National Aeronautics and Space Administration (Português)
About the Image
porque nós habitamos dentro da Galáxia Via Láctea, é impossível para nós tirar uma foto de sua estrutura espiral do lado de fora. Mas sabemos que a nossa Via Láctea tem uma natureza espiral a partir de observações feitas de dentro da nossa galáxia (embora seja ou não uma espiral barrada ainda esteja a ser debatida)., Para representar isso, a bela galáxia espiral Messier 74 foi usada, como se pensava ser uma galáxia semelhante à nossa.
abaixo está uma imagem da Via Láctea real tirada pelo COBE satélite. O disco e a região central da nossa Galáxia são facilmente reconhecíveis. Esta imagem faz a Via Láctea parecer muito mais galáxia e menos como a mancha de estrelas que vemos estendendo-se através do nosso céu noturno. É possível imaginar como a nossa Via Láctea poderia se parecer olhando para baixo de fora.,
informação de distância
embora o ano-luz seja uma unidade comum, os astrônomos preferem uma unidade diferente chamada parsec (pc). Um parsec, igual a 3,26 anos-luz, é definido como a distância em que 1 Unidade Astronômica, subtende um ângulo de 1 segundo de arco (1/3600 de um grau) Quando usamos o parsec para realmente grandes distâncias, muitas vezes colocar um prefixo em frente a ela – como kiloparsecs (cpc), que é igual a 1000 parsecs ou Megaparsecs (Mpc), igual a um milhão de parsecs.,a Via Láctea tem cerca de 1.000,000,000,000,000,000,000,000,000 km (cerca de 100,000 anos-luz ou cerca de 30 kpc) de diâmetro. O sol não fica perto do centro da nossa galáxia. Fica a cerca de 8 kpc do centro, no que é conhecido como o braço de Orion da Via Láctea.
como calculamos distâncias desta Magnitude
Paralaxas dão-nos distâncias para Estrelas até talvez alguns milhares de anos-luz. Além dessa distância, as paralaxas são tão pequenas que não podem ser medidas com instrumentos contemporâneos. Os astrônomos usam métodos mais indiretos além de alguns milhares de anos-luz.,
os métodos para medir distâncias estelares maiores que alguns milhares de anos-luz incluem:
movimentos próprios: todas as estrelas se movem através do céu, mas apenas para as estrelas próximas são estes movimentos perceptíveis, e mesmo assim leva décadas ou séculos para medir. Estatisticamente, as estrelas movem-se a cerca da mesma taxa; portanto, as estrelas que parecem ter movimentos maiores estão mais perto. Medindo os movimentos de um grande número de Estrelas de uma determinada classe, podemos estimar a sua distância média do seu movimento médio.,aglomerados móveis: aglomerados de estrelas, como as Plêiades e aglomerados estelares de Hiades, viajam juntos. Analisar o movimento aparente do aglomerado pode dar-nos a distância até ele.
linhas interestelares: o espaço entre as estrelas não está vazio, mas contém uma distribuição escassa de gás. Às vezes isso deixa linhas de absorção no espectro que observamos a partir de estrelas que se encontram além do gás interestelar. (Linhas de absorção são cores que faltam em um espectro contínuo por causa de sua absorção por átomos ou íons., O espectro é o conjunto de cores ou comprimentos de onda que é obtido quando a luz é dispersa. Quanto mais uma estrela estiver, mais absorção será observada, uma vez que a luz passou por mais do meio interestelar.
