1 - Olhando em livros as imagens de nossa Galáxia me ocorreu a seguinte dúvida: sabendo-se que, se alguém for fotografar algum objeto ele deve se posicionar a uma certa distância do mesmo, então, de que maneira estas imagens que vemos em livros foram feitas, sabendo-se que não foi possível fotografá-las de fora de nossa Galáxia?

Realmente não é possível obtermos uma fotografia "de fora" de nossa Galáxia já que não temos condições de sairmos dela. Se você viu imagens da nossa Galáxia que representam estas condições, mostrando sua estrutura espiral, certamente não eram fotos e sim representações artísticas dela. Alguns destes desenhos são muito bem produzidos e podem realmente confundir-nos.

Por outro lado, é possível sim obtermos fotografias de nossa Galáxia "de dentro" (pode ser este o caso a que você se refere). Nossa Galáxia tem a maior parte de sua matéria luminosa concentrada em seu disco. Nosso Sistema Solar (com o Sol, seus 9 planetas, dezenas de satélites e milhares de asteróides e cometas) se encontra imerso neste disco, distante aproximadamente 8.5 kpc de seu centro  (1 kpc = 1 kiloparsec = 3260 anos-luz = 31 quatrilhões de quilômetros).

Você pode imaginar o disco da Galáxia como um disco de vinil ou uma pizza. Imagine que você está num ponto dentro deste disco e esta olhando à sua volta na direção dele. O que você vê é uma faixa circular ao seu redor. Pois é esta a visão que temos de nossa Galáxia: uma faixa de estrelas ao nosso redor cortando o céu de um lado a outro. Esta característica de uma faixa mais clara que o fundo do céu é que lhe deu o nome de Via-Láctea (do latim, que quer dizer "caminho leitoso").  As figuras abaixo mostram o disco da Via-Láctea observado em várias faixas de radiação, inclusive na luz visível (óptico).

Assim, podemos fotografar nossa Galáxias de dentro para fora. Contudo, não podemos com isso ter uma visão completa dela. A única distinção que podemos ter com estas fotografias é do "bojo" da Via-Lactea quando apontamos para a direção de seu centro. Nesta  região o disco é mais espesso (veja a figura da Via-Láctea na faixa óptica, por exemplo). Também podemos notar regiões mais escuras ao longo do disco. Trata-se de nuvens moleculares interestelares. Comparando estas imagens, contendo o bojo da Galáxia e as nuvens escuras, com imagens de outras galáxias é que concluímos que a Via-Lactea é uma galáxia espiral, pois estas estruturas somente são observadas neste  tipo de galáxias.

2 - No âmbito da Via-Láctea, a nossa Galáxia, qual o objeto mais distante já detectado?

Há duas considerações a respeito de sua pergunta.

A primeira é sobre os corpos no contexto da nossa Galáxia, a Via-Láctea. De modo geral, pode-se considerar como corpos que fazem parte da Via Láctea várias classes de objetos astronômicos: estrelas, nuvens de gás interestelar (nebulosas), sistemas estelares (duplas, aglomerados abertos, aglomerados globulares, etc), e até pequenas galáxias satélite da nossa.

Em segundo lugar, nossa Galáxia é um sistema bastante complexo na sua constituição, com objetos galácticos distintos que ocupam preferencialmente certos lugares (subdivisões da Galáxia) distintos. Assim, podemos dividir a Galáxia em três componentes principais: bojo, disco e halo, como na ilustração (de perfil) abaixo.

O Sistema Solar se localiza no disco da Galáxia e, a partir dele, não podemos ter uma visão completa de toda a Galáxia, pois na direção do disco (que, projetado no céu produz a faixa luminosa que vemos da Via Láctea), nossa observação é limitada pela presença de nuvens escuras de gás que cobrem a luz dos objetos mais distantes (como na foto abaixo da região na direção do centro da Galático).

