões mais densas, conforme 
aumentavam de massa devido à captura da matéria circundante, tornaram-se halos 
aproximadamente esféricos, dominados por matéria escura. É a partir desses halos, 
chamados proto-galáxias, é que irão surgir as primeiras galáxias propriamente 
ditas. 
A matéria ordinária, que viria a dar origem ao meio interestelar e às 
estrelas, continuou colapsando em direção ao centro desses halos; suas partículas 
constituintes, principalmente hidrogênio e hélio, ao colidirem umas com as outras e 
e trocarem energia entre si, conduziram a porção de matéria ordinária da proto-
galáxia em direção a um estado de quase-equilíbrio em grande escala, equilibrando 
a força gravitacional com a pressão interna do gás e encerrando o colapso. Se o 
halo originalmente apresentasse rotação em torno de um eixo, por menor que 
fosse, a velocidade angular de rotação seria amplificada durante o colapso, por 
conservação de momento angular; assim, um disco de matéria seria formado, e 
teríamos o precursor de uma galáxia contendo um disco, como as espirais e 
lenticulares. O resfriamento da porção de matéria ordinária daria origem às estrelas 
e às nuvens de gás do meio interestelar. A matéria escura, não sendo interagente 
de nenhuma outra forma exceto a gravitacional, não consegue resfriar e colapsar, 
produzindo um enorme halo circundante. 
Se o processo de formação das galáxias fosse totalmente descrito por esse 
mecanismo, não teríamos a variedade morfológica de galáxias observada. Porém, 
esse processo não acontece de forma isolada: na vizinhança de uma proto-galáxia 
qualquer, outras proto-galáxias, de massas e tamanhos variados, também estão se 
formando. Assim, a formação de uma galáxia envolve a interação da proto-galáxia 
24 
 
da qual nasceu com as proto-galáxias vizinhas. As interações entre uma proto-
galáxia de alta massa com vizinhas menos massivas pode produzir a ruptura dessas 
últimas, que podem ser engolidas pela primeira. Assim, as menores estruturas do 
universo jovem se fundem, produzindo objetos cada vez maiores. Quando mais 
massiva a proto-galáxia, mais vizinhas ela consegue absorver. Assim, temos um 
cenário onde a formação de galáxias é um fenômeno que obedece a uma hierarquia 
de massas – daí o nome de modelo hierárquico de formação de estruturas a esse 
cenário. 
Após passar do período de proto-galáxia, completar seu colapso e formar 
suas primeiras gerações de estrelas, as galáxias podem continuar sua interação 
com suas vizinhas. Se uma galáxia recém formada colide com objetos de massa 
muito baixa, é capaz de manter sua estrutura original mais ou menos intacta. 
Assim, discos estelares são capazes de sobreviver ao processo de formação da 
galáxia, e se tornarem cada vez maiores conforme a galáxia captura suas vizinhas. 
As galáxias espirais que observamos no universo local podem dever seu disco a 
esse processo. Se a colisão ocorre entre duas galáxias com massas não muito 
diferentes, o disco original da galáxia mais massiva pode sobreviver, mas será 
perturbado e provavelmente terá uma estrutura diferente do disco original; o 
resultado de colisões desse tipo pode corresponder às galáxias lenticulares. Porém, 
se duas galáxias recém formadas, de massas semelhantes, colidirem, essa colisão 
provavelmente irá produzir uma perturbação tão grande nas órbitas das estrelas 
que as compõem que o resultado dessa colisão será a destruição das estruturas 
existentes nas galáxias originais. As estrelas, após a colisão, terão órbitas 
aleatórias em torno do centro de massa do sistema, e não órbitas coerentes como 
as mostradas pelas estrelas em discos. Um sistema desse tipo, dominado por 
estrelas com órbitas aleatórias em torno do centro de massa, é semelhante às 
galáxias elípticas e aos bojos das galáxias espirais. Quando duas galáxias de 
massas semelhantes colidem, as nuvens de gás presentes nas galáxias originais 
são tão perturbadas no choque que entram em colapso quase que 
instantaneamente, produzindo uma nova geração de estrelas e deixando o sistema 
final praticamente desprovido de gás. Com isso, o produto da colisão será incapaz 
de formar novas estrelas, sendo semelhante às galáxias elípticas e aos bojos das 
espirais também nesse aspecto. As colisões entre galáxias podem acontecer não 
somente quando as galáxias são jovens, mas também muito depois de sua 
formação, e mesmo no universo atual. 
Assim, podemos dividir as galáxias em três grupos, de acordo com seu 
histórico de formação e de evolução: as galáxias massivas que mantiveram um 
disco estelar mais ou menos intacto até o presente; as galáxias que sofreram 
25 
 
