Fundamentos de Astronomia 4

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FUNDAMENTOS DE 
ASTRONOMIA 
AULA 4 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
Prof. Daniel Guimarães Tedesco 
 
 
 
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CONVERSA INICIAL 
Nesta etapa de estudos, vamos conversar sobre as galáxias! Vamos 
começar com a descoberta das galáxias e da Via Láctea, elucidando a transição 
histórica da percepção da Via Láctea, desde uma faixa luminosa no céu noturno 
até o reconhecimento de sua estrutura galática, composta por bilhões de 
estrelas. Discutiremos suas características intrínsecas, incluindo o papel da 
mitologia na interpretação do cosmos. 
Sobre as características das galáxias, enfatizaremos a evolução do 
entendimento astronômico desde as primeiras observações de nebulosas até a 
classificação moderna das galáxias, guiada pela sequência de Hubble. 
Falaremos também sobre os aglomerados de galáxias, examinando a formação 
de estruturas em grande escala no universo e a importância da matéria escura 
na coesão desses aglomerados, evidenciando a teia cósmica que interliga 
galáxias e superaglomerados. 
Por fim, abordaremos a formação e a evolução das galáxias, discutindo 
teorias como o modelo monolítico e o modelo hierárquico. Explicaremos a Lei de 
Hubble, detalhando a expansão do universo e suas implicações para a 
cosmologia moderna, incluindo a observação pioneira do deslocamento para o 
azul na Galáxia de Andrômeda e a formulação da lei que correlaciona a 
velocidade de recessão de galáxias com sua distância, estabelecendo um marco 
para a teoria do Big Bang. 
TEMA 1 – DESCOBERTA DAS GALÁXIAS E A VIA LÁCTEA 
A Via Láctea, também conhecida como Caminho de Leite, é aquela faixa 
luminosa que perpassa o firmamento noturno, tendo sido um foco de fascínio e 
inspiração através das eras, além de servir como inspiração para inúmeras 
culturas, em suas interpretações e mitologias únicas. 
1.1 Mitologia grega e romana 
Dentro do panteão grego, a Via Láctea é frequentemente associada à 
deusa Hera (filha de Reia e Cronos), que tem relação com a fertilidade. O mito 
relata que Zeus, esposo e irmão de Hera, desejoso de conferir imortalidade a 
seu filho Héracles (Hércules), fruto de uma relação extraconjugal com a mortal 
Alcmena, recorreu a Hera para amamentá-lo. Aproveitando-se do sono de Hera, 
 
 
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Hermes (outro filho de Zeus) colocou Héracles em seu seio. Ao despertar e se 
deparar com uma criança desconhecida, ela o repeliu, fazendo com que seu leite 
se espalhasse pelos céus, o que originou a Via Láctea. Esse mito é emblemático 
por representar o esforço grego para explicar a formação desse fenômeno 
celeste de maneira alinhada com seus deuses e mitologias. 
Herdeiros da mitologia grega, os romanos incorporaram a Via Láctea em 
seu corpus mitológico, mantendo a essência da narrativa grega, mas adaptada 
aos seus deuses. Assim, a Via Láctea era também fruto do leite da deusa Juno 
(contraparte romana de Hera), esposa de Júpiter (Zeus). 
Figura 1 – Pintura do Mito grego da Via Láctea, feita por Tintoretto em 1575 
 
Crédito: Collection de la Maison d'Orléans/National Gallery/PD-CC. 
1.2 Mitologia dos povos indígenas brasileiros 
Dentro da diversidade cultural dos povos indígenas do Brasil, várias tribos 
apresentam interpretações próprias a respeito da Via Láctea. Os guaranis, 
especificamente, a consideram como um orientador para o "Caminho do 
Peabiru". Essa rota transcontinental tinha também um propósito espiritual, 
servindo como um caminho para acompanhar o percurso do sol, lar das 
divindades, guiado pela Via Láctea. A maioria das etnias tupis-guaranis conhece 
a Via Láctea como o Caminho da Anta (Tapi`i Rape) ou a Morada dos Deuses. 
https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Jacopo_Tintoretto_-_The_Origin_of_the_Milky_Way_-_Google_Art_Project.jpg?uselang=pt#Licenciamento
 
 
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Figura 2 – Constelação Anta do Norte 
 
Fonte: Observatório Virtual/Planetário-Observatório Itinerante/Germano Afonso. 
Outras tribos a enxergam como um rio celestial, espelhando os rios 
terrenos no firmamento, e desempenhando um papel crucial em suas mitologias 
sobre a criação do mundo e a jornada após a morte. 
Cada mito, mais do que uma tentativa de explicação dos fenômenos 
celestes, reflete uma visão de mundo profundamente enraizada em valores e 
tradições, bem como na espiritualidade de cada sociedade. 
Figura 3 – O céu e a Via Láctea 
 
Crédito: Kateryniuk/Shutterstock. 
1.3 Nossa galáxia 
A Via Láctea, vista da Terra, é uma faixa nebulosa que atravessa o céu 
noturno. Essa visão, especialmente clara longe da poluição luminosa das áreas 
urbanas, tem fascinado a humanidade ao longo dos séculos. Longe da poluição 
 
