NOSSA GALÁXIA 

Estando num local escuro, ao se olhar para o céu, por entre as cerca de 6 mil estrelas visíveis a olho nu, pode-se ver uma faixa difusa, de cor esbranquiçada, cobrindo uma estreita banda do céu. Essa faixa, pela sua cor lembrando à do leite, os antigos batizaram de Via Láctea, o que em latim significa Caminho de Leite; o termo Galáxia, é o correspondente com origem grega.

Hoje sabemos que a Galáxia é o conjunto de cerca de 100 bilhões de estrelas e grande quantidade de matéria interestelar que formam a parte do Universo no qual reside o Sistema Solar. Nossa Galáxia tem a forma aproximada de um disco chato que recebe o nome de Disco Galáctico, com uma região central protuberante mais ou menos esférica. Essa região central se chama Bojo ou Núcleo Galáctico. Envolvendo o Disco e o Bojo existe uma distribuição mais ou menso esférica de Aglomerados Globulares que forma o chamado Halo Galáctico.

O diâmetro da Galáxia é da ordem de 100 mil anos-luz e sua espessura de cerca de 15 mil anos-luz. No Disco Galáctico, que é a parte da Galáxia que nos parece a Via Láctea, existe um grande quantidade de gás e matéria escura, absorvedores de luz O Sol encontra-se deslocado cerca de 30 mil anos-luz do centro da Galáxia, mas ocupa um lugar na parte interna de um dos braços do Disco Galáctico (por isso a Via Láctea parece um anel que nos envolve), muito perto do Plano Galáctico, que é um plano definido estatisticamente de modo a bisseccionar a Galáxia em partes iguais. Todas as estrelas que vemos a olho nu pertencem à Nossa Galáxia.

Dentre as cerca de 100 bilhões de estrelas que formam a Nossa Galáxia, exite um grupo de estrelas que estão razoavelmente mais próximas de nós que as demais estrelas da Galáxia. Esse grupo de estrelas recebe o nome de Grupo Local de Estrelas. A estrela mais próxima da Terra é a estrela Alfa do Centauro, também chamada de estrela Próxima. Ela dista cerca de 4,4 anos-luz da Terra. Observações mais detalhadas revelam que na verdade a estrela Próxima é um sistema de 3 estrelas unidas pela força gravitacional.

 

Evolução histórica dos conhecimentos sobre Nossa Galáxia

A primeira observação instrumental da Via Láctea foi feita por Galileu Galilei em 1610, quando pela primeira vez se apontou uma luneta para aquilo que parecia ser uma nuvem; verificou que em vez de nuvem, havia ali uma enorme quantidade de estrelas. O estudo da Astronomia Galáctica começou por volta de 1785 com a idéia de se fazer um mapeamento estelar da região da Via Láctea. W. Herschel procurou determinar a estrutura galáctica utilizando estatística; sugeriu uma Galáxia com forma lenticular. Em 1915-1918 Harlow Shapley mostrou que o Sol localiza-se perto do Plano Galáctico e a cerca de 30 mil anos-luz do Centro Galáctico. Kaptein, em 1922, melhorou o modelo de Herschel, mas ainda a forma era lenticular. Em 1927 J.H. Oort e B. Lindblad descobriram que a Galáxia gira em torno de su centro com período de cerca de 250 milhões de anos. Em 1930 R.J. Trumpler descobriu que o meio interestelar era responsável por uma abrsorção de luz estelar, causando um avermelhamento na cor das estrelas mais distantes. Na região visível do espectro a absorção é da ordem de 1,5 magnitudes por kpc de matéria interestelar atravessada.