colisões com outras galáxias de alta massa em algum momento de sua evolução; e 
as galáxias pouco massivas que evoluíram diretamente da fase de proto-galáxia, 
com pouca interação com suas vizinhas. Esses três grupos, acredita-se, dariam 
origem às galáxias espirais, às elípticas e lenticulares, e às anãs, respectivamente. 
As galáxias irregulares seriam galáxias anãs perturbadas por algum mecanismo 
independente, ou galáxias que estão atualmente passando por interações e, por 
isso, apresentam morfologia perturbada. 
 
ATIVIDADES 
 
Listamos abaixo a lista das dez galáxias mais brilhantes do céu. Vá ao site 
Skyview, que oferece imagens de todo o céu, no endereço 
http://skyview.gsfc.nasa.gov/cgi-bin/query. No campo “Coordinates or Source”, 
coloque o nome de cada uma das galáxias da lista abaixo; no campo “SkyView Surveys”, 
marque a opção “DSS” e, nos campos “Image size (pixels)” e “Image Size (degrees)”, 
coloque “1000” e “5”, respectivamente. Pressione o botão “Submit Request” e obtenha a 
imagem da galáxia em questão. Observando essa imagem, tente determinar, de forma 
aproximada, o tipo morfológico de cada uma das dez galáxias abaixo, e descreva qual o 
provável histórico de formação e evolução de cada uma delas, com base no que foi visto 
nesta aula. 
NGC 55 
NGC 134 
NGC 147 
NGC 157 
NGC 185 
NGC 205 
NGC 221 
NGC 224 
NGC 247 
NGC 253 
 
 
RESUMO 
 
Nesta aula, você viu: 
� Os diferentes tipos de galáxias no Universo. 
� O modelo mais aceito atualmente de como as galáxias se formam e 
evoluem. 
 
26 
 
REFERÊNCIAS 
 
BINNEY, J.; MERRIFIELD, M. Galactic Astronomy. Princeton: Princeton University 
Press, 1998. 
 
LONGAIR, Malcolm S. Galaxy Formation. 2.ed. BERLIM: Springer-Verlag, 2008. 
 
NETO, Gastão Lima. Astronomia extragalática: notas de aula. Disponível em: 
http://www.astro.iag.usp.br/~gastao/Extragal.html. Acesso em: 23 maio 2011. 
 
VÁRIOS AUTORES. Astronomia: uma visão geraldo universo. 2.ed. 3.reimpr. 
São Paulo: Editora da Universidade de São Paulo, 2008. 
 
 
27 
 
AULA 29 – O UNIVERSO EM GRANDE ESCALA 
 
OBJETIVOS: 
 
Ao final desta aula, o aluno deverá: 
� conhecer os objetos astronômicos nas proximidades da Via Láctea; 
� ter noções de como a matéria se distribui em grande escala no universo. 
 
1 INTRODUÇÃO 
 
As galáxias não se distribuem aleatoriamente no espaço, apresentando uma 
forte tendência à aglomeração. É muito mais freqüente que encontremos galáxias 
em pares, em trios, em grupos de algumas dezenas ou centenas, ou mesmo em 
vastas concentrações de milhares de galáxias. Por trás dessa tendência à 
aglomeração está a força fundamental que conduz o colapso da matéria no 
universo: a gravitação. A batalha entre a expansão do universo, que tende a 
afastar as porções de matéria, com a força gravitacional, que tende a amplificar as 
flutuações de densidade locais, como vimos brevemente na aula 28, resulta na 
formação de concentrações de galáxias permeadas por regiões de muito baixa 
densidade. Nossa galáxia, a Via Láctea, também está associada a esse tipo de 
concentração. Nesta aula, vamos estudar como as galáxias se distribuem no 
universo, os tipos de sistemas astronômicos que formam e como a matéria se 
distribui em grande escala. 
 