 
5 
luminosa e sem a lua, é possível ver a Via Láctea como uma faixa nebulosa no 
céu, um fenômeno já observado na antiguidade como um "caminho leitoso". 
Galileo Galilei, em 1609, usando um telescópio, descobriu que essa faixa 
era composta por inúmeras estrelas. William Herschel, ao tentar mapear a 
galáxia, errou ao assumir que todas as estrelas tinham a mesma luminosidade, 
colocando inicialmente o Sol no centro de um disco galáctico. 
A dificuldade de medir distâncias estelares limitou a compreensão da Via 
Láctea até a primeira medição de paralaxe estelar em 1838. No século XX, 
Jacobus Kapteyn estimou o tamanho da Via Láctea em cerca de 20.000 parsecs 
com o Sol no centro, usando dados de paralaxe e movimentos próprios das 
estrelas. 
Paralelamente, Harlow Shapley, observando aglomerados globulares, 
propôs que a Terra estava a cerca de 30.000 anos-luz do centro galáctico, uma 
estimativa que não considerou a extinção interestelar, superestimando o 
tamanho da galáxia. Pesquisas mais recentes corrigiram a posição do Sol para 
cerca de 8,3 kiloparsecs do centro galáctico, refletindo avanços nas técnicas de 
medição e compreensão da estrutura galática. 
Figura 4 – Esquema de Herschel 
 
Fonte: Transações Filosóficas da Royal Society of London 75 : 216-266/PD-CC. 
1.3.1 Medição de distâncias na galáxia 
Na exploração astronômica, a determinação das distâncias entre estrelas 
é crucial. Dois métodos principais são usados: a paralaxe heliocêntrica, que 
utiliza triangulação, e a paralaxe espectroscópica, que usa propriedades 
espectrais para calcular a magnitude absoluta de uma estrela com base na sua 
posição no diagrama Hertzsprung-Russell (HR). Enquanto a paralaxe 
heliocêntrica é eficaz até 1.000 parsecs (𝟏𝟎𝟎𝟎𝒑𝒄 = 𝟑 × 𝟏𝟎𝟏𝟔𝒌𝒎), a paralaxe 
https://pt.wikipedia.org/wiki/Gal%C3%A1xia#/media/Ficheiro:Herschel-Galaxy.png
 
 
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espectroscópica estende essa capacidade até cerca de 10.000 pc. No entanto, 
ambos os métodos são limitados em comparação com o diâmetro da nossa 
galáxia, estimado em 25.000 pc. Assim, surge a necessidade de um método 
adicional para medir distâncias ainda maiores1. 
É aí que entram as estrelas variáveis como indicadores de distância. Entre 
esses fenômenos celestes, destacam-se as estrelas variáveis pulsantes, que 
exibem flutuações regulares de brilho devido a mudanças em seu tamanho – 
especialmente as cefeidas e as RRLyrae, que se encontram na faixa de 
instabilidade do diagrama HR, marcando a fase de ignição do hélio no núcleo. O 
mecanismo de pulsação dessas estrelas é impulsionado por um ciclo de 
desequilíbrios térmicos e de pressão: a ionização do hidrogênio aumenta a 
pressão interna, expandindo a estrela; a recombinação subsequente do 
hidrogênio, ao diminuir o número de partículas, reduz a pressão e contrai a 
estrela, iniciando o ciclo novamente. 
As estrelas variáveis pulsantes fornecem um método para medir 
distâncias astronômicas através da relação período-luminosidade. Esse princípio 
correlaciona diretamente o período de pulsação de uma estrela com sua 
luminosidade intrínseca, permitindo estimativas precisas de distância para 
objetos situados muito além dos limites alcançáveis pelos métodos de paralaxe. 
1.3.2 Estrelas RRLyrae e cefeidas como ferramentas cosmológicas 
• Estrelas RRLyrae:representam uma classe de estrelas evoluídas com 
massas compreendidas entre 0,5 e 0,7 vezes a massa solar (MSol). 
Caracterizadas por tipos espectrais entre B8 e F2, essas estrelas 
apresentam uma magnitude absoluta média de 𝑴𝑽 = 𝟎, 𝟔 ± 𝟎, 𝟑. Com 
períodos de pulsação curtos, variando de 0,5 a 1 dia, e variações de 
magnitude inferiores a uma unidade, as RRLyrae são amplamente 
utilizadas como indicadores de distância para aglomerados globulares. A 
aplicação do módulo de distância 𝒎 − 𝑴 = −𝟓 + 𝟓 𝐥𝐨𝐠 𝒅 permite a 
determinação precisa das distâncias desses objetos astronômicos. 
• Cefeidas: as cefeidas, por outro lado, são estrelas supergigantes com 
massas variando de 3 a 18 MSol, apresentando tipos espectrais entre F 
 
1 Vamos explicar, em etapas posteriores, o que são esses nomes estranhos que são usados 
para determinar as medidas de distância. 
 
