Astronomia óptica

A Astronomia Óptica (também chamada de Astronomia da luz visível) é a forma mais antiga da astronomia. Sem tecnologia, imagens ópticas eram originalmente desenhadas à mão. No final do século XIX e na maior parte do século XX as imagens foram criadas usando equipamentos fotográficos. Antes da descoberta que a luz é parte de uma emissão eletromagnética com vários comprimentos de ondas e emitida por termo fusão e refração dos corpos celestes, astronomia e óptica eram apêndices da mecânica e da física. Juntos se ocupavam medindo e analisando os dados obtidos do espaço dentro do comprimento de luz até então conhecido, com o passar dos tempos. O desenvolvimento da astronomia está diretamente ligado a óptica, sem um bom instrumento seria impossível observar a maioria dos astros como os satélites de Júpiter, os anéis de Saturno, as calotas polares de Marte, as crateras, planícies e cordilheiras de montanhas na Lua e muitas outras coisas. Graças ao desenvolvimento da eletrônica, da informática, da óptica e da mecânica, podemos encontrar telescópios cada vez melhores e acessíveis. Também é possível encontrar vasto material sobre astronomia tais como, programas de computadores que apresentam previsões de fenômenos, cartas celestes, guias prático, livros, anuários astronômicos e não podemos deixar de citar a rede mundial de computadores.

Flexão da luz em torno de um objeto de grande massa a uma longa distância. As linhas brancas representam o caminho da luz de uma fonte distante até um observador na Terra. As linhas laranjas representam as posições aparentes do objeto por um observador.

Lentes Gravitacionais

Os fundamentos da área de lentes gravitacionais foram estabelecidos em 1919, quando foi medida pela primeira vez a deflexão da luz por um campo gravitacional. Os primeiros cálculos conhecidos sobre o desvio da luz pela gravidade remontam ao século XVIII. Uma versão mais moderna deles foi feita em 1911, por Albert Einstein (1897-1955), com base em ideias que mais tarde fariam parte de sua teoria da gravitação, conhecida como relatividade geral. Em 1915, após completar sua teoria, Einstein calculou novamente o desvio da luz e obteve o valor correto, que é o dobro do valor obtido anteriormente, discordando da previsão newtoniana. Albert Einstein se tornou uma celebridade mundial após isto, pois sua teoria havia desbancado a de Newton que estava estagnada por cerda de dois séculos e meio.

Miragens Gravitacionais

O desvio de raios luminosos pelo campo gravitacional é um fenômeno análogo àquele sofrido pela luz ao atravessar um meio material, como a água ou o vidro. Assim, a gravidade pode exercer sobre a luz efeito muito semelhante ao de uma lente. Esse fenômeno é chamado de lente gravitacional. Qualquer massa pode ser uma lente gravitacional. Até mesmo um ser humano neste momento, está desviando os raios de luz que passam nas proximidades de seu corpo e agindo como uma lente. O problema é que só é possível detectar algum efeito quando a massa e as distâncias são suficientemente grandes. As lentes gravitacionais, diferentemente das usuais, podem produzir imagens múltiplas das fontes e/ou distorcer sua forma, dando origem aos chamados arcos gravitacionais. O primeiro artigo sobre o efeito de lente gravitacional foi do físico russo Orest Chwolson (1852-1934), em 1924. Além da “estrela dupla fictícia”, Chwolson previu que o alinhamento perfeito entre fonte, lente e observador daria origem a uma imagem com forma de anel em volta da lente.

Diferentes visões

Para que o efeito de lente seja detectável, é preciso um alinhamento quase perfeito entre a fonte, a lente e o observador, ou seja, entre a estrela mais distante, a mais próxima e a Terra, o que é extremamente improvável. Por esse fato, não vê-se no céu uma série de imagens duplas de outras estrelas que estejam atrás da primeira.

Em 1937, Fritz Zwicky (1898 – 1974), o astrônomo suíço publicou um trabalho no qual estudava o efeito de lentes gravitacionais de galáxias por galáxias e por aglomerados de galáxias. Como as massas e as distâncias envolvidas eram muito maiores, os efeitos de imagem múltipla poderiam ser observados diretamente.

Zwicky previu que as lentes podiam ser usadas em três aplicações: para ver objetos distantes, agindo como “telescópios gravitacionais”, para medir a massa de galáxias e aglomerados e para testar a relatividade feral por meio da deflexão da luz. Logo, ele concluiu que a probabilidade de que galáxias agindo como lentes gravitacionais sejam encontradas torna-se praticamente uma certeza.

Poluição Luminosa

Pode ser classificada como a alteração dos padrões iluminação no meio ambiente devido às fontes de luz criadas pelo homem.Inclui: luz direta, aumento crônico e temporário da iluminação, flutuações inesperadas nas iluminações artificiais. As fontes deste tipo de iluminação são várias e encontram-se praticamente em todos os ecossistemas na forma de sky glows, edifícios e torres iluminadas, luz das ruas, barcos de pesca, luzes de segurança, luz nos veículos e chamas nas plataformas petrolíferas costeiras.

Pode ser quantificada através de medidas absolutas de concentração e emissão ou através de medidas relativas, parte de uma quantidade de luz artificial por unidade de luz natural no mesmo sistema.

Telescópios

No século VII, os árabes instalaram observatórios em Bagdá, Cairo, Damasco e outros centros importantes. O telescópio de Galileu Galilei, construído em 1609, foi inspirado no trabalho do holandês Hans Lippershey (1570-1619) que foi o primeiro a construir um telescópio que era um instrumento para olhar coisas a distância, constituído por um tubo com uma lente em cada extremidade. O de Galileu era composto de uma lente convexa e uma côncava. Com esse instrumento ele iniciou, ainda nesse ano, as observações que marcaram o início da astronomia moderna. Johannes Kepler (1571-1630), explicou em seu livro (Dioptrice) que seria melhor construir um telescópio com duas lentes convexas, como se usa atualmente. Em 1668, Isaac Newton (1643-1727) construiu um telescópio refletor (catóptrico, do grego kátoptron, espelho), usado atualmente em todos os observatórios profissionais, com um espelho curvo em vez de uma lente, usada nos telescópios refratores de Galileu e Kepler.

Newton argumentou que a luz branca era na verdade uma mistura de diferentes tipos de raios que eram refratados em ângulos ligeiramente diferentes, e que cada tipo de raio diferente produz uma cor espectral diferente. Newton concluiu, erroneamente, que telescópios usando lentes refratoras sofreriam sempre de aberração cromática.

Telescópio Espacial Hubble

Transportando um grande telescópio para a luz visível e infravermelha, ele é um satélite astronômico artificial não tripulado. Foi lançado pela NASA em 24 de abril de 1990. Este telescópio já recebeu várias visitas espaciais da NASA para a manutenção e para a substituição de equipamentos obsoletos ou inoperantes. O telescópio é a primeira missão da NASA pertencente aos Grandes Observatórios Espaciais, consistindo numa família de quatro observatórios orbitais, cada um observando o Universo em um comprimento diferente de onda, como a luz visível, raios gama, raios-X e o infravermelho. Pela primeira vez se tornou possível ver mais longe do que as estrelas da nossa própria galáxia e estudar estruturas do Universo até então desconhecidas ou pouco observadas. O Hubble, de uma forma geral, deu à civilização humana uma nova visão do universo e proporcionou um salto equivalente ao dado pela luneta de Galileu Galilei no século XVII.

Opticamente o Hubble é um refletor tipo Cassegrain com um projeto Ritchey-Chrétien. Este projeto, com dois grandes espelhos hiperbólicos, é bom para fotografar um largo campo de vista, mas tem a desvantagem de ser de difícil construção. Os sistemas relacionados com a óptica e espelhos do telescópio representavam a parte crucial, e seriam concebidos segundo especificações muito rígidas. Em média, os telescópios usam espelhos polidos para uma precisão de cerca de um décimo do comprimento de onda da luz visível; porém, uma vez que o Telescópio Espacial seria utilizado para observações na gama do ultravioleta ao infravermelho com uma resolução dez vezes superior aos telescópios antecessores, o espelho deste teria que ser polido para uma precisão de 10 nanômetros, cerca de 1/65 do comprimento de onda da luz vermelha.

Entre suas principais conquistas está a medição das distâncias das cefeidas com precisão inédita e, com isso, limitando o valor da constante de Hubble - a medida da taxa na qual o universo está em expansão, que também está relacionada com a sua idade. Antes do lançamento do Hubble as estimativas da constante de Hubble tipicamente tinham erros de até 50%, mas as medições do Hubble de cefeidas no aglomerado de Virgem e outros aglomerados de galáxias distantes forneceu um valor medido com uma precisão de ± 10%, o que é consistente com outras medidas mais precisas feitas desde o lançamento do Hubble usando outras técnicas. Enquanto que o Hubble ajudou a refinar as estimativas da idade do universo, ele também colocou em dúvida as teorias sobre o seu futuro. Astrônomos do High-z Supernova Search Team e do Supernova Cosmology Project usaram o telescópio para observar supernovas distantes e descobriram evidências de que, longe de desaceleração sob a influência da gravidade, o universo pode de fato estar se expandindo em uma taxa de aceleração. Esta aceleração foi posteriormente medida com mais precisão por outros telescópios terrestres e espaciais, confirmando a constatação do Hubble. A causa desta aceleração permanece mal compreendida, mas atribui-se mais comumente à influência da energia escura.