2 OS SATÉLITES DA VIA LÁCTEA 
 
Como vimos na aula 28, a formação de uma galáxia, e o processo de 
acréscimo de sua massa, está diretamente associado à absorção de sistemas 
vizinhos de mais baixa massa. O processo de absorção dos objetos vizinhos tem 
alguma eficiência, sendo natural imaginarmos que pelo menos parte da vizinhança 
consegue sobreviver ao processo. De fato, as galáxias massivas quase sempre 
apresentam um conjunto de galáxias-satélites, geralmente de massa muito menor 
que a sua própria. Essas galáxias-satélites orbitam a galáxia principal, às vezes em 
processo de destruição pelo seu intenso campo gravitacional. 
A Via Láctea, uma galáxia de massa bem acima da média das galáxias em 
sua vizinhança, apresenta um conjunto de galáxias-satélites. Algumas dessas 
galáxias-satélites estão visivelmente em processo de desintegração e absorção pela 
Via Láctea. Cerca de 20 galáxias-satélites já foram encontradas, e esse número 
28 
 
pode subir, conforme novos sistemas forem descobertos e confirmados como 
satélites da Via Láctea. A grande maioria dos satélites da Via Láctea é composta 
por galáxias de muito baixa massa, correspondendo a elípticas anãs e anãs 
esferoidais (ver aula 28), se distribuindo desde a periferia da Via Láctea até 
distâncias de aproximadamente 200 kpc do seu centro, quase dez vezes o diâmetro 
da nossa galáxia. Dentre todos os satélites da Via Láctea, três merecem atenção 
especial: a Anã de Sagittarius, a Grande Nuvem de Magalhães e a Pequena Nuvem 
de Magalhães. A seguir, veremos algumas de suas características. 
A Grande Nuvem de Magalhães: é a maior das galáxias-satélites da Via 
Láctea, com uma massa aproximada de 1010 massas solares, ou aproximadamente 
um centésimo da massa da nossa galáxia. Situada a 50 kpc de distância do Sol e 
com 7 kpc de diâmetro aproximado, é facilmente observável a olho nu, no 
hemisfério sul celeste, entre as constelações de Mensa e Doradus, em noites de céu 
límpido. Sua morfologia é irregular, possuindo uma barra proeminente e traços de 
braços espirais, o que sugere que essa galáxia fosse originalmente uma espiral 
barrada e que tenha sido perturbada pela interação com a Via Láctea e com outras 
galáxias satélites. A Grande Nuvem de Magalhães (figura 29.1) é dotada de várias 
dezenas de aglomerados globulares, é rica em gás interestelar e está atualmente 
formando estrelas. 
 
 
 
 
 
Figura 29.1: a Grande Nuvem de Magalhães, satélite da Via Láctea. 
Fonte: T. Credner, S. Kohle, AlltheSky.com. 
29 
 
A Pequena Nuvem de Magalhães: é a segunda maior galáxia-satélite da 
via Láctea e se localiza, no céu, muito próximo à Grande Nuvem de Magalhães, daí 
a semelhança entre seus nomes. É, também, visível no céu em noites límpidas, 
embora seja mais distante do que a Grande Nuvem de Magalhães (65 kpc do Sol), 
seja menor (com 3 kpc de diâmetro médio) e tenha menos massa (cerca de 2×109 
massas solares) do que esta. Sua morfologia (ver figura 29.2) é semelhante à da 
Grande Nuvem de Magalhães, embora seja mais irregular. As duas Nuvens de 
Magalhães formam um par físico, orbitando a Via Láctea em órbitas semelhantes. 
 
 
 
A Anã de Sagittarius: é uma galáxia anã esferoidal situada a cerca de 20 
kpc do Sol, com uma massa de apenas 1/10000 da massa da Via Láctea. Invisível a 
olho nu, é uma galáxia notável por estar em processo avançado de desintegração. 
A órbita dessa galáxia em torno da Via Láctea cruza seu disco; estima-se que, 
desde sua captura pela Via Láctea, a Anã de Sagittarius (figura 29.3) tenha cruzado 
o disco da via Láctea cerca de dez vezes, tendo perdido, na interação com o disco, 
de um terço a metade de sua massa. Sua morfologia é alongada, tendo a 
concentração principal deixado atrás de si um feixe de estrelas dispersas. As 
estrelas da Anã de Sagittarius são majoritariamente de População II. Associados à 
anã de Sagitário existem, pelo menos, quatro aglomerados globulares. 
 