 
7 
e K. Essas estrelas também pulsam regularmente, mas com períodos que 
podem variar de 1 a 100 dias e amplitudes de pulsação de 0,3 a 3,5 
magnitudes. Uma característica distintiva das cefeidas é a relação direta 
e estreita entre o período de pulsação e a luminosidade, permitindo 
estimativas precisas de sua luminosidade com base no período de 
pulsação observado. As cefeidas mais luminosas, com magnitudes 
absolutas entre -2 e -6, tendem a apresentar períodos de pulsação mais 
longos, devido a raios maiores. 
Tanto as estrelas RRLyrae quanto as cefeidas desempenham o papel de 
serem faróis cósmicos, fornecendo meios para medir distâncias astronômicas 
com grande precisão. Essa capacidade é fundamental na determinação da 
escala e da estrutura do universo, permitindo aos astrônomos mapearem a 
distribuição de aglomerados globulares e outras estruturas galaticas, além de 
contribuir para a compreensão da expansão do Universo. 
John Goodricke, responsável pela descoberta da variabilidade de Delta 
Cephei, em 1784, e Henrietta Swan Leavitt, que estabeleceu a relação período-
luminosidade para as Cefeidas, em 1912, são figuras centrais no estudo das 
estrelas variáveis. As investigações de Leavitt revelaram que existe uma 
correlação direta entre a magnitude bolométrica absoluta 𝑴𝒃𝒐𝒍 das Cefeidas e o 
período 𝑷 de suas variações de brilho, expressa em dias. A relação é descrita 
pela fórmula: 
𝑴𝒃𝒐𝒍 = −𝟑, 𝟏𝟐𝟓 𝐥𝐨𝐠 𝑷 − 𝟏. 𝟓𝟐𝟓 
Essa equação demonstra que a luminosidade intrínseca de uma cefeida 
pode ser determinada com base em seu período de pulsação, tornando estas 
estrelas ferramentas preciosas para medir distâncias no universo. As variáveis 
cefeidas são empregadas tanto para estimar distâncias a estrelas distantes 
dentro de nossa própria galáxia quanto para medir as distâncias até outras 
galáxias, desempenhando um papel fundamental na cosmologia observacional. 
 
 
 
8 
1.4 Morfologia 
Observações em rádio e infravermelho revelaram a estrutura da Via 
Láctea, uma galáxia com forma de disco de cerca de 100.000 anos-luz de 
diâmetro e 300 parsecs de espessura, envolta em um halo esférico de 
aglomerados globulares e matéria escura. O halo estende-se além do disco, 
enquanto o bojo central denso tem um raio de 2.000 parsecs. 
A rotação diferencial do disco foi identificada pelo deslocamento Doppler 
em estrelas próximas ao Sol. O disco também contém matéria interestelar, 
incluindo gás hidrogênio neutro, essencial para a formação de estrelas. Regiões 
HII, formadas por hidrogênio ionizado próximo a estrelas jovens, são visíveis 
como nebulosas de emissão. 
Figura 5 – Anatomia da Via Láctea 
 
Crédito: NASA/JPL-Caltech; right: ESA; layout: ESA/ATG medialab 
1.5 Estrutura em espiral 
Ao observarmos galáxias com um meio interestelar rico, semelhante ao 
da Via Láctea, notamos que as nebulosas gasosas tendem a se agrupar em 
estruturas espirais. Isso nos leva a crer que a nossa própria galáxia também tem 
uma forma espiral. No entanto, essa estrutura espiral é difícil de observar 
diretamente de nossa posição, já que estamos situados dentro do disco 
galáctico, e a visão é obstruída por poeira interestelar. 
 
 
9 
Para entender melhor a disposição dos braços espirais da Via Láctea, os 
astrônomos recorrem a objetos celestes que servem como indicadores dessas 
estruturas. Entre os principais indicadores ópticos, estão estrelas jovens e 
brilhantes do tipo OB, regiões HII (áreas onde o gás hidrogênio é ionizado por 
estrelas quentes) e estrelas variáveis cefeidas. Na faixa do rádio, o hidrogênio 
neutro, abundante em nossa galáxia, emite uma linha espectral de 21 cm que é 
usada para mapear a estrutura espiral, pois essa emissão pode ser detectada 
em praticamente todas as direções. 
Até o ano de 2005, com base em observações óticas e de rádio, 
acreditava-se que a Via Láctea tinha quatro braços espirais principais. Contudo, 
estudos mais recentes, utilizando especialmente a luz infravermelha, sugerem 
que nossa galáxia tem dois braços espirais principais – o braço de Scutum-
Centaurus e o braço de Perseus –, além de outros braços menores. O Sol se 
localiza na borda interna de um desses braços menores, conhecido como braço 
de Órion, ou Orion Spur, que abriga várias características notáveis, incluindo a 
Nebulosa de Órion. 
Figura 6 – Braços da Via Láctea 
 
Crédito: NASA/JPL-Caltech/R. Hurt (SSC/Caltech). 
https://science.nasa.gov/resource/the-milky-way-galaxy/
 