Embora tivesse sido suposto na década de 1960 que os buracos negros seriam encontrados nos centros de algumas galáxias, coube ao Hubble contribuir para mostrar que os buracos negros são, provavelmente, comuns nos centros galáticos, e não só, mas também que as massas dos buracos negros e as propriedades destas galáxias estão intimamente relacionadas. Os espectros e imagens de alta resolução fornecidos pelo Hubble têm sido particularmente úteis para estabelecer a prevalência de buracos negros no núcleo de galáxias próximas.

Astronomia Infravermelha

A astronomia infravermelha consiste na observação e estudo de fontes astronómicas a partir da radiação infravermelha que emitem.

Apesar de no geral se chamar infravermelha à radiação electromagnética de maior comprimento que a da luz visível (400-700 nm) e mais curta que a da radiação de terahertz (100-1000 μm) ou das Micro-ondas (1-1000 mm), na astronomia costuma considerar-se como infravermelho o alcance entre 1 e 1000 micrómetros.

Este alcance subdivide-se, por sua vez, em 3 ou 4 intervalos:

Infravermelho próximo de 1 a 5 μm aproximadamente
Infravermelho médio de 5 a 25-40 μm
Infravermelho distante de 25-40 a 200-350 μm
Submilimétrico de 200-350 μm a 1 mm (que alguns incluem no alcance das ondas de rádio)

Esta subdivisão deve-se aos diferentes fenómenos físicos que são observáveis em cada um dos alcances, assim como nas distintas técnicas de observação e tecnologia de detetores empregues em cada um deles.

A atmosfera terrestre absorve a radiação proveniente de fontes astronómicas em quase todo o espectro infravermelho, exceptuando algumas janelas de transmissão atmosférica que transmitem parcialmente, além de emitirem intensamente no infravermelho, pelo que a observação no mesmo desde a terra requer técnicas que permitam eliminar a contribuição da atmosfera.

Devido ao facto da radiação infravermelha ser menos absorvida ou desviada pela poeira interestelar que a radiação de alcance de onda mais curta, é possível observar-se em infravermelho regiões que se mantêm ocultas pela poeira em luz visível ou ultravioleta.

Entre as regiões que são efectivamente mais estudadas em infravermelho estão:

Centro da Via Láctea

Regiões de formação estelar

As observações infravermelhas revelam os estados frios da matéria

Os objectos sólidos no espaço - desde o tamanho de um grão de poeira interestelar, de menos de um mícron, até aos planetas gigantes - têm temperaturas que vão de 3 a 1000 kelvins (K). A maioria da energia irradiada por objectos deste alcance de temperaturas encontra-se no infravermelho. As observações infravermelhas são assim de especial importância no de média a baixa temperatura, como são as nuvens interestelares com muita poeira, onde as estrelas se estão a formar, assim como as superfícies geladas dos satélites planetários e os asteróides.

As observações infravermelhas exploram o Universo oculto

Os grãos de poeira cósmica obscurecem partes do Universo, bloqueando a luz que chega de regiões críticas. Esta poeira fica transparente perto do infravermelho, onde os observadores podem estudar regiões opticamente invisíveis como o centro da nossa galáxia (e de outras galáxias) e densas nuvens onde as estrelas e os planetas estão a nascer. Para muitos objectos, incluindo as estrelas em regiões com muita poeira, os núcleos galácticos activos e até galáxias inteiras, a radiação visível absorvida pela poeira e reemitida no infravermelho constitui a maior parte da sua luminosidade.

As observações infravermelhas proporcionam acesso a muitas linhas espectroscópicas

As bandas de emissão e absorção de virtualmente todas as moléculas e sólidos encontram-se no infravermelho, onde podem ser usadas para estudas as condições físicas e químicas de ambientes relativamente frios. Muitos átomos e iões têm linhas espectrais no infravermelho, que podem ser usadas para estudar a atmosfera interestelar e o gás interestelar, explorando regiões que são demasiado frias ou com demasiada poeira para ser estudadas em luz visível.

As observações infravermelhas estudam o Universo jovem

O deslocamento ao vermelho cósmico, que resulta da expansão geral do Universo, desloca a energia inexoravelmente em direcção a comprimentos de ondas largas, sendo o deslocamento proporcional à distância do objecto. Devido à velocidade finita da luz, os objectos com um grande deslocamento ao vermelho observam-se como eram quando o Universo era muito mais jovem. Como resultado da expansão do Universo, a maioria da radiação óptica e ultravioleta emitida pelas estrelas, as galáxias e os quasares desde o princípio do tempo, encontram-se agora em infravermelho. Questões como quando e como os primeiros objectos do Universo foram formados serão esclarecidas em grande parte graças às observações infravermelhas.

Observatórios espaciais

Devido à transmissão da atmosfera no infravermelho estar limitada a algumas janelas, e a que a transparência depende da quantidade de vapor de água por que a luz tem que passar, os telescópios para observar em infravermelho devem guardar-se em locais secos e a uma altura elevada.

Entre os lugares onde estas condições são cumpridas estão Mauna Kea, no Havai, Estados Unidos, onde existe uma grande quantidade de telescópios, e Cerro Paranal, em Antofagasta, Chile, casa do VLT, Very Large Telescope da OES, Observatório Europeu do Sul.

Melhor ainda seria usar observatórios espaciais, que podem ver em regiões onde a atmosfera terrestre é completamente opaca. Entre as missões anteriores mais importantes encontram-se o IRAS e o Infrared Space Observatory. Hoje em dia destacam-se a câmara NICMOS no Telescópio espacial Hubble, e o Telescópio espacial Spitzer, lançado em 2003. Está previsto para os próximos anos o lançamento do Telescópio espacial James Webb e o Observatório Espacial Herschel, ambos focados no estudo do infravermelho.

Radioastronomia

A radioastronomia é um ramo da astronomia que estuda as radiações electromagnéticas emitidas ou refletidas pelos corpos celestes. A recepção destas radiações electromagnéticas é feita por intermédio de radiotelescópios.

Antes de Jansky ter observado a Via Láctea na década de 1930, os físicos já especulavam sobre as ondas de rádio, serem usadas para observar fontes astronômicas. Na década de 1860, as equações de James Clerk Maxwell haviam mostrado que a radiação eletromagnética, associação entre eletricidade e o magnetismo, poderia existir em qualquer comprimento de onda. Várias tentativas foram feitas para detectar emissões de rádio do Sol, foram experimentadas por Nikola Tesla e Oliver Lodge, mas essas tentativas foram incapazes de detectá-las por limitações técnicas dos seus instrumentos.

Karl Jansky fez a descoberta da primeira fonte de rádio astronômica serendipidademente, no início da década de 1930. Como um engenheiro dos laboratórios de Bell Telephone, estava investigando a estática que interferia nas transmissões de voz transatlântica por ondas curtas. Usando uma grande antena direcional, Jansky notou que seu sistema analógico de gravação de papel e caneta manteve a gravar um sinal de repetição de origem desconhecida. Uma vez que o sinal que os atingia era a cada 24 horas, aproximadamente. Inicialmente, Jansky suspeitava que a fonte de interferência era o Sol que cruzava o ponto de visão da sua antena direcional. Continuou a análise que lhe mostrou que a fonte não seguia o ciclo diário de 24 horas do Sol exactamente, mas em vez disto, repetia o ciclo de 23 horas e 56 minutos. Jansky discutiu com seu amigo sobre os fenômenos intrigantes, o astrofísico e professor Albert Melvin Skellett, que apontou que o tempo entre os picos de sinal era a duração exata de um dia sideral.

Ao comparar as suas observações com mapas astronômicos, Jansky, afinal, concluiu que a fonte de radiação que produziu o pico quando o ponto de visão de sua antena se direcionava para a parte mais densa da Via Láctea, na constelação de Sagitário.

Ele concluiu que, o Sol (e, portanto, outras estrelas) não eram grandes emissores de ruído de rádio, e a interferência de rádio estranha poderia ser gerada por gás e poeira interestelar da galáxia.(O pico da fonte de rádio de Jansky, um dos mais brilhantes no céu, foi designado Sagittarius A em 1950 e, em vez do "gás e poeira" galáctica inicialmente, desde então, foram encontrados emissões de rádio produzidos por elétrons envolvidos por um forte campo magnético do complexos objetos encontrados nessa área).

Grote Reber foi inspirado pelos trabalhos de Jansky, e construiu um rádio telescópio parabólico com diâmetro de 9m em seu próprio quintal em 1937. Ele começou a repetir as observações de Jansky, e passou a realizar o primeiro levantamento do céu nas freqüências de rádio.

Na Universidade de Cambridge, a pesquisa da ionosfera foram realizadas durante a Segunda Guerra Mundial, J.A. Ratcliffe, juntamente com outros membros da Instituto de Pesquisa em Telecomunicações que havia realizado pesquisa em tempo de guerra com radar, criaram um grupo de radiofísica na universidade onde foram observadas as emissões de ondas de rádio a partir do Sol e estudadas. Esta pesquisa inicial, logo se ramificou em observação de outras fontes de rádio celestial e nas técnicas de interferometria, onde foram pioneiros a isolar a origem angular das emissões detectadas.