 
 
Figura 29.2: a Pequena Nuvem de Magalhães, satélite da Via Láctea. 
Fonte: www.nasa.gov. 
30 
 
 
 
 
3 O GRUPO LOCAL 
 
Além de seus satélites, a Via Láctea possui em sua vizinhança um conjunto 
de galáxias que não orbitam em torno desta, mas que estão ligadas 
gravitacionalmente a ela. Esse conjunto conta com algumas dezenas de galáxias, se 
estende por uma região de cerca de 1 Mpc de diâmetro e tem uma massa em torno 
de 1012 massas solares, e constitui um grupo de galáxias; o grupo da qual a Via 
Láctea e seus satélites fazem parte é chamado grupo local. 
As três galáxias mais importantes do grupo local são a Via Láctea, a galáxia 
de Andrômeda (figura 29.4) e a galáxia do Triângulo (figura 29.5), todas galáxias 
espirais. Essas três galáxias e seus respectivos satélites constituem a quase 
totalidade das galáxias do grupo local. A galáxia de Andrômeda é a maior das 
galáxias do grupo local, um pouco mais extensa do que a Via Láctea, mas suas 
massas são muito semelhantes. As galáxias do grupo local orbitam em torno do 
centro de massa do sistema, que se encontra aproximadamente a meio caminho 
entre a Via Láctea e a galáxia de Andrômeda, a cerca de 350 kpc de distância da 
Terra. As velocidades relativas entre Andrômeda e a Via Láctea são de 
aproximação; é possível que suas trajetórias dentro do grupo local sejam tais que, 
em 4 ou 5 bilhões de anos, as duas galáxias colidam, produzindo uma nova e muito 
 
 
Figura 29.3: a Anã de Sagitário, satélite da Via Láctea. 
Fonte: hubblesite.org. 
 
mais massiva galáxia no processo (provavelmente uma galáxia elíptica 
28). 
 
 
 
 
 
 
 
 
Figura 29.4: a galáxia de Andrômeda.
Fonte: skyview.gsfc.nasa.gov
 
Figura 29.5: a galáxia do Triângulo.
Fonte: skyview.gsfc.nasa.gov
31 
mais massiva galáxia no processo (provavelmente uma galáxia elíptica 
 
a galáxia de Andrômeda. 
skyview.gsfc.nasa.gov. 
 
a galáxia do Triângulo. 
skyview.gsfc.nasa.gov. 
mais massiva galáxia no processo (provavelmente uma galáxia elíptica – ver aula 
 
4 GRUPOS E AGLOMERADOS
 
Em torno do grupo local, existem outros 
algumas dezenas de galáxias que compartilham um centro de massa. Os grupos 
estão separados entre si por regiões de baixa densidade, onde há poucas galá
O grupo de galáxias mais próximo do grupo local é o 
pouco mais de uma dezena de membros e situado a cerca de 3 Mpc de distância da 
Via Láctea (ver figura 29.6). Outros grupos das vizinhanças do grupo local incluem 
o grupo de M81, contendo cerca de trinta galáxias e localizado a 3,7 Mpc de 
distância (ver figura 29.7), e o 
com cerca de 20 membros (figura 29.8).
 
 
 
Existem associações de galáxias muito mais massivasdo que os grupos de 
galáxias, e que podem conter milhares de objetos. Tais associações são chamadas 
de aglomerados de galáxias
se estendendo por vários 
milhares de galáxias, com massas de 10
entorno dos aglomerados de galáxias seja povoado por grupos de galáxias, que 
podem ser absorvidos pelo aglomerado principal ao lo
sua massa. 
 
Figura 29.6: região em torno da galáxia Maffei 1, parte do 
objetos mais brilhantes dessa imagem são galáxias, a maioria parte do 
Fonte: skyview.gsfc.nasa.gov
32 
GRUPOS E AGLOMERADOS DE GALÁXIAS 
Em torno do grupo local, existem outros grupos de galáxias, 
algumas dezenas de galáxias que compartilham um centro de massa. Os grupos 
estão separados entre si por regiões de baixa densidade, onde há poucas galá
O grupo de galáxias mais próximo do grupo local é o grupo de Maffei
mais de uma dezena de membros e situado a cerca de 3 Mpc de distância da 
Via Láctea (ver figura 29.6). Outros grupos das vizinhanças do grupo local incluem 
, contendo cerca de trinta galáxias e localizado a 3,7 Mpc de 
.7), e o grupo de M101, a 7,7 Mpc de distância e contando 
com cerca de 20 membros (figura 29.8). 
Existem associações de galáxias muito mais massivas do que os grupos de 
galáxias, e que podem conter milhares de objetos. Tais associações são chamadas 
aglomerados de galáxias. Os aglomerados de galáxias são estruturas enormes, 
se estendendo por vários megaparsecs de diâmetro e contendo de centenas a 
, com massas de 1014 a 1015 massas solares. É comum que o 
entorno dos aglomerados de galáxias seja povoado por grupos de galáxias, que 
podem ser absorvidos pelo aglomerado principal ao longo do tempo, aumentando 
 