 
10 
1.6 Massa da galáxia 
O movimento orbital do Sol e outros componentes da Via Láctea decorre 
da força gravitacional do denso núcleo galático, similar à rotação dos planetas 
ao redor do Sol. Estrelas mais próximas ao centro galáctico movem-se mais 
rapidamente que o Sol, que orbita o centro a 220 km/s, completando uma volta 
a cada 233 milhões de anos, o que é conhecido como ano galático. Esse 
entendimento veio dos estudos de Jan Oort. 
Através da análise do movimento orbital das estrelas localizadas nas 
regiões periféricas da galáxia, é possível aproximar a massa total da Via Láctea, 
𝑴𝑽𝑳, utilizando a distância dessas estrelas ao núcleo galático. Considerando o 
Sol em uma trajetória circular ao redor do centro galático com uma velocidade 
específica 𝒗, a força que mantém o Sol nessa órbita pode ser equiparada à força 
de atração gravitacional emanada pela massa da galáxia localizada 
internamente a essa órbita. Assim, estabelece-se a relação: 
𝑭𝒄𝒆𝒏𝒕𝒓í𝒑𝒆𝒕𝒂 =
𝑴⨀𝒗𝟐
𝑹
 , 𝑭𝑮𝒓𝒂𝒗𝒊𝒕𝒂𝒄𝒊𝒐𝒏𝒂𝒍 = 𝑮
𝑴⨀𝑴𝑽𝑳
𝑹𝟐
 
Como a força gravitacional age como força centrípeta 𝑭𝒈𝒓𝒂𝒗𝒊𝒕𝒂𝒄𝒊𝒐𝒏𝒂𝒍 =
 𝑭𝒄𝒆𝒏𝒕𝒓í𝒑𝒆𝒕𝒂, podemos reorganizar a fórmula para solucionar a massa da Via 
Láctea: 
𝑴𝑽𝑳 = 𝒗𝟐 ⋅
𝑹
𝑮
≈ 𝟏, 𝟖 × 𝟏𝟎𝟒𝟏𝒌𝒈 
Levando em conta que a velocidade do Sol em sua órbita galática é de 
𝟐𝟐𝟎𝒌𝒎/𝒔 e que a distância do Sol ao centro galático é de 𝟖. 𝟑𝟎𝟎 𝒑𝒂𝒓𝒔𝒆𝒄𝒔 (𝒑𝒄), 
ou 𝟐, 𝟓 × 𝟏𝟎𝟐𝟎 𝒎, e aplicando a constante gravitacional 𝑮 = 𝟔, 𝟔𝟕 ×
𝟏𝟎−𝟏𝟏𝒎𝟑𝒌𝒈−𝟏 𝒔−𝟐, obtemos a seguinte a massa da galáxia, em função da massa 
solar da ordem de 𝑴𝑽𝑳 ≈ 𝟏𝟎𝟏𝟏𝑴⨀. 
Este cálculo sugere que a Via Láctea abriga um mínimo de 100 bilhões de 
estrelas, considerando o Sol como exemplo de uma estrela de massa média. 
Essa estimativa serve como um limite inferior, visto que leva em conta apenas a 
massa que se encontra dentro da órbita solar. 
 
 
 
11 
1.7 Últimas características da Via Láctea 
Curva de rotação da Via Láctea: 
• A curva de rotação mostra que a massa até um raio de 𝟏𝟓 𝒌𝒑𝒄 é de 
𝟐 × 𝟏𝟎𝟏𝟏 massas solares, o dobro da contida na órbita do Sol. 
• Contrariamente ao esperado, a curva de rotação fica plana para 
distâncias maiores, indicando que as velocidades orbitais se mantêm 
constantes e a massa continua a crescer. 
Presença de matéria escura: 
• A estabilidade das velocidades orbitais a grandes distâncias sugere a 
existência de matéria escura, que constitui pelo menos dois terços da 
massa total da galáxia. 
•A matéria escura é distribuída em um halo extenso ao redor da Via Láctea. 
Populações estelares: 
• Dividem-se em População I (estrelas jovens, azuis, ricas em metais, 
localizadas no disco e braços espirais) e População II (estrelas antigas, 
vermelhas, pobres em metais, no bojo e halo). 
• Essa distinção ajuda a entender a composição e a evolução estelar na 
galáxia. 
Centro galático: 
• Observações em rádio revelam um anel molecular em torno de Sagitário 
A, uma intensa fonte de rádio no centro galáctico. 
• O núcleo abriga um buraco negro supermassivo com 4,3 milhões de 
massas solares, evidenciado por atividade intensa e flares diários 
observados em raio-X (chamado de Sagittarius A* ou SgrA*). 
Essas são informações finais que destacam a estrutura e dinâmica 
complexas da Via Láctea, incluindo a influência dominante da matéria escura e 
a diversidade das populações estelares. 
 
 
 
12 
TEMA 2 – CARACTERÍSTICAS DAS GALÁXIAS 
A compreensão das galáxias evoluiu significativamente desde o século 
XVIII, quando astrônomos começaram a observar corpos celestes difusos, 
inicialmente chamados de nebulosas. Immanuel Kant, inspirado por Thomas 
Wright, sugeriu em 1755 que algumas dessas nebulosas poderiam ser sistemas 
estelares distantes, similares à nossa galáxia, introduzindo a ideia dos universos-
ilha. Contudo, essa teoria não foi amplamente aceita na época. Até o início do 
século XX, milhares de nebulosas foram catalogadas, mas a natureza de muitas 
permanecia um mistério, em parte porque suas distâncias eram desconhecidas. 
A situação começou a mudar em 1917, quando Harlow Shapley 
demonstrou que o Sol não se encontrava no centro da galáxia, que era muito 
mais extensa do que se acreditava anteriormente. A virada definitiva ocorreu em 
1923, com Edwin Powell Hubble, que observou uma variável cefeida na nebulosa 
de Andrômeda, permitindo calcular sua distância em 2,2 milhões de anos-luz, 
claramente fora dos limites da Via Láctea. Esse achado confirmou que 
Andrômeda era uma galáxia independente. 
Figura 7 – Sequência de Hubble com a morfologia: Elíptica (E) Espiral (S) e 
Espirais Barradas (SB) 
 
Crédito: Designua/Shutterstock. 
 