Martin Ryle e Antony Hewish no Grupo de astrofísicos de Cavendish desenvolveram a técnica de síntese de abertura com rotação da Terra. O grupo de radioastronomia em Cambridge passou a encontrar-se no Observatório rádio astronómico de Mullard perto de Cambridge em 1950. Durante o final dos anos 1960 e início dos anos 1970, como computadores (como o Titan) tornou-se capaz de lidar com a transformada de Fourier computacionalmente, eles usaram a síntese de abertura para criar uma abertura efetiva de 'Uma Milha' e mais tarde uma abertura efetiva "5 km" usando nos telescópios One-Mile e Ryle, respectivamente. Usaram o interferômetro de Cambridge para mapear as fontes de rádio no céu, produzindo os famosos levantamentos 2C e 3C de fontes de rádio.

Astronomia

Astronomia é uma ciência natural que estuda corpos celestes (como estrelas, planetas, cometas, nebulosas, aglomerados de estrelas, galáxias) e fenômenos que se originam fora da atmosfera da Terra (como a radiação cósmica de fundo em micro-ondas). Preocupada com a evolução, a física, a química e o movimento de objetos celestes, bem como a formação e o desenvolvimento do universo.

A astronomia é uma das mais antigas ciências. Culturas pré-históricas deixaram registrados vários artefatos astronômicos, como Stonehenge, os montes de Newgrange, os menires. As primeiras civilizações, como os babilônios, gregos, chineses, indianos, iranianos e maias realizaram observações metódicas do céu noturno. No entanto, a invenção do telescópio permitiu o desenvolvimento da astronomia moderna. Historicamente, a astronomia incluiu disciplinas tão diversas como astrometria, navegação astronômica, astronomia observacional e a elaboração de calendários. Durante o período medieval, seu estudo era obrigatório e estava incluído no Quadrivium que, junto com o Trivium, compunha a metodologia de ensino das sete Artes liberais.

Durante o século XX, o campo da astronomia profissional foi dividido em dois ramos: a astronomia observacional e a astronomia teórica.A primeira está focada na aquisição de dados a partir da observação de objetos celestes, que são então analisados utilizando os princípios básicos da física. Já a segunda é orientada para o desenvolvimento de modelos analíticos que descrevem objetos e fenômenos astronômicos. Os dois campos se complementam, com a astronomia teórica procurando explicar os resultados observacionais, bem com as observações sendo usadas para confirmar (ou não) os resultados teóricos.

Os astrônomos amadores têm contribuído para muitas e importantes descobertas astronômicas. A astronomia é uma das poucas ciências onde os amadores podem desempenhar um papel ativo, especialmente na descoberta e observação de fenômenos transitórios.

A Astronomia não deve ser confundida com a astrologia, sistema de crença que afirma que os assuntos humanos estão correlacionados com as posições dos objetos celestes. Embora os dois campos compartilhem uma origem comum, atualmente eles estão totalmente distintos.

História da astronomia

Inicialmente, a astronomia envolveu somente a observação e a previsão dos movimentos dos objetos no céu que podiam ser vistos a olho nu. O Rigveda refere-se aos 27 asterismos ou nakshatras associados aos movimentos do Sol e também às 12 divisões zodiacais do céu. Durante milhares de anos, as pessoas investigaram o espaço e a situação da Terra. No ano 4.000 a.C., os egípcios desenvolveram um calendário baseado no movimento dos objetos celestes. A observação dos céus levou à previsão de eventos como os eclipses.Os antigos gregos fizeram importantes contribuições para a astronomia, entre elas a definição de magnitude aparente. A Bíblia contém um número de afirmações sobre a posição da Terra no universo e sobre a natureza das estrelas e dos planetas, a maioria das quais são poéticas e não devem ser interpretadas literalmente; ver Cosmologia bíblica. Nos anos 500, Aryabhata apresentou um sistema matemático que considerava que a Terra rodava em torno do seu eixo e que os planetas se deslocavam em relação ao Sol.

Astronomia estelar, evolução estelar: A nebulosa planetária de Formiga. A ejecção de gás da estrela moribunda no centro tem padrões simétricos intrigantes diferentes dos padrões caóticos esperados de uma explosão ordinária. Cientistas usando o Hubble tentam entender como uma estrela esférica pode produzir tais simetrias proeminentes no gás que ejecta.

O estudo da astronomia quase parou durante a Idade Média, à exceção do trabalho dos astrónomos árabes. No final do século IX, o astrónomo árabe al-Farghani (Abu'l-Abbas Ahmad ibn Muhammad ibn Kathir al-Farghani) escreveu extensivamente sobre o movimento dos corpos celestes. No século XII, os seus trabalhos foram traduzidos para o latim, e diz-se que Dante aprendeu astronomia pelos livros de al-Farghani.

No final do século X, um observatório enorme foi construído perto de Teerã, Irã, pelo astrônomo al-Khujandi, que observou uma série de trânsitos meridianos do Sol, que permitiu-lhe calcular a obliquidade da eclíptica, também conhecida como a inclinação do eixo da Terra relativamente ao Sol. Como sabe-se hoje, a inclinação da Terra é de aproximadamente 23°34', e al-Khujandi mediu-a como sendo 23°32'19". Usando esta informação, compilou também uma lista das latitudes e das longitudes de cidades principais.

Omar Khayyam (Ghiyath al-Din Abu'l-Fath Umar ibn Ibrahim al-Nisaburi al-Khayyami) foi um grande cientista, filósofo e poeta persa que viveu de 1048 a 1131. Compilou muitas tabelas astronômicas e executou uma reforma do calendário que era mais exato do que o Calendário Juliano e se aproximava do Calendário Gregoriano. Um feito surpreendente era seu cálculo do ano como tendo 365,24219858156 dias, valor esse considerando a exatidão até a sexta casa decimal se comparado com os números de hoje, indica que nesses 1000 anos pode ter havido algumas alterações na órbita terrestre.

Durante o Renascimento, Copérnico propôs um modelo heliocêntrico do Sistema Solar. No século XIII, o imperador Hulagu, neto de Gengis Khan e um protetor das ciências, havia concedido ao conselheiro Nasir El Din Tusi autorização para edificar um observatório considerado sem equivalentes na época. Entre os trabalhos desenvolvidos no observatório de Maragheg e a obra "De Revolutionibus Orbium Caelestium" de Copérnico, há algumas semelhanças que levam os historiadores a admitir que este teria tomado conhecimento dos estudos de Tusi, através de cópias de trabalhos deste existentes no Vaticano.

O modelo heliocêntrico do Sistema Solar foi defendido, desenvolvido e corrigido por Galileu Galilei e Johannes Kepler. Kepler foi o primeiro a desenvolver um sistema que descrevesse corretamente os detalhes do movimento dos planetas com o Sol no centro. No entanto, Kepler não compreendeu os princípios por detrás das leis que descobriu. Estes princípios foram descobertos mais tarde por Isaac Newton, que mostrou que o movimento dos planetas se podia explicar pela Lei da gravitação universal e pelas leis da dinâmica.

Constatou-se que as estrelas são objetos muito distantes. Com o advento da Espectroscopia provou-se que são similares ao nosso próprio Sol, mas com uma grande variedade de temperaturas, massas e tamanhos. A existência de nossa galáxia, a Via Láctea, como um grupo separado das estrelas foi provada somente no século XX, bem como a existência de galáxias "externas", e logo depois, a expansão do universo dada a recessão da maioria das galáxias de nós. A Cosmologia fez avanços enormes durante o século XX, com o modelo do Big Bang fortemente apoiado pelas evidências fornecidas pela Astronomia e pela Física, tais como a radiação cósmica de micro-ondas de fundo, a Lei de Hubble e a abundância cosmológica dos elementos.

Campos

Por ter um objeto de estudo tão vasto, a astronomia é dividida em muitas áreas. Uma distinção principal é entre a astronomia teórica e a observacional. Observadores usam vários meios para obter dados sobre diversos fenômenos, que são usados pelos teóricos para criar e testar teorias e modelos, para explicar observações e para prever novos resultados. O observador e o teórico não são necessariamente pessoas diferentes e, em vez de dois campos perfeitamente delimitados, há um contínuo de cientistas que põem maior ou menor ênfase na observação ou na teoria.

Os campos de estudo podem também ser categorizados quanto:

ao assunto: em geral de acordo com a região do espaço (ex. Astronomia galáctica) ou aos problemas por resolver (tais como formação das estrelas ou cosmologia).
à forma como se obtém a informação (essencialmente, que faixa do espectro eletromagnético é usada).
Enquanto a primeira divisão se aplica tanto a observadores como também a teóricos, a segunda se aplica a observadores, pois os teóricos tentam usar toda informação disponível, em todos os comprimentos de onda, e observadores frequentemente observam em mais de uma faixa do espectro.

Astronomia observacional

Na astronomia, a principal forma de obter informação é através da detecção e análise da luz visível ou outras regiões da radiação eletromagnética. Mas a informação é adquirida também por raios cósmicos, neutrinos, e, no futuro próximo, ondas gravitacionais.

Uma divisão tradicional da astronomia é dada pela faixa do espectro eletromagnético observado. Algumas partes do espectro podem ser observadas da superfície da Terra, enquanto outras partes só são observáveis de grandes altitudes ou no espaço.

Radioastronomia

A radioastronomia estuda a radiação com comprimento de onda maior que aproximadamente 1 milímetro.A radioastronomia é diferente da maioria das outras formas de astronomia observacional pelo fato de as ondas de rádio observáveis poderem ser tratadas como ondas ao invés de fótons discretos. Com isso, é relativamente mais fácil de medir a amplitude e a fase das ondas de rádio.