região em torno da galáxia Maffei 1, parte do grupo de Maffei
objetos mais brilhantes dessa imagem são galáxias, a maioria parte do 
skyview.gsfc.nasa.gov. 
grupos de galáxias, associações de 
algumas dezenas de galáxias que compartilham um centro de massa. Os grupos 
estão separados entre si por regiões de baixa densidade, onde há poucas galáxias. 
grupo de Maffei, contendo 
mais de uma dezena de membros e situado a cerca de 3 Mpc de distância da 
Via Láctea (ver figura 29.6). Outros grupos das vizinhanças do grupo local incluem 
, contendo cerca de trinta galáxias e localizado a 3,7 Mpc de 
, a 7,7 Mpc de distância e contando 
Existem associações de galáxias muito mais massivas do que os grupos de 
galáxias, e que podem conter milhares de objetos. Tais associações são chamadas 
. Os aglomerados de galáxias são estruturas enormes, 
megaparsecs de diâmetro e contendo de centenas a 
. É comum que o 
entorno dos aglomerados de galáxias seja povoado por grupos de galáxias, que 
ngo do tempo, aumentando 
grupo de Maffei. Os 
objetos mais brilhantes dessa imagem são galáxias, a maioria parte do grupo. 
 
 
 
 
 
 
 
 
Figura 29.6: região em torno da galáxia M81 (no centro), a mais importante do 
grupo de M81 e que dá nome ao grupo. Podem
galáxias do grupo. 
Fonte: skyview.gsfc.nasa.gov
 
Figura 29.7: grupo de M101. A galáxia mais brilhante do grupo, e que dá nome à 
ele, está na imagem da esquerda, circundada por galáxias menos massivas do 
grupo. Na direita, a imagem de outra região do mesmo 
M51; essa galáxia está interagindo com uma galáxia de menor massa, que aparece 
como um ponto brilhante logo acima desta.
Fonte: skyview.gsfc.nasa.gov
33 
 
região em torno da galáxia M81 (no centro), a mais importante do 
e que dá nome ao grupo. Podem-se ver, nessa imagem, outras 
skyview.gsfc.nasa.gov. 
grupo de M101. A galáxia mais brilhante do grupo, e que dá nome à 
ele, está na imagem da esquerda, circundada por galáxias menos massivas do 
grupo. Na direita, a imagem de outra região do mesmo grupo, em torno da galáxia 
M51; essa galáxia está interagindo com uma galáxia de menor massa, que aparece 
como um ponto brilhante logo acima desta. 
skyview.gsfc.nasa.gov. 
região em torno da galáxia M81 (no centro), a mais importante do 
se ver, nessa imagem, outras 
 
grupo de M101. A galáxia mais brilhante do grupo, e que dá nome à 
ele, está na imagem da esquerda, circundada por galáxias menos massivas do 
grupo, em torno da galáxia 
M51; essa galáxia está interagindo com uma galáxia de menor massa, que aparece 
34 
 
