Via Láctea
A Via Láctea é uma galáxia espiral, da qual o Sistema Solar faz parte. Vista da Terra, aparece como uma faixa brilhante e difusa que circunda toda a esfera celeste, recortada por nuvens moleculares que lhe conferem um intrincado aspecto irregular e recortado. Sua visibilidade é severamente comprometida pela poluição luminosa. Com poucas exceções, todos os objetos visíveis a olho nu no céu noturno pertencem a esta galáxia.
Ainda não há consenso sobre como ocorreu o processo que resultou na forma atual da Via Láctea. Nossa galáxia possivelmente começou a se originar há mais de treze bilhões de anos em dois sistemas estelares diferentes que então se fundiram: um era uma galáxia anã que chamamos de Gaia-Enceladus, e o outro era o principal progenitor de nossa galáxia, quatro vezes mais massivo e com uma maior proporção de metais quando iniciou o colapso da matéria que compunha o universo primordial. Há cerca de dez bilhões de anos houve uma violenta colisão entre o sistema mais massivo e Gaia-Enceladus. Como resultado, algumas de suas estrelas e as de Gaia-Enceladus foram colocadas em movimento caótico, e eventualmente formaram o halo da Via Láctea atual. A partir de pontos onde a densidade era relativamente maior, passaram a surgir os primeiros grupos de estrelas que, por sua vez, formaram os aglomerados globulares situados no halo que, de fato, são os componentes mais antigos remanescentes até os dias atuais. No mesmo período, começou a se formar o bojo central, ao redor do qual os aglomerados globulares orbitavam. Depois disso, houve explosões violentas de formação estelar até 6 mil milhões de anos atrás, quando o gás se instalou no disco da Galáxia e produziu o que conhecemos como o "disco fino". Tal processo pode ter levado alguns bilhões de anos.
A Via Láctea é uma galáxia espiral barrada, formada por quatro estruturas principais. A região central caracteriza-se por um bojo alongado formado sobretudo por estrelas antigas e onde encontra-se um buraco negro supermassivo. Ela se estende por quase 2 milhões de anos-luz, mais de 15 vezes mais que o disco espiral luminoso. Ao seu redor está o disco galáctico cujo diâmetro chega a precisamente 1,9 milhão de anos-luz, mais ou menos 0,4 milhão de anos-luz. Neste disco encontram-se estrelas jovens, nebulosas e regiões de formação estelar, que se organizam de forma a criar os quatro braços espirais principais da galáxia. Por fim, ao redor destas estruturas está o halo galáctico, cujos componentes mais proeminentes são os aglomerados globulares de estrelas antigas que orbitam o centro galáctico. Ao redor da galáxia existe ainda um halo de gases circundantes, além da matéria escura, que, embora indetectável diretamente, afeta sua dinâmica de rotação. A magnitude absoluta integrada da Via Láctea é de -20,6, que seria o brilho visível se toda a luz da galáxia fosse concentrada em um ponto a 32,6 anos-luz do observador.
Componentes
A galáxia contém pelo menos 100 bilhões de estrelas e pode chegar a 400 bilhões, de acordo com estimativas. Poucas são supergigantes, como Rígel e Betelgeuse, enquanto estrelas como o Sol são mais comuns. Contudo, o tipo mais abundante na galáxia são as anãs vermelhas. A massa da galáxia pode ser deduzida a partir da velocidade de rotação ao redor de seu centro ou através de estimativas observacionais. Ainda há muita incerteza no cálculo da massa da Via Láctea, mas sabe-se que toda a matéria visível compreende uma massa da ordem de 1011 massas solares (M☉), da qual mais de noventa por cento corresponde às estrelas e o restante são gases e poeira que, em conjunto, compõem o meio interestelar. No total, quase três quartos da massa da galáxia são formados de hidrogênio e um quarto de hélio, enquanto uma pequena fração (cerca de 2%) é formada por "metais".[nota 2] Contudo, o halo de matéria escura que cerca a galáxia compreende a maior parte de sua massa, cuja totalidade é da ordem de 1012 M☉.