Astronomia extragaláctica: exemplo de lente gravitacional. Esta imagem, captada pelo telescópio espacial Hubble, mostra vários objetos azuis em forma de espiral que, na verdade, são imagens múltiplas de uma mesma galáxia. A imagem original da galáxia é multiplicada pelo efeito de lente gravitacional causado pelo aglomerado de galáxias elípticas e espirais de cor amarela que aparecem no centro da fotografia. A lente gravitacional deve-se ao campo gravitacional gerado pelo aglomerado, que curva e distorce a luz de objetos mais distantes.

Apesar de algumas ondas de rádio serem produzidas por objetos astronômicos na forma de radiação térmica, a maior parte das emissões de rádio que são observadas da Terra são vistas na forma de radiação síncrotron, que é produzida quando elétrons ou outras partículas eletricamente carregadas descrevem uma trajetória curva em um campo magnético.Adicionalmente, diversas linhas espectrais produzidas por gás interestelar, notadamente a linha espectral do hidrogênio de 21 cm, são observáveis no comprimento de onda de rádio.

Uma grande variedade de objetos são observáveis no comprimento de onda de rádio, incluindo supernovas, gás interestelar, pulsares e núcleos de galáxias ativas.

Astronomia infravermelha

A astronomia infravermelha lida com a detecção e análise da radiação infravermelha (comprimentos de onda maiores que a luz vermelha). Exceto por comprimentos de onda mais próximas à luz visível, a radiação infravermelha é na maior parte absorvida pela atmosfera, e a atmosfera produz emissão infravermelha numa quantidade significante. Consequentemente, observatórios de infravermelho precisam estar localizados em lugares altos e secos, ou no espaço.

O espectro infravermelho é útil para estudar objetos que são muito frios para emitir luz visível, como os planetas e discos circunstrelares. Comprimentos de onda infravermelha maior podem também penetrar nuvens de poeira que bloqueiam a luz visível, permitindo a observação de estrelas jovens em nuvens moleculares e o centro de galáxias.Algumas moléculas radiam fortemente no infravermelho, e isso pode ser usado para estudar a química no espaço, assim como detectar água em cometas.

Astronomia óptica

Historicamente, a astronomia óptica (também chamada de astronomia da luz visível) é a forma mais antiga da astronomia.Imagens ópticas eram originalmente desenhadas à mão. No final do século XIX e na maior parte do século XX as imagens eram criadas usando equipamentos fotográficos. Imagens modernas são criadas usando detectores digitais, principalmente detectores usando dispositivos de cargas acoplados (CCDs). Apesar da luz visível estender de aproximadamente 4000 Å até 7000 Å (400 nm até 700 nm),o mesmo equipamento usado nesse comprimento de onda é também usado para observar radição de luz visível próxima a ultravioleta e infravermelho.

Astronomia ultravioleta

A astronomia ultravioleta é normalmente usada para se referir a observações no comprimento de onda ultravioleta, aproximadamente entre 100 e 3200 Å (10 e 320 nm).A luz nesse comprimento de onda é absorvida pela atmosfera da Terra, então as observações devem ser feitas na atmosfera superior ou no espaço.

A astronomia ultravioleta é mais utilizada para o estudo da radiação térmica e linhas de emissão espectral de estrelas azul quente (Estrela OB) que são muito brilhantes nessa banda de onda. Isso inclui estrelas azuis em outras galáxias, que têm sido alvos de várias pesquisas nesta área. Outros objetos normalmente observados incluem a nebulosa planetária, remanescente de supernova, e núcleos de galáxias ativas.Entretanto, a luz ultravioleta é facilmente absorvida pela poeira interestelar, e as medições da luz ultravioleta desses objetos precisam ser corrigidas.

Astronomia de raios-X

A astronomia de raio-X é o estudo de objetos astronômicos no comprimento de onda de raio-X. Normalmente os objetos emitem radiação de raio-X como radiação síncrotron (produzida pela oscilação de elétrons em volta de campos magnéticos), emissão termal de gases finos (chamada de radiação Bremsstrahlung) maiores que 107 kelvin, e emissão termal de gases grossos (chamada radiação de corpo negro) maiores que 107 kelvin.Como os raio-X são absorvidos pela atmosfera terrestre todas as observações devem ser feitas de balões de grande altitude, foguetes, ou naves espaciais.

Fontes de raio-X notáveis incluem binário de raio X, pulsares, remanescentes de supernovas, galáxias elípticas, aglomerados de galáxias e núcleos galácticos ativos.

Astronomia de raios gama

A astronomia de raios gama é o estudo de objetos astronômicos que usam os menores comprimentos de onda do espectro eletromagnético. Os raios gama podem ser observados diretamente por satélites como o observatório de raios Gama Compton ou por telescópios especializados chamados Cherenkov.Os telescópios Cherenkov não detectam os raios gama diretamente mas detectam flasses de luz visível produzidos quando os raios gama são absorvidos pela atmosfera da Terra.

A maioria das fontes emissoras de raio gama são na verdade Erupções de raios gama, objetos que produzem radiação gama apenas por poucos milisegundos a até milhares de segundos antes de desaparecerem. Apenas 10% das fontes de raio gama são fontes não-transendentes, incluindo pulsares, estrelas de nêutrons, e candidatos a buracos negros como núcleos galácticos ativos.

Campos não baseados no espectro eletromagnético

Astronomia planetária ou ciências planetárias: um "dust devil" (literalmente, demônio da poeira) marciano. A fotografia foi captada pela NASA Global Surveyor em órbita à volta de Marte. A faixa escura e longa é formada pelos movimentos em espiral da atmosfera marciana (um fenómeno semelhante ao tornado). O "dust devil" (o ponto preto) está a subir a encosta da cratera. Os "dust devils" formam-se quando a atmosfera é aquecida por uma superfície quente e começa a rodar ao mesmo tempo que sobe. As linhas no lado direito da figura são dunas de areia no leito da cratera.


Além da radiação eletromagnética outras coisas podem ser observadas da Terra que se originam de grandes distâncias.

Na Astronomia de neutrinos, astrônomos usam laboratórios especiais subterrâneos como o SAGE, GALLEX e Kamioka II/III para detectar neutrinos. Esses neutrinos se originam principalmente do Sol, mas também de supernovas.

Raios cósmicos consistindo de partículas de energia muito elevada podem ser observadas chocando-se com a atmosfera da terra.No futuro, detectores de neutrino poderão ser sensíveis aos neutrinos produzidos quando raios cósmicos atingem a atmosfera da Terra.

Foram construídos alguns observatórios de ondas gravitacionais como o Laser Interferometer Gravitational Observatory (LIGO) mas as ondas gravitacionais são extremamente difíceis de detectar.No final de 2015, pesquisadores do projeto LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) observaram "distorções no espaço e no tempo" causadas por um par de buracos negros com 30 massas solares em processo de fusão.

A astronomia planetária tem se beneficiado da observação direta pelos foguetes espaciais e amostras no retorno das missões. Essas missões incluem fly-by missions com sensores remotos; veículos de aterrissagem que podem realizar experimentos no material da superfície; missões que permitem ver remotamente material enterrado; e missões de amostra que permitem um exame laboratorial direto.

Astrometria e mecânica celestial

Um dos campos mais antigos da astronomia e de todas as ciências, é a medição da posição dos objetos celestiais. Historicamente, o conhecimento preciso da posição do Sol, Lua, planetas e estrelas era essencial para a navegação celestial.

A cuidadosa medição da posição dos planetas levou a um sólido entendimento das perturbações gravitacionais, e a capacidade de determinar as posições passadas e futuras dos planetas com uma grande precisão, um campo conhecido como mecânica celestial. Mais recentemente, o monitoramento de Objectos Próximos da Terra vai permitir a predição de encontros próximos, e possivelmente colisões, com a Terra.

A medição do paralaxe estelar de estrelas próximas provêm uma linha de base fundamental para a medição de distâncias na astronomia que é usada para medir a escala do universo. Medições paralaxe de estrelas próximas provêm uma linha de base absoluta para as propriedades de estrelas mais distantes, porque suas propriedades podem ser comparadas. A medição da velocidade radia e o movimento próprio mostra a cinemática desses sistemas através da Via Láctea. Resultados astronômicos também são usados para medir a distribuição de matéria escura na galáxia.

Durante a década de 1990, as técnicas de astrometria para medir as stellar wobble foram usados para detectar planetas extrasolares orbitando a estrelas próximas.

Subcampos específicos

Astronomia solar

A uma distância de oito minutos-luz, a estrela mais frequentemente estudada é o Sol, uma típica estrela anã da sequência principal da classe estrelar G2 V, com idade de aproximadamente 4,6 Gyr. O Sol não é considerado uma estrela variável, mas passa por mudanças periódicas em atividades conhecidas como ciclo solar. Isso é uma flutuação de 11 anos nos números de mancha solares. Manchas solares são regiões de temperatura abaixo da média que estão associadas a uma intensa atividade magnética.

O Sol tem aumentado constantemente de luminosidade no seu curso de vida, aumentando em 40% desde que se tornou uma estrela da sequência principal. O Sol também passa por mudanças periódicas de luminosidade que podem ter um impacto significativo na Terra. Por exemplo, se acredita que o mínimo de Maunder tenha causado a Pequena Idade do Gelo.