 
13 
2.1 Classificação de galáxias de Hubble 
As galáxias, esses aglomerados gigantescos de estrelas, gás e poeira, 
são incrivelmente diversas. Apesar de suas diferenças, a maioria delas 
apresentar formas regulares quando observadas no céu noturno. Em 1936, o 
astrônomo Edwin Hubble propôs um sistema de classificação que ainda hoje é 
utilizado para categorizar as galáxias em três tipos principais: elípticas, espirais 
e irregulares. 
2.1.1 Galáxias espirais 
As galáxias espirais, quando vistas de frente, revelam um padrão espiral 
em seus braços, além de apresentarem um núcleo proeminente e de serem 
envolvidas por um halo galático. Temos a Via Láctea e a Andrômeda como 
exemplos de galáxias espirais. A diferenciação entre essas galáxias ocorre 
principalmente por conta do tamanho de seus braços espirais e da forma de seus 
núcleos. 
Figura 8 – Galáxia espiral barrada na constelação de Eridanus. NGC 1300 
 
Crédito: Allexxandar/Shutterstock. 
Algumas galáxias, apesar de partilharem características semelhantes com 
as espirais, não apresentam braços espirais evidentes. Elas são conhecidas 
como galáxias lenticulares, apresentando uma morfologia que transita entre as 
espirais e as elípticas, caracterizando-se por uma estrutura mais achatada, sem 
a presença marcante de braços espirais. Essa categorização mais ampla, que 
 
 
14 
inclui tanto as galáxias espirais quanto as lenticulares, é chamada de galáxias 
discoidais, refletindo sua forma discoidal comum. 
Figura 9 – Centaurus A (NGC 5128): galáxia lenticular 
 
Crédito: NASA images/Shutterstock. 
Mais da metade das galáxias discoidais apresentam um núcleo em forma 
de barra, uma estrutura linear que atravessa o centro da galáxia, da qual os 
braços espirais frequentemente emanam. Essa característica sugere uma 
dinâmica interna que pode influenciar a formação de estrelas e a evolução da 
galáxia. 
Os braços das galáxias espirais são locais de intensa formação estelar, 
abrigando estrelas jovens, nebulosas e aglomerados abertos de estrelas. Em 
contraste, o halo galático contém aglomerados globulares, constituídos por 
estrelas mais velhas, evidenciando a complexidade e a variedade de processos 
que ocorrem dentro dessas galáxias. Com diâmetros variando entre 20.000 
anos-luz a mais de 100.000 anos-luz, e massas estimadas entre 10 bilhões a 10 
trilhões de massas solares, as galáxias espirais, incluindo a Via Láctea e 
Andrômeda, destacam-se não apenas por sua estrutura e beleza, mas também 
por sua massa e tamanho significativos. 
 
 
15 
2.1.2 Galáxias elípticas e irregulares 
As galáxias elípticas são caracterizadas por suas formas esféricas ou 
elipsoidais e por uma distribuição uniforme de estrelas que apresentam pouca 
diferenciação entre o núcleo e as regiões externas da galáxia. Essas galáxias 
são dominadas por estrelas mais velhas, de cor mais avermelhada, conhecidas 
como estrelas de População II. Uma característica das galáxias elípticas é a 
ausência de estruturas em forma de disco, como os braços espirais, e uma 
quantidade muito pequena de poeira e gás interestelar, indicando uma atividade 
de formação estelar praticamente inexistente. As galáxias elípticas variam 
consideravelmente em tamanho, desde as gigantes, como ESO 325-G004, até 
as anãs, como a Galáxia Anã Esferoidal de Leão I. Os aglomerados globulares 
são frequentemente encontrados em torno dessas galáxias, especialmente nas 
maiores. 
Figura 9 – Galáxia elíptica gigante NGC 1316 
 
Crédito: Allexxandar/Shutterstock. 
Galáxias irregulares não apresentam forma definida, parecendo 
desorganizadas. Muitas vezes, estão passando por intensa formação estelar. 
Elas contêm tanto estrelas jovens da População I quanto as mais antigas, da 
População II. As galáxias irregulares são menos massivas e luminosas em 
comparação com as galáxias espirais. Entre as mais conhecidas, estão a Grande 
e Pequena Nuvem de Magalhães, que são vizinhas relativamente próximas da 
Via Láctea, de modo que oferecem aos astrônomos uma excelente oportunidade 
 
 
16 
para estudar a formação de estrelas e a dinâmica galática em um contexto 
diferente do nosso. 
Figura 10 – Pequena Nuvem de Magalhães 
 