Lei inversa-quadrada: o brilho aparente ou magnitude de uma estrela depende tanto do seu brilho intrínseco ou luminosidade (como a estrela realmente é brilhante em vez de quão brilhante ela parece) e da sua distância de nós. A lei do quadrado inverso diz que o fluxo de um objeto luminoso diminui à medida que o quadrado de sua distância., Se conhecermos a luminosidade de uma estrela (por exemplo, temos uma paralaxe medida para uma estrela do mesmo tipo e sabemos que outras do mesmo tipo terão luminosidades semelhantes), podemos medir o seu brilho aparente e então resolver pela sua distância. Existem várias variações sobre isso, muitas das quais são usadas para medir distâncias para as estrelas em outras galáxias.relação período-luminosidade: algumas estrelas são pulsadores regulares, o que significa que a sua intensidade muda periodicamente. A física de suas pulsações é tal que o período de uma oscilação está relacionado à luminosidade da estrela., Se medirmos o período de tal estrela, podemos calcular a sua luminosidade. A partir disso, e sua magnitude aparente, podemos calcular sua distância. A relação período-luminosidade foi descoberta por Henrietta Swan Leavitt em 1908, quando ela estava estudando estrelas variáveis cefeidas nas nuvens de Magalhães. Os cefalídeos, nomeados a partir de Delta Cephei, o primeiro e mais luminoso de sua classe a ser identificado, fazem excelentes indicadores de distância, por causa de sua periodicidade e brilho extraordinário., Não só podem ser encontrados nos confins da nossa galáxia, como também podem ser resolvidos em galáxias fora da nossa. Os Cefalídeos mais luminosos podem ser usados para estimar distâncias para objetos até 12 milhões de anos-luz de distância.existem complicações no uso da relação período-luminosidade. Primeiro, a relação em si depende da composição química da estrela. Em segundo lugar, a absorção de certos comprimentos de onda de luz pelo meio interestelar pode afetar o brilho aparente da estrela e, portanto, deve ser contabilizado., Mesmo com estas (e outras) complicações, variáveis cefeidas fornecem uma excelente maneira de medir as distâncias relativas. Para converter-se a distâncias absolutas, o ideal é medir a distância a uma cefaleia próxima com outro método, mais direto. Actualmente, há muito debate nesta área, em particular no que se refere à medição Hipparcos das distâncias para os Cefalídeos próximos. (Veja a página de estrelas mais próxima para mais informações sobre medições de Hipparcos.)
curiosamente, o tamanho de nossa própria galáxia foi debatido por um longo tempo., Foi apenas no início do século XX que Harlow Shapley usou observações de estrelas variáveis RR Lyrae para estimar o tamanho da nossa galáxia. RR Lyrae stars are similar to Cepheid Variables. Eles têm períodos relativamente curtos, tipicamente de cerca de um dia ou menos, e todas as estrelas RR Lyrae têm aproximadamente a mesma luminosidade. Normalmente, as estrelas RR Lyrae são menos luminosas que as cefaleias, mas são muito mais comuns. Aglomerados globulares de estrelas – aglomerados de estrelas antigas firmemente ligados pela gravidade e orbitando nos arredores das galáxias, contêm muitas estrelas variáveis, incluindo RR Lyraes.,
Shapley foi capaz de usá-los para encontrar a distância para os aglomerados globulares que rodeiam a nossa galáxia. Não só os aglomerados globulares estavam a grandes distâncias, como o sol não estava no centro da sua distribuição, o que colocava o sol longe do centro da galáxia. A primeira estimativa de Shapley do raio da Via Láctea estava errada por um fator de 2, mas ele deu um importante primeiro passo para entender a natureza da nossa galáxia.vários métodos mais modernos foram usados para mapear nossa galáxia com mais precisão., O gás hidrogênio neutro em nossa galáxia emite luz em um comprimento de onda de 21 cm; enquanto esta luz é invisível aos nossos olhos, ela é observável pelos radiotelescópios. Outras moléculas como o monóxido de carbono também emitem ondas de rádio. Isto é muito útil para mapear a porção de disco da nossa galáxia.por que essas distâncias são importantes para os astrônomos?
distância é uma ferramenta útil na escala galáctica. Se você pode medir a velocidade média das estrelas enquanto elas se movem ao redor do Centro Galáctico e sua distância do Centro Galáctico, você pode fazer um enredo chamado de “curva de rotação”., A curva de rotação, que descreve o movimento da galáxia, pode ser usada para determinar a quantidade de massa dentro de um determinado raio a partir do centro. As curvas de rotação previstas para muitas galáxias (em particular, galáxias espirais como a Via Láctea) não coincidem com as observadas, o que levou à descoberta da matéria escura como uma explicação para esta discrepância. Acredita-se que essas galáxias consistem de um halo grande e redondo de matéria escura, com a matéria visível concentrada em um disco em seu centro.a nave espacial Voyager está viajando para longe do sol a uma velocidade de 17.,3 km / s. Se a Voyager viajasse para o centro da nossa galáxia, levaria mais de 450 milhões de anos para viajar os 8 kpc. Se pudesse viajar à velocidade da luz, uma impossibilidade devido à relatividade especial, ainda levaria mais de 26.000 anos para chegar!a 17,3 km / s, a Voyager levaria mais de 1 700 000 000 anos para percorrer todo o comprimento da Via Láctea. Mesmo viajando à velocidade da luz, levaria quase cem mil anos!
Back