A superfície externa visível do Sol é chamada fotosfera. Acima dessa camada há uma fina região conhecida como cromosfera. Essa é envolvida por uma região de transição de temperaturas cada vez mais elevadas, e então pela super-quente corona.

No centro do Sol está a região do núcleo, um volume com temperatura e pressão suficientes para uma fusão nuclear ocorrer. Acima do núcleo está a zona de radiação, onde o plasma se converte o fluxo de energia através da radiação. As camadas externas formam uma zona de convecção onde o gás material transporta a energia através do deslocamento físico do gás. Se acredita que essa zona de convecção cria a atividade magnética que gera as manchas solares.

Um vento solar de partículas de plasma corre constantemente para fora do Sol até que atinge a heliosfera. Esse vento solar interage com a magnetosfera da Terra para criar os cinturões de Van Allen, assim como a aurora onde as linhas dos campos magnéticos da Terra descendem até a atmosfera da Terra.

Ciência planetária

Ciência planetária: Estuda os planetas.

Planetologia: Estudo dos planetas do Sistema Solar e exoplanetas.

Astronomia estelar

Astronomia estelar: Estudo das estrelas, em geral.

Formação de estrelas: Estudo das condições e dos processos que conduziram à formação das estrelas no interior de nuvens do gás, e o próprio processo da formação.

Evolução estelar: Estudo da evolução das estrelas, de sua formação a seu fim como um remanescente estelar.

Formação estelar: Estudo das condições e processos que levam à formação de estrelas no interior de nuvens de gás.

Astronomia galáctica

Astronomia galáctica: Estudo da estrutura e componentes de nossa galáxia, seja através de dados relativos a objetos de nossa galáxia, seja através do estudo de galáxias próximas, que podem ser observadas em detalhe e que podem ser usadas para comparação com a nossa.
Formação e evolução de galáxias: Estudo da formação das galáxias e sua evolução ao estado atual observado.

Astronomia extragaláctica

Astronomia extragaláctica: Estudo de objetos (principalmente galáxias) fora de nossa galáxia.

Uranografia: Estudos das constelações e asterismos. Nome atual de Uranometria.

Cosmologia

Cosmologia: Estuda a origem e a evolução do universo.

Astronomia teórica

Tópicos estudados pelos astrônomos teóricos são: dinâmica e evolução estelar; formação e evolução de galáxias; estrutura em grande escala da matéria no Universo; origem dos raios cósmicos; relatividade geral e cosmologia física, incluindo Cosmologia das cordas e física de astropartículas.

Campos interdisciplinares

A astronomia e astrofísica desenvolveram links significantes de interdisciplinaridade com outros grandes campos científicos. Arqueoastronomia é o estudo das antigas e tradicionais astronomias em seus contextos culturais, utilizando evidências arqueológicas e antropológicas. Astrobiologia é o estudo do advento e evolução os sistemas biológicos no universo, com ênfase particular na possibilidade de vida fora do planeta Terra.

O estudo da química encontrada no espaço, incluindo sua formação, interação e destruição, é chamada de Astroquímica. Essas substâncias são normalmente encontradas em nuvens moleculares, apesar de também terem aparecido em estrelas de baixa temperatura, anões marrons, e planetas. Cosmoquímica é o estudo de compostos químicos encontrados dentro do Sistema Solar, incluindo a origem dos elementos e as variações na proporção de isótopos. Esses dois campos representam a união de disciplinas de astronomia e química.

Atuação profissional

No Brasil

Segundo o censo realizado pela Sociedade Astronômica Brasileira, em maio de 2011 havia 340 doutores em Astronomia atuando como pesquisadores no Brasil.

Dia do astrônomo

Em 2006 foi instituída, no estado do Rio de Janeiro, a data de 2 de dezembro como o Dia do Astrônomo.A data coincide com o aniversário do imperador Dom Pedro II, que era um conhecido incentivador da Astronomia.

Astrometria

Astrometria ou astronomia de posição é o ramo da Astronomia que lida com a posição das estrelas e outros corpos celestiais, suas distâncias e movimentos.

É um dos mais antigos ramos da Astronomia, o sucessor do estudo mais qualitativo da Astronomia Posicional. Astrometria data até pelos menos Hiparco (194 AC – 120 AC), que atualizou a posição do ponto vernal num almanaque das estrelas mais visíveis e ao fazer isso desenvolveu uma escala graduada de luminosidade, basicamente usada até hoje. A Astrometria moderna foi fundada por Friedrich Bessel com o seu Fundamenta astronomiae, o qual dava a posição média de 3222 estrelas entre 1750 e 1762, e por James Bradley.

Além da função fundamental de apresentar um referencial para astrônomos apresentarem suas observações, a Astrometria é também fundamental para ramos como Mecânica Celeste, Dinâmica estelar e Astronomia galáctica. Em astronomia observacional, técnicas astrométricas ajudam a identificar objetos estelares devido aos seus respectivos movimentos peculiares. É também instrumental para a observância do tempo, já que o UTC é basicamente o tempo atômico sincronizado com a rotação da Terra por meios de observações exatas. A Astrometria também está envolvida em criar os métodos para calcular as distâncias de objetos celestes, que são usados para estabelecer estimativas de distâncias de paralaxe para estrelas na Via Láctea.

História e usos:

Astrônomos usam técnicas astrométricas para rastrear Objetos Próximos da Terra. Também tem sido usado para detectar planetas extrasolares medindo a deslocação que causam na posição aparente no céu das estrelas que orbitam, devido a sua órbita mútua em volta do centro de massa do seu sistema. A Missão de Interferometria Espacial da NASA ( Space Interferometry Mission ou Sim PlanetQuest) irá utilizar técnicas astrométricas para detectar planetas similares a Terra orbitando mais ou menos 200 das mais próximas estrelas semelhantes ao nosso Sol.

As medições astrométricas são usadas pela astrofísica para restringir certos modelos em mecânica celestial. Medindo a velocidade de pulsares, é possível estipular um limite na assimetria de explosões de supernova. A astrometria também é usada para determinar a distribuição de matéria escura na galáxia.

Em 1990, técnicas astrométricas foram usadas para detectar planetas extrasolares gasosos gigantes orbitando vários sistemas solares. Isso foi feito através da observação do “stellar wobble” (uma variação na velocidade radial de uma estrela devido a influencia gravitacional e outro corpo a orbitando), de uma estrela e calculando que tipo de forças gravitacionais poderia ocasionar tal movimento; foi então determinado que forças planetárias deviam estar afetando as estrelas em questão.

Principais avanços feitos com a astrometria ao longo do tempo:

Relógios de Sol foram eficientes na marcação do tempo.
O Astrolábio foi inventado para medir ângulos celestiais
Aplicações Astrométricas levaram ao desenvolvimento da Geometria esférica.
Medidas cuidadosas dos movimentos planetários feita por Tycho Brahe, seguidas pela análise de Johannes Kepler evidenciaram o Princípio de Copérnico, que a Terra gira em volta do Sol.
O sextante melhorou drasticamente as medidas dos ângulos celestiais.
James Bradley mediu aberrações estelares com um preciso telescópio
O desenvolvimento do Dispositivo de Carga Acoplado (em inglês CCD), e de seu uso por astrônomos nos anos 80 aumentou a precisão do trabalho da astrometria profissional.
O desenvolvimento de CCD, softwares, e telescópios baratos permitiu a observação astrométrica amadora de larga escala em corpos menores.
De 1989 a 1993, o satélite da Agência Espacial Europeia Hipparcos realizou medições astrométricas que resultaram em um catalogo de posições precisas até 20-30 miliarcsec para mais de um milhão de estrelas.

Via Láctea

A Via Láctea, também conhecida como Via Látea, 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 pertencem a essa galáxia.

Sua idade estimada é de mais de treze bilhões de anos, período no qual passou por várias fases evolutivas até atingir sua forma atual. Formada por centenas de bilhões de estrelas, a galáxia possui estruturas diferenciadas entre si. No bojo central, que possui forma alongada, há uma grande concentração de estrelas, sendo que o exato centro da galáxia abriga um buraco negro supermassivo. Ao seu redor estende-se o disco galáctico, formado por estrelas dos mais diversos tipos, nebulosas e poeira interestelar, dentre outros. É nesta proeminente parte da Via Láctea que se manifestam os braços espirais. Ao seu redor encontram-se centenas de aglomerados globulares. Entretanto, a dinâmica de rotação da galáxia revela que sua massa é muito maior do que a de toda a matéria observável, sendo este componente adicional denominado matéria escura, cuja natureza se desconhece.

Há tempos a humanidade buscou descrever a natureza da galáxia, sendo esta referida em inúmeras lendas e mitos entre vários povos. Embora tenha sido proposto anteriormente, constatou-se que a faixa brilhante de aspecto leitoso (a partir do qual seu nome derivou-se) se tratava na verdade de um grande conjunto de estrelas a partir das observações de Galileu Galilei utilizando um telescópio. Entretanto, nos últimos dois séculos, a concepção científica da Via Láctea passou de uma simples nuvem de estrelas na qual o Sol situava-se próximo ao centro para uma grande galáxia espiral complexa e dinâmica, da qual nossa estrela é somente uma das bilhões existentes, o que aconteceu graças aos avanços tecnológicos de observação, que permitiram sondar estruturas além das nuvens moleculares.