Os aglomerados de galáxias são as maiores estruturas que, nos cerca de 
13,7 bilhões de anos de idade que o universo possui, tiveram tempo de atingir, ou 
se aproximar, do equilíbrio dinâmico. Qualquer estrutura maior do que isso ainda 
não está em equilíbrio, simplesmente porque não teve tempo, ainda, de completar 
seu colapso. 
O aglomerado de galáxias mais próximo do grupo local é o aglomerado de 
Virgo, que se encontra a aproximadamente 15 Mpc de distância. O aglomerado de 
Virgo possui cerca de 2500 galáxias e possui um diâmetro de aproximadamente 10 
Mpc (ver figura 29.8). Outro aglomerado próximo da Via Láctea é o aglomerado de 
Coma, um aglomerado de altíssima massa, localizado a cerca de 100 Mpc de 
distância da Via Láctea. 
Os aglomerados de galáxias apresentam uma grande variedade de formatos. 
Alguns aglomerados são regulares e esfericamente simétricos; outros, são 
irregulares e/ou repletos de sub-estruturas. Essas diferenças provavelmente 
refletem o estágio de evolução do aglomerado: aqueles que colapsaram há muito 
tempo, já absorveram as galáxias e grupos circundantes e atingiram o equilíbrio 
são esfericamente simétricos, como o aglomerado de Coma; os aglomerados ricos 
em sub-estruturas e irregulares são os que ainda estão capturando matéria da 
periferia e/ou em ainda processo de colapso, sendo esse o caso do aglomerado de 
Virgo. Além das diferenças estruturais, os aglomerados de galáxias apresentam 
também diferenças na população de galáxias que os compõem: alguns aglomerados 
são ricos em galáxias elípticas; outros, são ricos em espirais; outros, ainda, são 
dominados por uma galáxia elíptica gigante central, com massa extremamente alta. 
Via de regra, quanto maior a densidade do aglomerado, maior a quantidade de 
galáxias elípticas no seu interior, e menor a de galáxias espirais e irregulares. Isso 
acontece, provavelmente, porque regiões mais densas favorecem a interação e até 
mesmo a colisão entre galáxias, e tais eventos tendem a resultar na formação de 
galáxias elípticas a partir das galáxias originais (ver aula 28). 
Além de galáxias, os aglomerados de galáxias apresentam, ainda, uma 
enorme quantidade de gás espalhado entre as galáxias, chamado gás intra-
aglomerado. O gás intra-aglomerado é constituído tanto do gás que não colapsou 
para formar galáxias quanto do gás que foi perdido pelas galáxias durante sua 
interação com suas vizinhas e por explosões de supernova em estrelas no seu 
interior. Esse gás se distribui ao longo de todo o aglomerado, sendo mais denso no 
seu centro, e contém mais massa do que todas as galáxias juntas. Na verdade, 
apenas cerca de 5% da massa de um aglomerado de galáxias está na forma de 
galáxias, enquanto o gás intra-aglomerado compreende cerca de 15% de sua 
 
massa. Os 80% restantes 
escura, a mesma forma de matéria apresentada na aula 26.
 
 
 
 
 
 
Figura 29.8: região central do aglomerado de Virgo. Observe a falta de 
regularidade na distribuição de galáxias, formando uma estrutura alongada.
Fonte: skyview.gsfc.nasa.gov
 
Figura 29.9: região central do aglomerado de Coma. As galáxias nessa imagem 
parecem menores do que n
último está muito mais próximo à Terra.
Fonte: skyview.gsfc.nasa.gov
35 
Os 80% restantes da massa dos aglomerados estão na forma de matéria 
escura, a mesma forma de matéria apresentada na aula 26. 
 
região central do aglomerado de Virgo. Observe a falta de 
regularidade na distribuição de galáxias, formando uma estrutura alongada.
skyview.gsfc.nasa.gov. 
 
região central do aglomerado de Coma. As galáxias nessa imagem 
parecem menores do que no aglomerado de Virgo devido ao fato de que este 
último está muito mais próximo à Terra. 
skyview.gsfc.nasa.gov.estão na forma de matéria 
região central do aglomerado de Virgo. Observe a falta de 
regularidade na distribuição de galáxias, formando uma estrutura alongada. 
região central do aglomerado de Coma. As galáxias nessa imagem 
o aglomerado de Virgo devido ao fato de que este 
36 
 
 
5 DISTRIBUIÇÃO DE MATÉRIA EM GRANDE ESCALA NO UNIVERSO 
 
Em escalas maiores do que a dos aglomerados de galáxias, a matéria 
continua apresentando tendência à aglomeração. Os aglomerados de galáxias 
tendem a ocorrer próximos de grupos de galáxias e de outros aglomerados de 
galáxias, formando as maiores estruturas do universo, os superaglomerados. 
Porém, tais estruturas não estão em equilíbrio e estão no seu estágio inicial de 
formação. Os superaglomerados de galáxias se estendem por vastas regiões, 
cobrindo dezenas de megaparsecs, e são extremamente irregulares, apresentando 
estrutura filamentar. Ao longo desses filamentos de matéria, os superaglomerados 
de galáxias absorvem massa ativamente. Entre os filamentos, existem vastas 
regiões quase desprovidas de galáxias, chamados vazios. 
O aglomerado de Virgem e os grupos que o circundam, incluindo o grupo 
local, formam o superaglomerado de Virgem. Assim, a Via Láctea faz parte desse 
superaglomerado. O aglomerado de Coma também está associado a outros 
aglomerados da região, formando o superaglomerado de Coma. 
Em escalas maiores do que a dos superaglomerados, não existem mais 
estruturas individuais no universo. Em escalas da ordem das centenas de 
megaparsecs, o universo se torna cada vez mais homogêneo: quaisquer duas 
porções distintas do universo com tamanhos da ordem de centenas de 
megaparsecs são semelhantes entre si, o que não acontece em escalas menores do 
que isso. A partir desse limite, passa a valer um dos pilares da cosmologia 
moderna, o da homogeneidade do universo em grande escala, uma pressuposição 
utilizada para se escrever as equações que regem a evolução do universo, como 
vimos na aula 7. 
 