Centro galáctico
O núcleo da Via Láctea se encontra a cerca de 26 mil anos-luz do Sistema Solar, na direção da constelação de Sagitário. Esta região é caracterizada por um bojo central alongado, que possui cerca de 27 mil anos luz de uma extremidade a outra. O centro galáctico, a região mais densamente povoada da galáxia, contém cerca de dez bilhões de estrelas que são principalmente velhas e pobres em metais, embora existam também muitas estrelas jovens e ricas em elementos pesados. Alguns desses componentes formam aglomerados globulares que orbitam ao redor do centro e um deles situa-se no próprio centro, onde a concentração estelar é tão intensa a ponto de encontros estelares serem relativamente comuns. Observações de estrelas gigantes nas regiões internas da Via Láctea levantam a possibilidade do bojo central ser formado, na verdade, por duas regiões em barra sobrepostas, criando uma espécie de "X" no centro da galáxia, sendo uma barra mais robusta que a outra. Este tipo de estrutura já foi observado em outras galáxias espirais, como na NGC 4469 e NGC 4710.
Disco galáctico
O disco galáctico da Via Láctea concentra a maior parte do gás, poeira e estrelas que formam estruturas em forma de espirais. Estes gases, primariamente hidrogênio e hélio, e poeira formam nuvens moleculares opacas que obstruem, inclusive, nossa visão do centro galáctico. O disco é uma parte proeminente da galáxia, pois contém grande quantidade de estrelas jovens e recém-formadas, que geralmente nascem em grupos a partir de uma mesma nuvem molecular e, por isso, associam-se em aglomerados abertos. A Via Láctea possui um campo magnético que pode ser aferido utilizando-se uma série de técnicas, dentre elas o polarização da luz das estrelas e o Efeito Zeeman, provocado pela mudança dos níveis de energia de um átomo sob um campo magnético. No disco, o campo magnético é de 4 x 10−6 gauss, que segue principalmente a orientação dos braços espirais.
Halo
O halo da Via Láctea é uma região aproximadamente esférica que se estende para além do disco, onde está presente pouca quantidade de gás e poeira e nenhuma atividade de formação estelar. Contudo, existem mais de cem aglomerados globulares identificados (mas estimativas sugerem a existência de cerca de quinhentos), constituídos por estrelas da população II, tão antigas quanto a própria galáxia e com baixa metalicidade. Esses aglomerados executam órbitas elípticas ao redor do centro galáctico em orientações aleatórias que por vezes cruzam o disco, enquanto podem levá-los para até trezentos mil anos-luz de distância do centro galáctico. De fato estes aglomerados globulares, assim como algumas estrelas desviadas para esta região, são os únicos componentes brilhantes que delineiam o formato do halo. Esta região da galáxia pode abrigar ainda um grande número de estrelas anãs vermelhas de pequena massa e pouco brilhantes, o que tornaria difícil sua detecção. Aglomerados cujas distâncias demasiadamente grandes originam dúvidas se realmente fazem parte do halo ou se estão ligados gravitacionalmente a alguma galáxia satélite da Via Láctea, como as Nuvens de Magalhães. Em função de campos de estrelas esparsas do halo terem sido encontrados a cerca de 160 mil anos-luz do centro galáctico, esta distância é usualmente tida como o raio do halo.
Rotação
A Via Láctea apresenta um movimento de rotação ao redor do centro galáctico em sentido horário (a partir do polo norte galáctico), contudo de forma diferencial, ou seja, a velocidade da rotação da galáxia como um todo não é a mesma. Este movimento apresenta, assim como outras galáxias espirais, irregularidades em relação ao que é previsto baseado na massa total visível (formada por estrelas, gases e outros componentes) e o que de fato se observa. Nota-se que as regiões mais afastadas da galáxia giram com velocidades maiores do que seria predito pelas Leis de Kepler. Portanto conclui-se que a velocidade de rotação não necessariamente diminui com a distância, mas se mantém praticamente constante a partir do disco.
Deformação galáctica
As deformações das galáxias de disco são um fenômeno comum (tão comum quanto a estrutura em espiral). A medição da distribuição estelar e cinemática da nossa galáxia demonstra uma deformação galáctica na Via Láctea. A órbita de uma partícula livre inclinada para o disco galáctico precede a uma taxa que depende do raio galactocêntrico; estruturas deformadas tendem a fazer o mesmo, enrolando a dobradura em uma espiral apertada. A medição da taxa de precessão da dobra da Via Láctea usando 12 milhões de estrelas gigantes descobriu que ela está precessando a 10,86 ± 0,03 (estatística) ± 3,20 (sistemática) km s-1 kpc-1 na direção da rotação galáctica, cerca de um terço a velocidade de rotação angular na posição do Sol na Galáxia.