O Sistema Solar localiza-se a meia distância entre o centro e a borda do disco, na região do Braço de Órion, que na verdade trata-se somente de uma estrutura menor entre dois braços principais. Ao redor da galáxia orbitam suas galáxias satélites, das quais destacam-se as Nuvens de Magalhães. O Grupo Local é o aglomerado de galáxias esparso da qual a Via Láctea faz parte, sendo um de seus maiores componentes.

Formação

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 quando iniciou o colapso da matéria que compunha o universo primordial. 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. Tal processo pode ter levado alguns bilhões de anos.

Evidências sugerem que o surgimento do disco galáctico foi um evento praticamente independente. A formação do disco teria se sucedido a partir da absorção de gás de origem extragaláctica que se aglomerava sob forma achatada ao redor do bojo, o que teria durado por cerca de sete bilhões de anos desde a formação do bojo central. Algumas teorias sugerem, contudo, que a galáxia ainda está em formação, com base no fato de que nuvens de gás molecular estão se movendo com alta velocidade nas partes mais externas em direção ao plano galáctico, mas não há consenso de que se trata, de fato, de um processo de incorporação de matéria no disco.No entanto, a observação do processo de formação de outras galáxias sugere que o disco pode ter se formado junto ao halo e ao bojo central.

Pode-se inferir a cronologia de formação estelar a partir da abundância de elementos químicos nas estrelas, utilizando por exemplo a técnica de nucleocosmocronologia. O material inicial visível que existia antes da formação da galáxia era composto somente por hidrogênio, hélio e uma quantidade pequena de lítio. Com o surgimento de estrelas, elementos mais pesados passaram a ser sintetizados e posteriormente liberados no meio interestelar por meio de ventos estelares ou explosões de supernova. Este material, por sua vez, era incorporado na formação de uma nova geração de estrelas que, por consequência, passavam a ter maior fração de outros elementos químicos. Desta forma, a abundância de núcleos atômicos pesados determina se a estrela pertence a gerações mais antigas ou mais recentes sendo possível, portanto, analisar o processo de evolução química da galáxia.

Os aglomerados globulares possuem os menores teores metálicos sendo, portanto, os componentes mais antigos. Sua idade não determina necessariamente a idade da galáxia como um todo, mas fornece um limite máximo que a galáxia pode ter. Este limite geralmente é descrito como sendo aproximadamente 13,2 bilhões de anos.

Em geral, sugere-se que estrelas da população II, velhas e pobres em elementos pesados, foram as primeiras a se formar, sendo que este período de formação se estendeu por somente um bilhão de anos. O disco, conforme o gás extragaláctico incorporava-se, passava a ser povoado por novas e grandes estrelas do tipo I, cuja formação durou pelos doze bilhões de anos subsequentes e se estende até os dias atuais.O auge da atividade de formação estelar possivelmente ocorreu entre onze e sete bilhões de anos atrás, período no qual cerca de noventa por centro das estrelas atuais teriam surgido.

A análise da abundância de elementos mais pesados como oxigênio e magnésio no disco mostra que sua distribuição varia gradualmente conforme a distância ao centro galáctico, sendo mais abundantes em sua parte mais interna. Isto sugere que o disco teria se formado de dentro para fora, uma vez que a maior abundância de elementos pesados significa que mais gerações de estrelas existiram e que, portanto, a região é mais antiga.

Estrutura

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 possivelmente encontra-se um buraco negro supermassivo. Ao seu redor está o disco galáctico cujo diâmetro chega a aproximadamente cem mil 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".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☉.

As estrelas estão distribuídas em duas categorias principais que levam em conta a proporção de elementos mais pesados do que o hélio. A população I inclui aquelas em que é relativamente alta a presença de metais, com proporção de 0,2 a 1 vezes a porcentagem existente no Sol. Neste grupo encontram-se as estrelas mais jovens. A população II, por sua vez, é formada por estrelas cuja atmosfera é pobre em metais, embora no núcleo dessas estrelas ainda ocorra a síntese de elementos químicos. Teoricamente considera-se também a população III, que seria a primeira geração de estrelas da galáxia, formadas somente por hidrogênio e hélio, e que não mais existem. A divisão entre estas categorias não é evidente, uma vez que a taxa metálica nas estrelas varia continuamente.

Estima-se que a quantidade de exoplanetas seja tão grande ou mesmo maior que a própria quantidade de estrelas da Via Láctea, sendo que planetas menores, como a Terra, são mais comuns que gigantes gasosos.Cerca de uma em cada cinco estrelas da galáxia são semelhantes ao Sol e, de acordo com dados obtidos pela sonda Kepler, uma em cada seis dessas estrelas possui pelo menos um planeta do tamanho da Terra. Extrapolando-se os dados para toda a galáxia, seriam mais de dezessete bilhões de planetas similares ao nosso em toda a Via Láctea.Exitem ainda planetas interestelares que foram, por algum motivo, retirados de sua órbita original e vagam em meio ao espaço interestelar, sem ligação gravitacional com outra estrela.

Cerca de uma em cada dez estrelas da galáxia são anãs brancas, embora poucas tenham sido detectadas nas vizinhanças do Sol devido à sua baixa luminosidade e tamanho reduzido.A Via Láctea abriga, segundo estimativas, mais de um bilhão de estrelas de nêutrons, remanescentes do fim de estrelas massivas.A galáxia possui ainda milhões de buracos negros originados no fim da vida de estrelas supermassivas, possuindo massas de algumas dezenas de massas solares. Entretanto, somente algumas dezenas foram identificados até o momento. Muitos deles vagam pela galáxia e só podem ser identificados quando interagem com outras estrelas ou poeira interestelar. Existe no centro galáctico somente um buraco negro supermassivo, com milhões de vezes a massa do Sol.

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.

O exato centro da galáxia abriga um possível buraco negro denominado Sagittarius A. O movimento de nuvens de gases e de estrelas ao seu redor permitiu calcular a sua massa como sendo quatro milhões de vezes superior à massa do Sol, concentrada somente em uma pequena região, o que evidencia se tratar, na verdade, de um buraco negro supermassivo. Estudos indicam que as nuvens moleculares ao redor deste objeto estão sendo atraídas e, a medida que se aproximam do intenso campo gravitacional do buraco negro, passam a formar um disco de acreção e emitem grande quantidade de radiação. Embora não possa ser observado diretamente, observações radioastronômicas levantam ainda mais evidências de sua existência. A presença de buracos negros em núcleos de galáxias semelhantes à Via Láctea é bastante comum.O centro galáctico é possivelmente a origem de estrelas hipervelozes, cuja velocidade excede quinhentos quilômetros por segundo, fazendo com que percam sua ligação gravitacional com a galáxia. Tamanha velocidade surge da interação entre uma estrela e um buraco negro, cujo resultado é o ganho de velocidade da primeira.

Embora a maior parte do bojo não possa ser observada diretamente, uma pequena parte pode ser vista em uma região conhecida como janela de Baade, através da qual a quantidade reduzida de nuvens interstelar permite observar estrelas distantes.A região central da galáxia possui ainda regiões de intensa formação estelar. Detectou-se por meio de observações do Telescópio Fermi recentemente regiões de emissão de raios gama acima e abaixo do plano galáctico, que se estendem por cerca de 25 mil anos-luz e parecem ter origem no centro da Via Láctea, cuja origem pode ser a atividade existente no bojo central.

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.

Nesta região predominam as estrelas da população I, que são, de forma geral, as mais novas e possuem teor metálico importante.A população estelar do disco pode ser dividida em três grupos, o primeiro deles caracterizado por estrelas novas que compõem os braços espirais, o segundo compõe o disco fino, uma região com espessura de aproximadamente mil anos-luz onde estão estrelas não tão jovens espalhadas para fora dos braços espirais por conta da rotação diferencial da galáxia e, por fim, o disco grosso, com três mil anos luz de espessura formado por estrelas antigas e dispersas devido a interações com grandes nuvens moleculares que as fizeram se afastar do plano galáctico.Outra possibilidade é que as estrelas do disco grosso tenham se formado em outras galáxias satélites que, posteriormente, foram incorporadas à Via Láctea.É importante notar que não existe uma borda definida para o disco, uma vez que a densidade de estrelas varia gradualmente conforme se afasta do plano galáctico ou do centro galáctico. Nota-se, contudo, que além de um raio de quarenta mil anos-luz, a densidade estelar cai radicalmente.

Mais da metade do gás molecular da Via Láctea se concentra em nuvens similares à Nebulosa de Órion. Esse tipo de nuvem é o berço de formação de um grande número de estrelas de diversos tamanhos, inclusive supergigantes. Estas, por sua vez, possuem um curto período de existência e terminam como titânicas explosões de supernova, cujo material é disperso no meio interestelar e carrega consigo eventuais vestígios de uma antiga nebulosa. O que resta são aglomerados abertos das estrelas de menor massa, como as Plêiades e o Presépio, que possuem tipicamente menos de mil estrelas de vida longa, cuja interação gravitacional com outros componentes da galáxia acabam por desfaze-los posteriormente.