Em 1932 K. Jansky e G. Reber detectaram emissões de ondas rádio provenientes do gás interestelar de Nossa Galáxia. Em função de diferentes idades estelares, W. Baade, em 1944, instituiu a noção de Populações Estelares. Com a previsão teórica de Van de Hulst, em 1944, da existência de uma transição hiperfina do hidrogênio atômico, correspondente a um fóton de comprimento de onda de 21 cm, confirmada por radioastrônomos, foi possível verificar a distribuição de nuvens de hidrogênio em Nossa Galáxia. W.W. Morgan, em 1951, forneceu a primeira evidência da estrutura espiral de Nossa Galáxia através de observação de aglomerados estelares jovens. Na mesma época, com a observação de nuvens de hidrogênio atômico,feitas em 21 cm, em Sidney e em Leiden, mostrarama que os braços da Galáxia eram bem enrolados.

A descoberta da polarização da luz de estrelas distantes, por J.S. Hall e W.A. Hiltner em 1953, e a descoberta da rotação Faraday das ondas eletromagnéticas na freqüência do rádio, mostraram quão importantes são os efeitos dos campos magnéticos galácticos quando tomados em grande escala. Astrônomos de Sidney, Leiden, Greenbank e Pulkova, observando ondas de rádio provenientes do Centro Galáctico descobriram aí uma estrutura bastante complexa e provavelmente de grande influência na evolução da Galáxia toda. Os mesmos grupos de astrônomos e ainda os do M.I.T. descobriram e mediram a abundância de moléculas de OH nas regiões centrais e nas regiões de HII da Galáxia. Foram descobertas estrelas supernovas em Nossa Galáxia e em outras também, sugerindo serem importantes fatores na evolução química das galáxias. Em 1962, por meio de satélites artificiais, foram descobertas fontes de raios X em Nossa Galáxia. Em 1967 foram descobertos, por meio de radio-interferometria, os primeiros pulsares.

Objetos e Estruturas pertencentes à Nossa Galáxia

Nossa Galáxia é formada por:

 

Tipos de Populações Estelares

Seja no aspecto de comportamento dinâmico das componentes, seja no aspecto do posicionamento das componentes no diagrama de Hertzprung-Russell, Baade em 1944 mostrou que as estrelas da Galáxia podiam ser classificadas em duas categorias, ou populações: População I e População II.

População I :

População II:

Com os conhecimentos atuais, verifica-se que a classificação proposta é simples demais. Na realidade uma classificação mais refinada seria composta de 5 categorias:

População I Extrema

População I Velha ou Intermediária

População II do Disco Galáctico

População II Intermediária

População II Extrema ou do Halo Galáctico

 

Meio Interestelar

O antigamente considerado vácuo entre as estrelas é na realidade uma região repleta de gases e de partículas. Sua existência foi confirmada quando se descobriu seus efeitos de absorção seletiva sobre a luz das estrelas. O gás interestelar ocorre em nuvens discretas com dimensões de alguns anos-luz, estando o gás na forma neutra ou ionizada. A densidade do gás é da ordem de 10 átomos por cm3. Os gases neutros mais abundantes são o hidrogênio H I e o hélio He I (o algarismo romano I indica que não houve nenhuma ionização, ou seja o elemento está na forma atômica). Outras linhas de gases neutros são aquelas referentes ao Na, K, C, CH, NH etc. 

Os gases ionizados que mais aparecem são o hidrogênio H II e o He II (o algarismo romano II indica que o elemento perdeu 1 elétron). De alguns elementos, aparecem as chamadas raias proibidas, pois não são obteníveis em condições de laboratório: [O II], [O III], [Ne III], [Ne IV], [S II] e [N II]. O símbolo [] indica que a raia é proibida. Os gases ionizados aparecem, principalmente, em nebulosas de emissão, tais como a Nebulosa de Órion e em regiões de H II. Quanto à poeira interestelar, os fenômenos que a sugerem são: absorção e avermelhamento da luz que atravessa essas nuvens, difusão e polarização dessa luz. Além de elementos simples, foram descobertas, em algumas nuvens, moléculas: CH, CH+, CN, H2O etc até chegar a algumas bastante complexas como CH3CH2OH.