Quão massiva é a Via Láctea?

Como você pesa uma galáxia? É um desafio astronômico, especialmente se for a galáxia que você chama de lar. Acontece que existem várias maneiras de controlar a massa da Via Láctea, e um estudo recente publicado no servidor de pré-impressão arXiv resume esses métodos para apresentar o melhor valor.

Representação artística da Via Láctea. Crédito: Andrew Z. Colvin

Um método é observar o movimento das estrelas na galáxia. A maioria das estrelas da Via Láctea segue um caminho aproximadamente circular em torno do centro galáctico. Assim como os planetas orbitam o Sol, as estrelas orbitam a galáxia. Como a gravidade é a força que mantém as estrelas em sua órbita, você pode usar a velocidade de uma estrela e a distância do centro para determinar a massa dentro de sua órbita.

Nem todas as estrelas têm órbitas circulares, mas em média têm. Assim, você pode plotar a velocidade versus a distância do centro para estrelas conhecidas e obter o que é conhecido como curva de rotação. As medições dessa curva na Via Láctea e em outras galáxias foram a primeira evidência de que as galáxias tinham muito mais massa do que poderia ser explicada pelas estrelas visíveis, levando à ideia de matéria escura.

Um dos problemas com o método da curva de rotação é que só podemos medir estrelas até uma certa distância. Agora sabemos que a maior parte da massa da nossa galáxia não está concentrada no centro, mas se estende para fora em um halo galáctico. Podemos estimar a massa do halo a partir da curva de rotação, mas também podemos observar o movimento dos aglomerados globulares.

Aglomerados globulares são aglomerados densos e brilhantes de estrelas. Como as estrelas dentro de um aglomerado globular são ligadas gravitacionalmente, esses aglomerados se movem pela galáxia como um único objeto. Eles são encontrados em uma esfera ao redor da Via Láctea, então medir seu movimento nos ajuda a medir a massa do halo galáctico.

Para medir a região externa do halo galáctico, podemos observar o movimento de galáxias satélites, como as Nuvens de Magalhães. Existem cerca de 60 pequenas galáxias dentro de cerca de 1,4 milhões de anos-luz da Via Láctea. Nem todos eles estão em órbita em torno de nossa galáxia, mas muitos deles estão. Como eles estão fora do nosso halo galáctico, seus movimentos orbitais são determinados por toda a massa da nossa galáxia. A única desvantagem dessa abordagem é que, com apenas algumas dezenas de galáxias em órbita, o resultado não é particularmente preciso.

Todas essas abordagens calculam a massa da Via Láctea a partir do movimento orbital. Existem alguns métodos que não dependem do movimento orbital. Uma delas é observar as plumas de maré das galáxias anãs. Na história da nossa galáxia, existem alguns aglomerados globulares e galáxias anãs que se afastaram muito perto da região central da Via Láctea e foram dilacerados pelas forças das marés. Os remanescentes dessas galáxias formam um fluxo de estrelas, como o fluxo de Sagitário. Calculando o movimento desses fluxos, podemos estimar a massa galáctica.

Outra abordagem é observar as estrelas deixando nossa galáxia. Ocasionalmente, uma estrela quase colide com outra estrela e ganha velocidade suficiente para escapar de nossa galáxia. Como a velocidade de escape depende da massa galáctica, uma medida estatística das estrelas que escapam fornece a massa da galáxia.

Finalmente, podemos olhar para o grupo local de galáxias. Isso inclui a galáxia de Andrômeda e suas galáxias satélites. Nosso grupo local é gravitacionalmente isolado de aglomerados de galáxias mais distantes, portanto, observar o estado de equilíbrio do grupo local nos dá uma ideia de sua massa geral e da massa da Via Láctea.

Cada uma dessas abordagens tem suas próprias vantagens e níveis de precisão. Nenhum deles é a palavra final por conta própria. Neste último trabalho, a equipe tirou uma média estatística de vários métodos e derivou o que poderíamos chamar de melhor valor para a massa de nossa galáxia. O valor que eles determinaram foi um trilhão de massas solares, mais ou menos algumas centenas de bilhões de massas solares.

Fonte: phys.org