Estrutura espiral

O aspecto espiral do disco é definido pela existência de certos componentes, dentre eles nuvens moleculares (como as regiões HI e HII), estrelas das classes O e B, protoestrelas e populações de cefeidas tipo I, que delineiam seu formato visual e a maior densidade de matéria. Estas estruturas são utilizadas para mapear a galáxia pelo fato de que seu período de existência é relativamente curto não havendo, portanto, tempo suficiente para que tais objetos migrem para fora dos braços espirais.Uma pesquisa, cujo método incluiu a análise da distribuição de estrelas massivas e jovens, revelou que a galáxia possui de fato quatro braços espirais e não dois, como sugeriam estudos anteriores.

Essas quatro estruturas principais do disco são o Braço de Perseus, Scutum-Centaurus, Cygnus e Sagitário. Os dois primeiros são os mais proeminentes da galáxia, ou seja, apresentam uma maior densidade de gases, poeira e estrelas.O braço de Scutum-Centaurus se inicia próximo à extremidade da barra central mais próxima do Sol, enquanto o braço de Perseus tem início na extremidade oposta, ambos com ângulos praticamente iguais em relação à barra central.Dentre as estruturas notáveis no Braço de Perseu se destaca a Nebulosa do Caranguejo, um remanescente de supernova, e a Nebulosa Roseta. Já no Braço de Sagitário, dentre os grandes componentes estão as nebulosas da Lagoa, Trífida e a de Eta Carinae, além de muitos aglomerados estelares.

Apesar do formato de galáxias espirais sugerir sua descrição por meio de curvas espirais logarítmicas, existe uma grande irregularidade na distribuição dos componentes que torna este tipo de modelagem pouco eficiente. Além disso, existem estruturas menores e bastante comuns, como o braço de Órion onde está o Sistema Solar, situado entre o braço de Sagitário e de Perseus, que evidenciam a irregularidade na estrutura da Via Láctea.

Além do Braço de Perseu, existe uma estrutura de menor densidade estelar que parece ser a continuação do Braço de Norma. Próximo à barra central da galáxia, localizam-se duas estruturas que, juntas, circundam o centro galáctico formado uma espécie de anel, o Braço 3 kpc próximo, localizado na parte anterior em relação à nossa posição, e o 3 kpc distante, no lado oposto, ambos situadas a três quiloparsecs ou dez mil anos luz do centro galáctico. Sua origem provém possivelmente do fluxo de material interestelar ao longo da barra central.Além do disco galáctico, em um raio de mais de sessenta mil anos-luz, existe uma corrente de estrelas que circunda toda a galáxia, formando o Anel de Monoceros. A origem mais provável desta estrutura seria o rompimento de antigas e pequenas galáxias satélites que orbitavam a Via Láctea, mas acabaram por ser rompidas pela gravidade da mesma, deixando somente uma trilha de estrelas.

O fato de a galáxia possuir rotação diferencial levantou a questão de como os braços espirais podem perdurar por tanto tempo já que, se cada parte se move a uma velocidade diferente, logo deveriam se desfazer. A solução veio a partir do modelo de onda de densidade, que descreve os braços espirais como sendo ondas de alta densidade que se movem ao longo do disco galáctico delineando o formato espiral. Conforme esta onda passa por uma região, nuvens moleculares se aglomeram e dão origem a estrelas massivas, ocasionando a proeminência visual do braço espiral. Esta onda se move, posteriormente, para adiante, fazendo surgir novas estruturas que continuarão a delinear o formato desta onda, enquanto estruturas antigas são deixadas para trás. Como as nuvens moleculares e estrelas massivas apresentam vida curta, logo perdem seu brilho e se desfazem. Portanto, as ondas se movem com velocidade angular constante ao redor do centro galáctico e, dessa forma, não se dissipam.

Proximidades do Sistema Solar

O Sol situa-se nas proximidades da borda interna do Braço de Órion, uma estrutura menor localizada entre os braços de Perseu e de Sagitário, numa zona onde a densidade estelar é de somente 0,11 estrelas por parsec cúbico, a maioria delas com pequena massa e associadas a sistemas binários ou múltiplos, sendo que num raio de treze anos-luz foram encontrados somente vinte e cinco sistemas estelares. O mais próximo deles é o sistema Alpha Centauri, cujo componente mais próximo é a anã vermelha Proxima Centauri, localizada a pouco mais de quatro anos-luz de distância. Sirius, a estrela mais brilhante do céu (depois do Sol) está a 8,6 anos-luz da Terra.

O Sol atualmente está cruzando uma região do espaço dominada por matéria interestelar denominada Nuvem Interestelar Local. Esta nuvem faz parte de uma estrutura ainda maior, a Bolha Local, em cuja borda está o Sistema Solar, a qual se estende por cerca de 390 anos-luz, e tem origem na associação Scorpius Centaurus. Neste local existe uma intensa atividade de formação estelar, onde surgem estrelas massivas e jovens com classes espectrais O e B. Estas estrelas possuem um período de vida curto, e quando explodem sob a forma de supernovas, originam fortes ventos de gases que varrem as regiões por onde passam, criando bolhas de gases em meio ao espaço interestelar.

A Nebulosa de Gum é o mais próximo remanescente de supernova, com sua parte mais próxima localizada a 450 anos-luz. Dentro desta região estão os fragmentos da Supernova de Vela. A Nebulosa de Órion, a cerca de 1 500 anos-luz, é a mais próxima dentre as grandes regiões de formação estelar. Grandes nuvens moleculares escuras localizam-se a mais de 1 500 anos-luz do Sol, sendo responsáveis pelo obscurecimento em partes do plano galáctico observados a partir da Terra nas constelações de Cisne e Águia. Estas nuvens organizam-se em linha de forma paralela à associações estelares que estão logo atrás, conforme tipicamente observado em galáxias espirais.As Híades, a 150 anos-luz, e as Plêiades, a 410 anos-luz, são os dois aglomerados abertos mais próximos do Sistema Solar.No Braço de Órion existe uma banda denominada Cinturão de Gould, ao longo da qual existem importantes locais de formação estelar da qual, inclusive, a nebulosa de Órion e a associação Scorpius Centaurus fazem parte.

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 velhas 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.

Evidências levantadas a partir de dados obtidos pelo Observatório de raios-X Chandra sugerem que a galáxia está envolvida em uma espécie de halo gasoso que se estende por centenas de milhares de anos-luz do seu centro, cuja massa é comparável a massa de todas as estrelas da galáxia. Sua temperatura é extremamente alta, chegando a mais de um milhão de kelvins. Esta nuvem difusa de matéria pode ser a solução para o problema dos bárions na galáxia, cuja quantidade atual é somente a metade da proporção observada nos primórdios do Universo, com base em observações de galáxias distantes.

Circundando a galáxia, constatou-se a presença de um halo que se estende para muito além do disco, composto de matéria escura, cuja natureza é desconhecida. Embora esse tipo de matéria não interaja com a luz, sua presença é detectável por meio de sua influência gravitacional sobre a translação dos objetos ao redor do centro galáctico. De fato a matéria escura compreende cerca de noventa por cento da massa total da galáxia, enquanto toda a matéria visível corresponde à porcentagem restante.A presença desta matéria escura pode ser decisiva na estabilidade das ondas de densidade e, consequentemente, na manutenção dos braços espirais da galáxia por longos períodos.

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.

A curva de rotação descreve a velocidade de rotação dos astros da galáxia em função de sua distância ao centro. Esta velocidade está diretamente relacionada à quantidade de matéria que se encontra no interior desta órbita, sendo possível, portanto, inferir a massa da galáxia por meio do movimento de seus componentes. Conforme revela a curva de rotação da Via Láctea, a velocidade em suas partes externas é maior do que o esperado, o que implica em uma grande quantidade de matéria existe além do disco, muito além do que pode ser observado. Por isso, acredita-se que a anomalia seja provocada pela matéria escura, indetectável diretamente e cuja natureza se desconhece.

O Sol descreve uma órbita ao redor do centro galáctico com velocidade de cerca de 220 quilômetros por segundo, o que resulta em um período orbital de aproximadamente 225 milhões de anos. Desde sua formação, estima-se que o Sol tenha completado seu trajeto vinte vezes. O vetor velocidade do Sol aponta para a constelação de Cisne. Em relação ao referencial de repouso local, ou seja, desconsiderando-se o movimento do Sol e de todas as outras estrelas ao redor do centro galáctico, o Sol se move a 22 quilômetros por segundo na direção da constelação de Hércules, em direção a um ponto denominado ápice solar. O Sol apresenta, ainda, um movimento de oscilação harmônico em relação ao plano galáctico, cruzando-o com um período entre 52 a 74 milhões de anos, com amplitude máxima entre 49 a 93 parsecs acima ou abaixo do plano galáctico. Atualmente estamos a cerca de 15 parsecs acima do plano da Via Láctea.O período destas oscilações da órbita solar aproximadamente coincidem com eventos de extinção em massa, levantando suspeitas de que, ao cruzar regiões densas de nuvens moleculares ou dos braços espirais, perturbações gravitacionais modificariam a órbita de cometas distantes do Sistema Solar que, por sua vez, atingiam nosso planeta.

Proximidades

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.

Com exceção das nuvens de Magalhães, as galáxias satélites da Via Láctea são extremamente pequenas e difusas, sendo de difícil observação até mesmo com o auxílio de telescópios. Muitas das galáxias satélites que se aproximam da Via Láctea acabam por ser distorcidas, rompidas e suas estrelas são incorporadas à nossa galáxia, conforme está acontecendo com as duas galáxias mais próximas. O aglomerado globular Omega Centauri apresenta características incomuns, o que leva à suspeita de que seja o núcleo de uma antiga galáxia anã que foi destruída pela Via Láctea, que incorporou seus componentes.