Portanto, os objetos galácticos mais distantes que podemos observar estão no halo. Uma segunda limitação é, naturalmente, o próprio brilho intrínseco dos objetos. Neste caso, os sistemas estelares são mais facilmente observáveis que as estrelas individuais, de forma que os aglomerados globulares (que contêm milhões de estrelas) são visíveis em quase todo o halo. Na tabela abaixo listamos o diâmetro aparente, d, em segundos de arco, a Magnitude visual absoluta, M_V, e a distância, D, em kiloparsecs (1 kpc = 1 kiloparsec = 3260 anos-luz = 30.9 quatrilhões de quilômetros) de alguns dos aglomerados globulares mais distantes de nós, juntamente com a constelação em que o aglomerado se situam.

Vale destacar que a maior parte dos aglomerados globulares, no entanto, encontram-se a menos de 25 kpc de distância de nós (distribuídos  num raio de aproximadamente 15 kpc ao redor do centro da Galáxia). Estes aglomerados da tabela encontram-se já na região que começa a ser ocupada pelas galáxias satélites da Via-Láctea, entre as quais a Grande Nuvem de Magalhães (distante aproximadamente 50 kpc de nós) e a Pequena Nuvem de Magalhães (aproximadamente 80 kpc distante), facilmente visíveis a olho nu em locais sem iluminação artificial (como na na foto "abaixo" tirada no Cerro Tololo International Observatory, no Chile). As galáxias satélites mais distantes estão a aproximadamente 300 kpc de distância.

3 - Qual a mais distante estrela já descoberta pelos astrônomos?

            Hoje em dia não faz mais muito sentido falar em estrelas descobertas pelos astrônomos. Devido ao grande número de estrelas em nossa Galáxia (mais de 100 bilhões), pode-se observar estrelas tão distantes quanto os instrumentos e equipamentos mais modernos permitam. As estrelas são geralmente catalogadas em diferentes catálogos, todos com uma numeração própria. Cada catalogo inclui determinados parâmetros que já foram medidos para uma parte dos objetos até o momento de sua confecção. O processo é cumulativo.  Só para você ter uma idéia, uma compilação recente de catálogos, denominado SIMBAD, contém mais de 2 milhões de objetos! Isto considerando apenas os objetos de nossa Galáxia.

Existem algumas galáxias próximas que podem sem resolvidas em estrelas, como as satélites da nossa, a Pequena e a Grande Nuvens de Magalhães. Muitas estrelas dessa galáxias já foram estudas, mas geralmente de forma estatística e não individualmente. Provavelmente as estrelas mais distantes que já se pode resolver em galáxias foram as variáveis do tipo Cefeidas de galáxias do aglomerado de Virgem, pelo telescópio espacial Hubble. Estas estrelas são muito luminosas, e apresentam uma variabilidade no brilho cujo período está associado ao valor médio de seu brilho intrínseco. Assim é possível saber seu brilho quando se determina seu período. Sabendo-se seu brilho pode-se determinar sua distância. Aí está o objetivo pelo qual o telescópio Hubble esteve apontado para estas galáxias e inúmeros astrônomos trabalharam (e continuam trabalhando) arduamente para encontrar estas estrelas: determinar a distância do aglomerado de Virgem, que é o centro do Superaglomerado Local do qual fazemos parte.

As figuras "abaixo" mostram uma das galáxias do aglomerado de Virgem, a M100, e uma montagem mostrando uma das Cefeidas identificadas.

4 - O que são e onde se localizam as nebulosas?

Vamos primeiramente esclarecer sobre alguns dos objetos que compõem a nossa Galáxia. Além de estrelas, existem na galáxia nuvens interestelares de gás e poeira, as chamadas "nebulosas". 

As estrelas podem ser encontradas isoladas, em duplas (ou até trios e quartetos), ou em aglomerados - que podem ser de dois tipos, "abertos" ou "globulares". Os aglomerados abertos são mais jovens, menos ricos (tem de 100 a 1.000 estrelas) e menores (10 pc em média - 1pc = 1 parsec = 3.09 trilhões de quilômetros). São freqüentemente encontrados próximos aos remanescentes das nuvens das quais se formaram. Já os aglomerados globulares são mais velhos (suas estrelas estão entre as mais velhas da Galáxia), mais ricos (tem de 10 000 a 100 000 estrelas) e maiores (normalmente entre 20 e 50 pc). 