ATIVIDADES 
 
Nas últimas décadas, a disponibilidade de computadores potentes permitiu 
aos astrônomos realizar simulações da formação de estruturas no universo. Uma 
dessas simulações foi realizada pelo projeto Millenium, do Instituto Max Planck, 
Alemanha. Vídeos dessas simulações estão disponíveis em http://www.mpa-
garching.mpg.de/galform/millennium/. Vá até este sítio e assista essas simulações. 
Preste atenção em como as flutuações de densidade presentes no início das 
simulações crescem ao longo do tempo, e a morfologia dos sistemas formados. 
Compare com o que estudamos nesta aula. 
 
37 
 
RESUMO 
 
Nesta aula, você viu: 
� Os objetos astronômicos na vizinhança da Via Láctea. 
� Os grupos, aglomerados e superaglomerados de galáxias. 
� A distribuição de matéria em grande escala no universo. 
 
REFERÊNCIAS 
 
BINNEY, J.; MERRIFIELD, M. Galactic Astronomy. Princeton: Princeton University 
Press, 1998. 
 
FERRIS, Timothy. Coming of age in the Milky Way. perennial ed. New York: 
HarperCollins, 2003. 
 
LONGAIR, Malcolm S. Galaxy Formation. 2.ed. Berlim: Springer-Verlag, 2008. 
 
NETO, Gastão Lima. Astronomia extragalática: notas de aula. Disponível em: 
http://www.astro.iag.usp.br/~gastao/Extragal.html. Acesso em: 23 maio 2011. 
 
VÁRIOS AUTORES. Astronomia: uma visão geral do universo. 2.ed. 3.reimpr. 
São Paulo: Editora da Universidade de São Paulo, 2008. 
 
 
38 
 
AULA 30 – A ESCALA DE DISTÂNCIA COSMOLÓGICA 
 
OBJETIVOS: 
 
Ao final desta aula, o aluno deverá: 
� ter noções sobre a distribuição de matéria no universo em diferentes 
escalas; 
� saber relacionar e diferenciar os diferentes sistemas astronômicos de 
acordo com suas dimensões. 
 
1 INTRODUÇÃO 
 
Ao longo de toda a disciplina, você foi apresentado a diversos objetos 
astronômicos: estrelas, cinturões e nuvens de asteróides e cometas, planetas, 
galáxias, aglomerados de galáxias, etc. Os diferentes objetos astronômicos ocorrem 
em diferentes dimensões físicas e evidenciam como a expansão cósmica e as forças 
fundamentais moldam a distribuição de matéria em diferentes escalas. As 
diferentes extensões físicas dos diferentes objetos astronômicos implicam em 
outras diferenças entre eles, como sua constituição e seu histórico de formação. 
Compreender as diferenças e semelhanças entre os diferentes objetos astronômicos 
relativamente à sua escala de tamanho físico é um passo fundamental para que 
possamos compreender a complexidade do universo. Nesta aula prática, você vai 
interpretar e comparar esquemas que representam regiões do Universo em 
diferentes escalas de tamanho físico, visando ter uma ideia global da estrutura do 
Universo em escala astronômica. 
 