Nossa galáxia integra um grupo composto por mais de trinta galáxias, denominado Grupo Local que, por sua vez, pertence ao Superaglomerado de Virgem. Contudo, somente três galáxias se destacam, sendo a maior delas a Galáxia de Andrômeda, visível a olho nu e distante 2,5 milhões de anos-luz. A Via Láctea, contudo, parece ser o componente mais massivo do grupo. A Galáxia do Triângulo também apresenta estrutura espiral, embora seja bem menos massiva que as outras duas. Os demais componentes, são principalmente galáxias anãs irregulares ou elípticas.

A interação gravitacional entre as duas maiores galáxias do Grupo Local as colocaram em rota de colisão, a qual deverá acontecer em pelo menos quatro bilhões de anos. Simulações mostram que Andrômeda e a Via Láctea se fundirão, num processo que levará mais dois bilhões de anos, até formarem uma gigantesca galáxia elíptica. Contudo, dificilmente ocorrerão colisões entre estrelas, devido à imensa separação entre elas, apesar de suas órbitas serem radicalmente alteradas. Posteriormente, a Galáxia do Triângulo também deverá colidir com a galáxia elíptica resultante.

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 logitude 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.

Aparência

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 continua 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.

Por ser um objeto difuso e com baixa luminosidade superficial, a observação da Via Láctea é fortemente afetada pela poluição luminosa. Em áreas extremamente escuras, onde hão haja nenhum tipo de poluição luminosa (onde a magnitude limite chega a +6.0 aproximadamente), as estruturas da galáxia são facilmente perceptíveis, sendo seu brilho tão intenso a ponto de projetar sombra. Em áreas rurais, mesmo com o leve brilho ocasionado pelas luzes urbanas, a Via Láctea se mostra proeminente no céu. Em áreas suburbanas (onde a magnitude limite é de +4.5), a iluminação noturna faz com que a Via Láctea se torne pouco estruturada e fortemente obscurecida, mesmo quando em direção ao zênite. No centro das cidades é praticamente impossível observar a galáxia.

Visões culturais

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 China e no Japão, a galáxia também recebe a denominação de Tien Ho (Rio celestial ou rio prateado), enquanto que, 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".

Em culturas indígenas, o formato irregular da faixa brilhante era assimilada como sendo figuras animais. Para os índios desanos, por exemplo, a Via Láctea forma a figura de duas cobras que se enrolam, enquanto para os quíchuas as porções escuras da galáxia representavam diversos animais.Na mitologia dos índios tupi-guarani, a Via Láctea é na verdade o Caminho das Antas (Tapi`i Rape). Parte desta faixa representa a plumagem da Ema, uma grande constelação que se estende entre as constelações ocidentais do Cruzeiro do Sul e Escorpião.

De fato a maior parte das lendas concebe a galáxia como sendo um caminho ou uma estrada. Segundo algumas crenças de povos esquimós, dentre outros, a faixa brilhante forma o "caminho das cinzas". Em culturas africanas esta crença provém da lenda de uma menina que marcou seu caminho para que seu povo pudesse encontrá-la. Para os cheyennes e outras tribos das grandes planícies dos Estados Unidos, a Via Láctea é a trilha de poeira deixada pela corrida entre o búfalo e o cavalo.

Os turcos conheciam a galáxia como Hadjiler Juli ou a "estrada dos peregrinos". Na Idade Média na Europa, recebia a denominação de "estrada de Roma", em alusão à sede da Igreja Católica, através da qual se conseguiria o acesso ao paraíso.Na península Ibérica, a Via Láctea é conhecida também como Caminho ou Estrada de Santiago. São Tiago, um dos apóstolos de Jesus, foi para o norte da atual Espanha para evangelizar. Muito depois de sua morte, começaram peregrinações para o local onde hoje fica a cidade de Santiago de Compostela, a partir de relatos de milagres e aparições. Os peregrinos, à noite, utilizavam a Via Láctea como guia para chegarem à cidade, razão pela qual a galáxia também recebe estas denominações.

Mais recentemente, a partir do advento da ficção científica, a galáxia passou a ser o local de viagens interestelares, em que geralmente humanos são capazes de chegar a outros planetas e conhecer outras formas de vida extraterrestre. Isaac Asimov em sua trilogia Fundação criou um extenso Império Galáctico que se estende por incontáveis planetas.Na série Star Trek, a galáxia é povoada por raças alienígenas que possuem domínios em diversas regiões da galáxia.

História da observação

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."


Posteriormente, percebeu-se que o Sol estava dentro do grande grupo de estrelas que forma a Via Láctea. William Herschel e sua irmã, nos anos de 1780, foram um dos primeiros a tentar determinar a posição do Sistema Solar na galáxia a partir da densidade de estrelas observada. Concluíram, então, que a galáxia teria forma achatada e que o Sol estaria próximo a sua região central. Jacobus Kapteyn, no fim do século XX, chegara a conclusão semelhante ao constatar que a densidade de estrelas decrescia conforme a distância ao Sol. Estas constatações eram vistas com ceticismo pela comunidade científica da época, e de fato estavam erradas por terem a premissa de que nada bloquearia a luz das estrelas e que, portanto, todas podiam ser vistas, pois não sabiam da existência das nuvens moleculares.

No ano de 1917, Harlow Shapley conseguiu medir a distância de dezenas de aglomerados globulares, utilizado algumas estrelas variáveis presentes em cada um dos aglomerados, e percebeu que estes pareciam se concentrar em uma certa região na constelação de Sagitário, concluindo que lá deveria estar o centro da galáxia. Na mesma época, houve um grande debate entre Sharpley e Heber Curtis sobre o tamanho da galáxia e do Universo. Sharpley havia deduzido o diâmetro da Via Láctea como sendo mais de trezentos mil anos-luz, sendo que a Nebulosa de Andrômeda e as Nuvens de Magalhães faziam parte deste grande sistema estelar. Curtis, por outro lado, argumentava que Andrômeda e outras estruturas espirais estariam muito mais distantes e separadas da Via Láctea, formando "universos-ilha".

A dúvida foi sanada quando, em 1924, Edwin Hubble por meio de técnicas refinadas de observação, conseguiu analisar estrelas individuais da nebulosa de Andrômeda e assim calcular sua distância. Então, comprovou-se que se tratava de um sistema composto por bilhões de estrelas, semelhante à Via Láctea, localizado a mais de duzentos milhões de anos-luz. Desde então tornou-se comum o uso do termo "galáxia" para designar tais objetos celestes. Cinco anos depois, Hubble também viria a concluir que as outras galáxias estão se afastando de nós, o que é atribuído à expansão do Universo.

Na mesma década, Jan Oort e Bertil Lindblad observaram que o Sol não ocupa uma posição fixa na galáxia, mas orbita ao redor de seu centro, deduzindo a partir do movimento próprio das estrelas nas proximidades do Sistema Solar. Embora algumas dessas estrelas apresentem um movimento irregular, a análise de uma grande quantidade permitiu concluir que se moviam em uma mesma direção, assim como o Sol, ao redor do centro da Via Láctea.

Somente na década de 1930 percebeu-se a presença da poeira interestelar, responsável por obstruir nossa visão de várias regiões da galáxia. Desta forma, justificou-se os erros cometidos anteriormente na determinação do tamanho da galáxia e de sua estrutura. Durante a Segunda Guerra Mundial, o astrônomo Walter Baade notou que os componentes estelares da galáxia não se diferenciavam somente pela sua localização, mas também pela diferença de idades e sua ligação com a composição química. Então, dividiu as estrelas da galáxia em dois grupos, o primeiro (população I) formado por estrelas mais jovens e ricas em metais que formam o disco e o segundo (população II) composto por estrelas antigas e pobres em metais, localizadas principalmente no núcleo e no halo.

William Wilson Morgan, em um estudo publicado em 1951, mediu a posição de muitas estrelas de classes espectrais O e B, associadas a nebulosas, e percebeu sua distribuição peculiar, revelando os braços espirais da Via Láctea. Técnicas de radioastronomia criadas no fim da década permitiram encontrar as distâncias das nuvens moleculares, que igualmente evidenciaram a estrutura espiral da galáxia.

Desde então, a observação da Via Láctea têm sido feita não só em luz visível, mas em diversos comprimentos de onda do espectro eletromagnético, desde o infravermelho até raios X e gama, que permitem sondar as estruturas além das faixas de poeira até seus confins.Em 1989, a fim de mapear a posição de mais de cem mil estrelas de toda a galáxia, foi colocado em órbita o satélite Hipparcos, cujos dados deram origem a um extenso e preciso catálogo estelar.Já no fim de 2013, iniciou-se a missão Gaia, com o objetivo de mapear com precisão a posição de cerca de um bilhão de estrelas da Via Láctea. A partir de técnicas de astrometria, vão ser determinadas o movimento próprio das estrelas, fornecendo dados sem precedentes sobre a dinâmica da galáxia. Pretende-se ainda, durante os cinco anos previstos da missão, mapear outros objetos, como corpos menores do Sistema Solar, planetas extrassolares, protoestrelas e buracos negros tanto na Via Láctea quanto em outras galáxias distantes.