Crédito: NASA images/Shutterstock. 
TEMA 3 – AGLOMERADOS DE GALÁXIAS 
Ao estudar o universo em grande escala, observa-se que as galáxias não 
estão espalhadas ao acaso, mas tendem a agrupar-se em estruturas maiores, 
conhecidas como aglomerados de galáxias. Esses aglomerados podem incluir 
desde pequenos grupos, como o Grupo Local, que contém a Via Láctea, 
Andrômeda e cerca de outras 52 galáxias, até enormes conjuntos com milhares 
de galáxias, como o Aglomerado de Virgem. A existência desses aglomerados 
sugere uma intrincada teia cósmica, em que galáxias e aglomerados estão 
conectados por filamentos em uma vasta rede, formando o que é conhecido 
como o cosmic web (Marov, 2014). 
Figura 11 – Ilustração da teia cósmica 
 
 
17 
 
Crédito: Keenahmee/Shutterstock. 
No coração de alguns aglomerados, como o de Virgem, encontram-se 
enormes galáxias elípticas, que abrigam buracos negros supermassivos. A 
galáxia M87 é um exemplo notável, conhecida por seu buraco negro central, de 
aproximadamente um bilhão de massas solares, cujo disco de acreção foi 
recentemente fotografado, evidenciando a interação complexa entre matéria e 
gravidade em escalas cósmicas (Dietrich et al., 2012). 
Figura 12 – Aglomerado de Virgem 
 
Crédito: Reinhold Wittich/Shutterstock. 
A coesão desses grandes aglomerados e a formação da estrutura em 
larga escala do universo não podem ser explicadas apenas pela matéria visível. 
A matéria escura desempenha um papel crucial, fornecendo a massa adicional 
necessária para explicar as forças gravitacionaisobservadas. A detecção direta 
de filamentos de matéria escura, conectando aglomerados de galáxias, fornece 
 
 
18 
evidências convincentes do papel estrutural da matéria escura na arquitetura do 
universo (Dietrich et al., 2012). 
Além dos aglomerados, o conceito de superaglomerados (aglomerados 
de aglomerados de galáxias) destaca ainda mais a estrutura hierárquica do 
universo. O Cúmulo Local, por exemplo, estende-se por 100 milhões de anos-
luz, incluindo o Grupo Local, o Aglomerado de Virgem, entre outros, formando 
uma das muitas estruturas gigantescas que compõem o universo observável 
(Bahcall, 1996). 
Laniakea, definido em setembro de 2014 por astrônomos liderados por R. 
Brent Tully da Universidade do Havaí, é um superaglomerado que abriga a Via 
Láctea, Andrômeda e outras 100 mil galáxias, estendendo-se por 520 milhões 
de anos-luz. Essa nova definição baseia-se nas velocidades relativas das 
galáxias, introduzindo um método inovador para delinear os superaglomerados. 
O Superaglomerado de Virgem é agora visto como uma parte de Laniakea (Tully 
et al., 2014). O coração de Laniakea é marcado pelo Grande Atrator, um ponto 
gravitacional central que direciona o movimento das galáxias para si. Esse 
método de definição permitiu uma compreensão mais precisa das estruturas em 
grande escala do universo e das dinâmicas galácticas (Dupuy; Courtois, 2023). 
Figura 13 – Superaglomerado de galáxias Laniakea 
 
Fonte: Brent Tully, da Universidade do Havaí, edição de 4 de setembro de 2014 - Revista Nature. 
TEMA 4 – FORMAÇÃO E EVOLUÇÃO DAS GALÁXIAS 
 
 
19 
Por que existem galáxias com diferentes formas? Por que as galáxias 
elípticas praticamente contêm apenas estrelas velhas? Pensar como as galáxias 
são formadas e evoluem ajuda a entender essas diferenças. 
As diferentes formas das galáxias e a predominância de estrelas velhas 
nas galáxias elípticas são temas centrais no estudo da formação e evolução 
galática. Duas teorias principais têm sido propostas para explicar esses 
fenômenos: 
• Modelo monolítico: sugere que as galáxias se formam a partir do colapso 
rápido de nuvens de gás em um único evento de formação estelar, 
resultando em galáxias elípticas compostas majoritariamente por estrelas 
velhas. A falta de rotação significativa nessas nuvens conduziria à forma 
elíptica dessas galáxias, enquanto uma alta taxa de formação estelar 
inicial explicaria a presença predominante de estrelas antigas (Chiosi; 
Carraro, 2002). 
• Modelo hierárquico: contrapondo-se ao modelo monolítico, o modelo 
hierárquico propõe que as galáxias se formam através da fusão de 
subunidades menores ao longo do tempo. Esse processo de fusão e 
acumulação levaria à diversidade de formas galáticas observadas, 
incluindo galáxias elípticas formadas por colisões e fusões de galáxias 
espirais. Nesse cenário, as galáxias elípticas teriam uma mistura de 
estrelas jovens e velhas inicialmente, mas as interações frequentes em 
ambientes densos, como aglomerados de galáxias, poderiam acelerar a 
formação estelar e eventualmente levar à dominação de estrelas mais 
velhas (Thomas, 1999; Cole et al., 2000) 
Ambos os modelos buscam explicar a evolução galática e a diversidade 
nas propriedades galáticas, incluindo morfologia, composição estelar e histórico 
de formação estelar. O modelo monolítico é eficaz ao explicar a presença de 
galáxias elípticas compostas principalmente por estrelas velhas e sua formação 
rápida e precoce. Já o modelo hierárquico oferece um quadro mais dinâmico e 
gradual da formação galática, alinhado com o paradigma da matéria escura fria, 
em que as estruturas maiores são construídas a partir da fusão de estruturas 
menores. 
 