Algumas galáxias de menor porte orbitam a Via Láctea, sendo, portanto galáxias satélite. A mais próxima delas é a Galáxia Anã do Cão Maior, situada a cerca de 42 mil anos-luz do centro galáctico, seguida pela Galáxia Anã Elíptica de Sagitário. A Grande Nuvem de Magalhães e a Pequena Nuvem de Magalhães são as maiores dentre as galáxias satélite da Via Láctea. Ambas são visíveis a olho nu no hemisfério sul celeste como manchas brilhantes, sendo que a Grande Nuvem de Magalhães é a galáxia mais brilhante vista da Terra depois da própria Via Láctea. Ambas são estruturas irregulares e apresentam regiões de intensa formação estelar. Uma corrente de gases existe ligando as nuvens de Magalhães entre si e também com a Via Láctea, sendo sugerido que teria origem na interação gravitacional entre as galáxias. As nuvens de Magalhães possivelmente são as responsáveis por criar uma deformação observada no disco galáctico. Embora sua massa seja insignificante comparada com toda a Via Láctea, a interação com a matéria escura circundante faz com que os efeitos gravitacionais das galáxias satélite sejam amplificados a ponto de influenciar a forma do disco galáctico enquanto descrevem sua órbita ao redor do centro da galáxia.
Movimento
A nossa galáxia, assim como o Grupo Local, apresentam um movimento próprio influenciado pelos aglomerados de galáxias próximos. O fluxo de Hubble, que descreve o movimento das galáxias devido somente à expansão do Universo, é utilizado como referencial inercial do movimento galáctico. Galáxias como a Via Láctea apresentam velocidades peculiares em relação a este referencial. A velocidade e a direção do movimento da galáxia podem ser detectados a partir da ocorrência da anisotropia dipolar, causada pelo efeito Doppler, em que a radiação que está na direção da velocidade da galáxia sofre desvio para o azul, enquanto a radiação proveniente da direção oposta sofre desvio para o vermelho. Um observador estacionário em relação ao fluxo de Hubble, por sua vez, não detecta nenhum desvio na radiação incidente. A galáxia tende a se aproximar do centro de massa do Grupo Local, o que levará a colisão com Andrômeda. O grupo Local como um todo, por sua vez, move-se a cerca de 620 quilômetros por segundo em relação à radiação cósmica de fundo, na direção de longitude 276° e latitude de 30° em coordenadas galácticas, na direção da constelação de Hidra. A radiação cósmica de fundo foi mapeada a partir dos satélites COBE e WMAP. O aglomerado de galáxias de Virgem é responsável por parte da velocidade do Grupo Local, mas a maior parte provém da ação gravitacional do Grande Atrator, que possivelmente é causada pela influência do Superaglomerado Hidra-Centauro em conjunto com outros superaglomerados de galáxias. Nossa galáxia situa-se na borda de um grande Vazio Local, uma região com ausência de galáxias da qual o Grupo Local está se afastando.
