Galáxias

A descoberta das galáxias

Por volta do século XVIII vários astrônomos já haviam observado, entre as estrelas, a presença de corpos extensos e difusos, aos quais denominaram "nebulosas". Hoje sabemos que diferentes tipos de objetos estavam agrupados sob esse termo, a maioria pertencendo à nossa própria Galáxia: nuvens de gás iluminadas por estrelas dentro delas, cascas de gás ejectadas por estrelas em estágio final de evolução estelar, aglomerados de estrelas. Mas algumas nebulosas - as nebulosas espirais - eram galáxias individuais, como a nossa Via Láctea.
Immanuel Kant (1724-1804), o grande filósofo alemão, influenciado pelo astrônomo Thomas Wright (1711-1786), foi o primeiro a propor, por volta de 1755, que algumas nebulosas poderiam ser sistemas estelares totalmente comparáveis à nossa Galáxia. Citando Kant: "[A] analogia [das nebulosas] com o sistema estelar em que vivemos... está em perfeita concordância com o conceito de que esses objetos elípticos são simplesmente universos [ilha], em outras palavras, Vias Lácteas ...". Essa idéia ficou conhecia como a "hipótese dos universos-ilha". No entanto, as especulações cosmológicas de Kant não foram bem aceitas na época, de forma que a natureza das nebulosas permaneceu assunto de controvérsia.

Até 1908, cerca de 15 000 nebulosas haviam sido catalogadas e descritas. Algumas haviam sido corretamente identificadas como aglomerados estelares, e outras como nebulosas gasosas. A maioria, porém, permanecia com natureza inexplicada.




O catálogo de objetos difusos de Charles Messier (1758-1782) [Fonte: The SEDS Messier Catalog Webpages].
O problema maior era que a distância a elas não era conhecida, portanto não era possível saber se elas pertenciam à nossa Galáxia ou não.

Shapley  Curtis

Dois dos maiores protagonistas nessa controvérsia foram Harlow Shapley (1885-1972), do Mount Wilson Observatory, e Heber Doust Curtis (1872-1942), do Lick Observatory, ambos nos Estados Unidos. Shapley defendia que as nebulosas espirais eram objetos da nossa Galáxia, e Curtis defendia a idéia oposta, de que eram objetos extragalácticos. A discussão culminou num famoso debate em abril de 1920, frente à Academia Nacional de Ciências. Mas o debate não resolveu a questão.

Somente em 1923 Edwin Powell Hubble (1889-1953) proporcionou a evidência definitiva para considerar as "nebulosas espirais" como galáxias independentes, ao identificar uma variável Cefeida na "nebulosa" de Andrômeda (M31).

Montagem da foto da galáxia Andrômeda, M31, que tem B=3,4, declinação de +41° e está a 2,2 milhões de anos-luz de nós, 190'×60', vr=-300 km/s, z=-0.001, com a imagem da Lua na mesma escala, mas a Lua é 1,5 milhão de vezes mais brilhante (15,5 magnitudes). A Lua não passa próxima da posição da galáxia no céu. A galáxia M 110, sua satélite, está na parte inferior. ©Adam Block e Tim Puckett. O primeiro registro conhecido da galáxia é do ano 905 d.C., pelo astrônomo persa Abd Al-Rahman Al Sufi (903-986).

A partir da relação conhecida entre período e luminosidade das Cefeidas da nossa Galáxia, e do brilho aparente das Cefeidas de Andrômeda, Hubble pode calcular a distância entre esta e a Via Láctea, obtendo um valor de 2,2 milhões de anos-luz. Isso situava Andrômeda bem além dos limites da nossa Galáxia, que tem 100 mil anos-luz de diâmetro. Ficou assim provado que Andrômeda era um sistema estelar independente. 

Lua

A distância Terra-Lua foi medida por radar e por laser, como na figura abaixo em que um laser é disparado até um dos espelhos (prismas retro-refletores, que refletem a luz na mesma direção da luz incidente) colocados pelos astronautas na Lua (missões Apolo 11, 14 e 15),
 
e o tempo de ida e vinda do laser é medido. Seu valor médio é de 384 403 km e varia de 356 800 km a 406 400 km. A excentricidade da órbita da Lua é de 0,0549. Cada prisma tem 3,8 cm, e os espelhos deixados pela Apolo 11 e 14 têm 10 prismas cada, enquanto o deixado pela Apolo 15 tem 300. Outro refletor francês também foi instalado pela missão russa não tripulada Lunakhod 2. Ao chegar na superfície da Lua, o feixe tem aproximadamente 6,5 km. O sinal de retorno é muito fraco para ser visto a olho nu, mas em boas condições chega a 1 fótons por segundo.
A Lua tem três movimentos principais: rotação em torno de seu próprio eixo, revolução em torno da Terra e translação em torno do Sol junto com a Terra, mas existe também um pequeno movimento de libração.
O plano orbital da Lua em torno da Terra tem uma inclinação de 5°9' em relação à eclíptica, que está inclinada 23,5° em relação ao equador. Portanto, em relação ao equador da Terra, a órbita da Lua tem uma inclinação que varia de 18,4° (23,5° - 5,15°) a 28,7° (23,5° + 5,15°).
Apesar do ângulo do plano da órbita em relação à eclíptica permanecer aproximadamente constante, o plano orbital não é fixo, movendo-se de maneira tal que seu eixo descreve um círculo completo em torno do eixo da eclíptica num período de 18,6 anos. Esta rotação para oeste do plano orbital da Lua ocorre pela força diferencial exercida pelo bojo equatorial da Terra, causado pela rotação da Terra.
Em relação ao equador da Lua, o seu plano orbital tem uma inclinação de menos do que 1°.
O diâmetro aparente médio da Lua é de 31' 5" (0,518°), de onde se deduz que o diâmetro da Lua é de 3476 km (D=384 000 km × sen 0,518); a massa da Lua é de 1/81 da massa da Terra.
 

Devido à rotação sincronizada da Lua, a face da Lua que não podemos ver chama-se face oculta, que só pode ser fotograda pelos astronautas ou naves em órbita da Lua.