 
 
 
20 
TEMA 5 – LEI DE HUBBLE 
Ao analisar o espectro de emissão da Galáxia de Andrômeda, Vesto 
Melvin Slipher realizou uma descoberta pioneira: as linhas espectrais dessa 
galáxia estavam deslocadas para o azul, indicando que Andrômeda estava se 
aproximando da Terra a uma velocidade de cerca de 300 km/s. Esse fenômeno, 
conhecido como deslocamento para o azul (blueshift), contrasta com o 
deslocamento para o vermelho (redshift), observado na maioria das outras 
galáxias, que denota um afastamento em relação à Terra. A contribuição de 
Slipher foi fundamental para o desenvolvimento da astronomia extragaláctica e 
precedeu as descobertas de Edwin Hubble sobre a expansão do universo 
(Thompson, 2011). 
Edwin Hubble expandiu esse entendimento ao demonstrar que havia uma 
relação direta entre a distância de uma galáxia e sua velocidade de afastamento, 
conhecida hoje como Lei de Hubble. Por meio da análise de fotografias do céu 
profundo, Hubble observou que galáxias mais distantes apresentavam um maior 
redshift, sugerindo que o universo está em expansão (Kirshner, 2003). Essa 
descoberta revolucionou a cosmologia, ao fornecer a primeira evidência 
observacional da expansão do universo, um conceito central para a teoria do Big 
Bang. 
Figura 14 – A lei de Hubble e a expansão do universo 
 
Fonte: E. Hubble, PROC. NAT. ACAD. SCI. 15, 168 (1929). 
 
 
21 
Edwin Hubble utilizou o brilho aparente e os períodos de pulsação de 
estrelas cefeidas nessas galáxias para suas medições. Hubble e seu 
colaborador, Milton Humason, ao fotografarem os espectros de várias galáxias 
usando o telescópio de 2,50 m de Monte Wilson, notaram que as galáxias mais 
distantes tinham maiores velocidades de afastamento, um fenômeno 
determinado a partir de seus redshifts. Ao plotar esses dados em um gráfico de 
velocidade em função da distância, eles observaram que os pontos se alinhavam 
ao longo de uma linha reta, fundamentando a Lei de Hubble (Kirshner, 2003). 
A Lei de Hubble pode ser expressa pela seguinte fórmula: 
𝒗 = 𝑯𝟎𝒅 
Em que 𝒗 representa a velocidade de recessão da galáxia, 𝒅 é a distância 
da galáxia até nós, e 𝑯𝟎 é a chamada constante de Hubble. Essa relação 
evidencia que o universo está se expandindo, com a constante de Hubble 
indicando a taxa dessa expansão. Por exemplo, um valor de 𝑯𝟎 = 𝟕𝟏𝒌𝒎/𝒔/𝑴𝒑𝒄 
significa que a velocidade de recessão das galáxias aumenta 71 km/s para cada 
megaparsec de distância. 
A expansão do universo, ilustrada pela Lei de Hubble, é um dos pilares da 
cosmologia moderna, indicando que, semelhantes a um bolo de passas que 
cresce no forno, todas as galáxias se afastam umas das outras. Esse 
afastamento não se deve ao movimento das galáxias pelo espaço, mas à 
expansão do próprio tecido espacial. Portanto, não existe um ponto central de 
expansão; de qualquer galáxia que se observe, parecerá que todas as outras 
estão se afastando, demonstrando que a expansão do universo é uniforme e 
isotrópica, sem um centro definido. 
NA PRÁTICA 
Vamos praticar com os dados reais? Para finalizar o tema da expansão 
do universo e da constante de Hubble de uma forma interativa e educativa, uma 
prática interessante seria a realização de um projeto de observação astronômica 
e análise de dados, que permita aplicar e visualizar os conceitos aprendidos. 
 
 
 
22 
Projeto: Medindo a Expansão do Universo. 
Objetivos: 
• Compreender a relação entre redshift, distância e a constante de Hubble. 
• Aplicar o conceito de redshift para estimar a velocidade de recessão de 
galáxias. 
• Utilizar dados reais para calcular uma aproximação da constante de 
Hubble. 
A tabela a seguir apresenta duas amostras de dados. 
Tabela 1 – Dados usados por Hubble e com as atualizações destes em novas 
medições 
Galáxia 
(NGC) 
Hubble 
 
Atualizados 
Distância 
(Mpc) 
Velocidade 
(km/s) 
Distância 
(Mpc) 
Velocidade 
(km/s) 
S, Mag 0,032 170 0,063 158 
L, Mag 0,034 290 0,05 278 
6822 0,214 -130 0,52 -77 
598 0,263 -70 0,869 -179 
221 0,275 -185 0,768 -200 
224 0,275 -220 0,275 -220 
5457 0,45 200 6.855 241 
4736 0,5 290 5.107 308 
5194 0,5 270 7.185 463 
4449 0,63 200 3.864 207 
4214 0,8 300 2.979 291 
3031 0,9 -30 3.674-34 
3627 0,9 650 9.592 727 
4826 0,9 150 5.405 408 
5236 0,9 500 6.422 513 
1068 1 920 10.582 1137 
5055 1,1 450 7.718 484 
 