A partir da posição do Sistema Solar, a Via Láctea forma uma faixa brilhante que se estende por 360° ao redor da esfera celeste. De fato a maior parte das estrelas não pode ser definida visualmente, de forma que suas luzes são combinadas em uma luminosidade difusa, cuja distribuição é extremamente irregular. O plano galáctico é inclinado cerca de 60° em relação à eclíptica, fazendo com que a galáxia cruze tanto constelações do hemisfério celeste norte quanto do sul e que, portanto, possa ser vista de qualquer lugar do mundo. O polo galáctico norte localiza-se na constelação de Coma Berenices, enquanto o polo galáctico sul encontra-se na constelação de Escultor. O centro da galáxia localiza-se na constelação de Sagitário, onde estão presentes as regiões visualmente mais brilhantes, como a Nuvem Estelar de Sagitário e partes do bulbo central, além de muitos aglomerados globulares e a Nebulosa da Lagoa visíveis a olho nu. Esta região apresenta, contudo, uma proeminente faixa escura distribuída de forma irregular. A partir desta região em direção às constelações de Águia e Cisne a banda obscurecida continua evidente, dividindo a faixa da galáxia em duas. Seguindo sua trajetória até a constelação de Cassiopeia, a galáxia se mostra como uma faixa simples e menos proeminente, cuja largura varia irregularmente. Esta faixa contínua pelas constelações de Gêmeos, Órion, Monoceros e Cão Maior igualmente pobre em brilho, embora alguns aglomerados abertos, como M41 e M47 sejam visíveis a olho nu. Contudo, a partir das constelações de Vela, Carina (onde situa-se a Nebulosa de Eta Carinae), Cruzeiro do Sul, Centauro, Norma e Escorpião até o retorno a Sagitário, a galáxia volta a exibir um brilho intenso. A faixa brilhante contínua, mas irregular, é recortada por regiões obscurecidas por nuvens moleculares, como a Nebulosa do Saco de Carvão.
A faixa brilhante e sinuosa da Via Láctea instiga a curiosidade humana desde a antiguidade. Pelo fato de se estender por todo o céu, a galáxia foi tida como análoga a rios, como no caso de lendas antigos egípcias, em que era comparada ao Rio Nilo, contudo corria nas áreas habitadas pelos espíritos. Na língua chinesa e na língua japonesa, a galáxia recebe a denominação de "Rio Prateado" (em chinês: 银河系, Yínhéxì; em japonês: 銀河系, Gingakei) ou "Rio Celestial" (em chinês: 天河, Tiānhé; em japonês: 天の川銀河, Amanogawa Ginga), enquanto, para os hindus, a Via Láctea representa o "curso do Ganges celestial". Há referências em outras culturas da Via Láctea como sendo um rio que conduziria à imortalidade. Segundo a mitologia grega, Héracles, filho de Zeus, foi levado para se alimentar no seio de Hera, sua esposa, e dessa forma obteria a imortalidade. Entretanto, ao saber que Héracles era, na verdade, filho de Zeus com uma concubina mortal, imediatamente empurrou o menino, e seu leite derramou por todo o céu, formando uma faixa esbranquiçada. Possivelmente, o nome da galáxia surgiu a partir desta lenda, com base no surgimento da expressão do grego helenístico galaxias kuklos (γαλαξίας κύκλος ou "ciclo leitoso") que, traduzido para o latim, veio a se tornar "Via Láctea". Desta mesma expressão surgiu a palavra "galáxia", cuja raiz significa simplesmente "leite".
A investigação científica sobre a natureza da Via Láctea data desde a antiguidade. Em seu livro Meteorologica, Aristóteles argumenta que a faixa brilhante era originada de exalações ferozes de estrelas grandes, numerosas e próximas entre si, que acontecia nas partes mais altas da atmosfera. Muitos outros astrônomos, por sua vez, imaginavam a Via Láctea como sendo o resultado do brilho de muitas estrelas distantes e próximas entre si, de forma que sua luz aparecia de forma difusa. Avempace, por exemplo, afirma que as estrelas que quase se tocam, formam uma "imagem contínua", o que seria o resultado da refração da atmosfera. Galileu Galilei, ao apontar seu telescópio para a Via Láctea no ano de 1609, observou sua verdadeira natureza e escreveu em seu livro Sidereus Nuncius que "a galáxia de fato não é nada além de um amontoado de estrelas que formam aglomerados. Para qualquer direção que se aponte o telescópio, uma vasta quantidade de estrelas imediatamente se mostra, muitas delas bastante brilhantes, enquanto o número de estrelas pequenas é incalculável."
Devido ao movimento de translação da Terra, somente em um certo período do ano o centro da galáxia está visível no período noturno, a chamada "Temporada da Via Láctea", muito importante para astrofotógrafos. No hemisfério sul a temporada começa aproximadamente no final de janeiro, e se encerra em outubro. Já no hemisfério norte, o centro da Via Láctea somente é visível para observadores localizados ao sul do paralelo 55° N. Para esses observadores a temporada começa mais tarde — em fevereiro ou março — e termina mais cedo.