2 METODOLOGIA 
 
Na figura 30.1, é mostrado um “recorte”, quadrado e plano, do Universo, de 
lado igual a 3 × 10�� pc, e centralizado na Terra. Um observador situado a alguma 
distância da Terra a veria como apresentado nessa figura. Na figura 30.2, o ponto 
de observação é agora dez vezes mais distante do que o ponto inicial; a Terra é 
vista, agora, dentro de um recorte quadrado de lado igual a 3 × 10�	 pc. Na figura 
30.3, essa distância é novamente multiplicada por dez, e assim sucessivamente, 
até a figura 30.20, onde o esquema representa a totalidade do universo observável. 
Essa sequência de 20 esquemas nos permite viajar desde as proximidades da Terra 
até a máxima distância que podemos observar com telescópios, vislumbrando 
assim as diferentes estruturas astronômicas. 
39 
 
 
 
 
Figura 30.6: recorte plano quadrado em 
torno da Terra, de lado 3 × 10�
 pc. 
 
Figura 30.5: recorte plano quadrado em 
torno da Terra, de lado 3 × 10�� pc. 
 
Figura 30.4: recorte plano quadrado em 
torno da Terra, de lado 3 × 10�� pc. 
 
Figura 30.3: recorte plano quadrado em 
torno da Terra, de lado 3 × 10�
 pc. 
 
Figura 30.2: recorte plano quadrado em 
torno da Terra, de lado 3 × 10�� pc. 
 
Figura 30.1: recorte plano quadrado em 
torno da Terra, de lado 3 × 10�� pc. 
40 
 
 
 
 
Figura 30.12: recorte plano quadrado em 
torno da Terra, de lado 300 pc. 
 
Figura 30.11: recorte plano quadrado em 
torno da Terra, de lado 30 pc. 
 
Figura 30.10: recorte plano quadrado em 
torno da Terra, de lado 3 pc. 
 
Figura 30.9: recorte plano quadrado em 
torno da Terra, de lado 3 × 10�� pc. 
 
Figura 30.8: recorte plano quadrado em 
torno da Terra, de lado 3 × 10�� pc. 
 
Figura 30.7: recorte plano quadrado em 
torno da Terra, de lado 3 × 10�� pc. 
41 
 
 
 
 
Figura 30.18: recorte plano quadrado em 
torno da Terra, de lado 3 × 10	 pc. 
 
Figura 30.17: recorte plano quadrado em 
torno da Terra, de lado 3 × 10
 pc. 
 
Figura 30.16: recorte plano quadrado em 
torno da Terra, de lado 3 × 10� pc. 
 
Figura 30.15: recorte plano quadrado em 
torno da Terra, de lado 3 × 10� pc. 
 
Figura 30.14: recorte plano quadrado em 
torno da Terra, de lado 3 × 10
 pc. 
 
Figura 30.13: recorte plano quadrado em 
torno da Terra, de lado 3 × 10� pc. 
42 
 
 
Nenhuma das estruturas mostradas nas figuras 30.1 a 30.20 é especificada 
nos diagramas. Caberá a você analisar as figuras, tentar identificar os objetos 
astronômicos ou o tipo de objeto astronômico que pode ser observado na figura, 
usando tanto seus conhecimentos sobre a estrutura dos diferentes objetos 
astronômicos como seus tamanhos e afastamentos típicos, que você aprendeu ao 
longo do curso. 
 
3 ANÁLISE DOS RESULTADOS 
 
Após estudar os diagramas individualmente e tentar localizar estruturas, 
analise os seguintes pontos: 
1) Faça uma lista de sistemas identificados em cada um dos 
diagramas, explicando que dados você utilizou para fazer essa 
identificação. 
2) Em alguns diagramas, é possível especificar não apenas o tipo 
de sistema que estamos observando, mas também identificar 
seu nome. Em quais diagramas é mais fácil fazer essa 
identificação? Por quê? 
3) Existem casos em que dois diagramas individuais se 
assemelham. Identifiqueesses pares de diagramas e interprete 
por que as estruturas nesses diagramas são semelhantes. 
4) Revise o conteúdo das aulas 5 a 7 e compare com o que é 
apresentado nos diagramas, especialmente naqueles diagramas 
em maior escala física. 
 
 
Figura 30.20: recorte plano quadrado em 
torno da Terra, de lado 3 × 10�� pc. 
 
Figura 30.19: recorte plano quadrado em 
torno da Terra, de lado 3 × 10� pc. 
43 
 
5) Discuta como a moderna cosmologia se vincula com a 
distribuição de matéria em grande escala, observada nas figuras 
30.19 e 30.20. 
 
RESUMO 
 
Nesta aula, você viu: 
� A aparência da distribuição de matéria no universo. 
� As relações e as diferenças entre os sistemas astronômicos em 
diferentes escalas físicas.