 
23 
7331 1,1 500 13.444 816 
4258 1,4 500 7.276 448 
4251 1,7 960 14.732 1066 
4382 2 500 15.243 729 
4472 2 850 16.031 981 
4486 2 800 16.747 1284 
4649 2 1090 16.926 1110 
Fonte: Elaborado com base em Eddington, 1923. 
Agora, usando esses dados, faça os gráficos de dispersão no Excel. 
Depois, use a ferramenta “linha de tendência” para encontrar os valores da 
constante de Hubble2. Você encontrará os valores de 𝟒𝟓𝟒, 𝟏𝟔 𝒌𝒎/𝒔/𝑴𝒑𝒄 para 
os dados originais e 𝟕𝟎, 𝟗𝟖 𝒌𝒎/𝒔/𝑴𝒑𝒄 para os valores atuais. 
Gráfico 1 – Gráficos de dispersão dos dados 
 
Fonte: Guimarães Tedesco, 2024. 
 
 
2 Se tiver dificuldades de fazer, procure a tutoria que ajudaremos! 
 
 
24 
É interessante que esses dados dão a estimativa de idade do universo, 
pois a idade do universo é dada por 
𝟏
𝑯𝒐
 
Dados originais: 
𝑰𝒅𝒂𝒅𝒆𝟏 =
𝟏
𝑯𝟎
=
𝟏
𝟒𝟓𝟒, 𝟏𝟔 (
𝐤𝐦
𝐬 ) /𝐌𝐩𝐜
= 𝟐, 𝟏𝟓 bilhões de anos 
Dados atualizados: 
𝑰𝒅𝒂𝒅𝒆𝟏 =
𝟏
𝑯𝟎
=
𝟏
𝟕𝟎, 𝟗𝟖 (
𝐤𝐦
𝐬 ) /𝐌𝐩𝐜
= 𝟏𝟑, 𝟕𝟖 bilhões de anos 
Sabendo que 𝟏𝑴𝒑𝒄 = 𝟑, 𝟎𝟖𝟔 × 𝟏𝟎𝟏𝟗𝒌𝒎. 
FINALIZANDO 
Falamos sobre as galáxias na astronomia, começando pela análise da Via 
Láctea, seguindo para a classificação e as características das galáxias, com uma 
abordagem sobre aglomerados galácticos, e concluindo com a discussão sobre 
a formação e a evolução das galáxias, com a aplicação da Lei de Hubble 
Enfatizamos a importância da observação e teoria na compreensão da 
estrutura e da dinâmica do universo. Fechando com a Lei de Hubble, como ponto 
culminante, apresentamos que se trata não apenas de um marco na cosmologia, 
mas de um indicativo da constante evolução do conhecimento científico. 
Destacamos a relevância da pesquisa astronômica na resolução de 
questões fundamentais sobre a origem e o futuro do universo, reforçando que a 
astronomia é um campo de estudo dinâmico e em contínua expansão. 
 
 
 
25 
REFERÊNCIAS 
BAHCALL, N. A. Clusters and superclusters of galaxies. Arxiv, p. 1-15, 1996. 
CHIOSI, C.; CARRARO, G. Formation and evolution of elliptical galaxies. 
Monthly Notices Of The Royal Astronomical Society, v. 335, n. 2, p. 335-357, 
set. 2002. 
COLE, S. et al. Hierarchical galaxy formation. Monthly Notices Of The Royal 
Astronomical Society, v. 319, n. 1, p. 168-204, 4 abr. 2002. 
DIETRICH, J. P. et al. A filament of dark matter between two clusters of galaxies. 
Nature, v. 487, n. 7406, p. 202-204, jul. 2012. 
DUPUY, A.; COURTOIS, H. M.. Dynamic cosmography of the local Universe: 
laniakea and five more watershed superclusters. Astronomy & Astrophysics, 
v. 678, p. 176-195, out. 2023. 
EDDINGTON, A. S. The Mathematical Theory of Relativity. London: CUP, 
1923. 
KIRSHNER, R. P. Hubble's diagram and cosmic expansion. Proceedings Of 
The National Academy Of Sciences, v. 101, n. 1, p. 8-13, 26 dez. 2003. 
MAROV, M. Y. The Structure of the Universe. The Fundamentals Of Modern 
Astrophysics, p. 279-294, 4 set. 2014. 
THOMAS, D. Abundance ratios in hierarchical galaxy formation. Monthly 
Notices Of The Royal Astronomical Society, v. 306, n. 3, p. 655-661, jul. 1999. 
THOMPSON, L. A. Vesto Slipher and the First Galaxy Redshifts. Arxiv, p. 1-35, 
2011. 
TULLY, R. et al. The Laniakea supercluster of galaxies. Nature, v. 513, n. 7516, 
p. 71-73, set. 2014.