As nebulosas, por sua vez, podem ser de três tipos: "escuras" (quando bloqueam ou diminuem a luz das estrelas que estão atrás), "de emissão" (quando absorvem a luz das estrelas e a re-emitem) e "de reflexão" (quando apenas refletem a luz das estrelas).

As nebulosas escuras geralmente contem, além do gás neutro (átomos e moléculas não ionizados), poeira (grãos com tamanhos da ordem de 0.1 mícron) e são bem frias (temperaturas entre -260 e -170 graus Celsius). A presença de poeira é que torna estas nuvens escuras. Também é a poeira que permite a formação e a existência de moléculas em tais ambientes. Estas nebulosas são observadas tanto pela absorção que causam na luz das estrelas quanto pela radiação na faixa de radio que emitem. Se o gás destas nuvens é composto principalmente de átomos, basicamente de hidrogênio, estas nuvens são um pouco menos densas (da ordem de 1 bilhão de átomos por metro cubico) e são denominadas simplesmente de "nuvens atômicas" ou "nuvens difusas". Se, por outro lado, o principal componente são moléculas, dentre estas as de H₂ (hidrogênio molecular) e CO (monóxido de carbono), estas nuvens são mais densas (da ordem de 10 bilhão de moléculas por metro cubico) e são chamadas de "nuvens moleculares".

Já as nebulosas de emissão são compostas de gás atômico ionizado (cujos átomos perderam elétrons, ficando positivamente carregados). Esta ionização é causada pela presença de estrelas jovens gigantes azuis (dos tipos O ou B) nas suas proximidades. A luz ultravioleta destas estrelas, muito energética, causa a ionização do gás que, ao ter seus elétrons recombinados com seus núcleos emite na faixa visível. Estas nebulosas são menos densas (da ordem de 10 milhões de átomos por metro cubico) e muito mais quentes (temperaturas de até 8500 graus Celsius). Como o principal componente destas nuvens é geralmente o hidrogênio ionizado (que é denominado de HII, em contraste com o hidrogênio neutro, HI), elas são chamadas também de "regiões HII". Um outro tipo de nebulosas, que tem um mecanismo de emissão similar ao das regiões HII, são as "nebulosas planetárias". Estas surgem da ejeção das camadas externas de estrelas em estágios finais de suas vidas, formando uma envoltoria gasosa em expansão. A radiação da estrela central (ou do que sobrou dela - praticamente seu núcleo) ioniza o material da nebulosa, que emite como no caso anterior.

Tanto as estrelas, e seus aglomerados, como as nebulosas encontram-se nas galáxias. A maior parte das estrelas, os aglomerados abertos e as nebulosas situam-se no disco dessas galáxias ou em seu bojo. Já os aglomerados globulares são encontrados em todo o halo e também no disco e no bojo. Veja um esquema da nossa Galáxia vista de perfil  na figura abaixo.

5 – Gostaria de saber o que são os aglomerados estelares. São componentes das galáxias ou entidades diferentes? Situam-se dentro das galáxias ou entre os grupos de galáxias?

            Os aglomerados estelares fazem parte das galáxias, sendo que a maior parte dos que conseguimos ver no céu estão na nossa Galáxia, a Via-Láctea. São classificados em dois tipos: "globulares" e "abertos" (estes últimos eram antigamente chamados de aglomerados galácticos). Para compreendermos exatamente onde eles se encontram na nossa Galáxia precisamos saber que ela possui três componentes: o bojo, o disco e o halo (como na figura acima)

Sendo assim temos que:

è Os aglomerados globulares são encontrados desde as regiões próximas ao centro galático (que está no centro do bojo) até as regiões mais remotas do halo, distribuindo-se mais ou menos esfericamente. Individualmente, eles tem uma aparência esférica, com um raio que varia de 20 a 50 pc (1pc = 1 parsec = 3.09 trilhões de quilômetros) sendo compostos por 10.000 a 100.000 estrelas que estão ligadas gravitacionalmente (o que implica numa densidade estelar muito alta) e que provavelmente tiveram uma origem comum. A massa média de um aglomerado globular equivale a 200 mil vezes a massa do Sol  (ou 2´10¹⁵ massas solares, em linguagem científica). Eles são muito estáveis e tem uma população estelar considerada das mais velhas da Galáxia, constituídas por estrelas já evoluídas. Como exemplos de aglomerados globulares temos o M92, o M3, wCen e o 47Tuc, esses últimos mostrados nas figuras abaixo:

                        wCen

                                                                                                          47Tuc

è Os aglomerados abertos ou são encontrados no plano galático (no disco), tem um raio médio de 10 pc e contem, em média, de 100 a 1000 estrelas, tendo portanto uma densidade estelar menor que os globulares. Os aglomerados abertos são normalmente constituídos de estrelas mais jovens que os globulares, portanto devem ter tido uma origem mais recente. Como exemplos destes temos as Hyades, a Caixinha de Jóias e as Plêiades.

           














Plêiades

Caixinha de Jóias

6 - Já que as nebulosas e os aglomerados fazem parte da Galáxia, como é o seu movimento de translação em relação ao centro galático? O disco gira num plano certo?

Tanto as estrelas, e seus aglomerados abertos, quanto as nebulosas (nuvens interestelares) giram ao redor do centro da Galáxia, aproximadamente em seu plano. Tais movimentos são bastante complicados devido ao complexo potencial gravitacional da Galáxia, conseqüente de sua  forma e da grande quantidade e variedade de objetos que a compõem.  Movimentos num plano pressupõem órbitas sem inclinação, mas estes objetos podem ter uma pequena inclinação, determinada  principalmente por características evolutivas. Assim como o Sistema Solar, a Galáxia se formou por colapso de uma nuvem de  material primordial que, além de formar um objeto central (o  proto-Sol, no caso do Sistema Solar, e o bojo, no caso da Galáxia), adquiriu rotação (por conservação do momento angular) e, consequentemente, criou um disco de acreção ao redor desse objeto  central. No caso do Sistema Solar, este disco deu origem aos  planetas, asteróides e cometas e, no caso da Galáxia, às estrelas e nebulosas do disco  galático. As inclinações diferentes são adquiridas por  turbulências no processo de colapso e encontros entre os objetos. Estas inclinações é que fazem com que o disco da Galáxia tenha  uma certa espessura. 

Os aglomerados globulares e as estrelas do halo, por outro lado, estão distribuídos esfericamente ao redor do centro galático, com órbitas igualmente complexas e inclinações muito maiores que as dos objetos do disco. Esta distribuição é, provavelmente, proveniente da formação destes objetos quando a Galáxia estava no inicio de seu colapso, antes da formação do disco. 

7 - Gostaria de saber se TODOS os 92 elementos químicos (do Hélio até o Urânio) tem origem nas estrelas, ou se apenas alguns deles (como do Hélio até o Ferro) são gerados pelas estrelas. Em outras palavras, se as afirmações “Somos Filhos das Estrelas”, “Somos Poeira de  Estrelas Mortas” abrangem todos os 92 elementos químicos, ou apenas até o Fe?

Realmente  nós somos "Filhos das Estrelas" ou se preferir somos feitos do "Pó das Estrelas", pois todos os elementos químicos conhecidos são sintetizados nas  estrelas, que depois os ejetam durante os estágios finais das suas vidas. Esse  material ejetado enriquece o meio interestelar e é usado na formação de novas  estrelas e sistemas planetários como o nosso.

Na realidade, parte da quantidade de hidrogênio (H), hélio (He) e lítio (Li) são primordiais, isto é, foram criados nas primeiras fases de evolução do Universo, logo depois do Big Bang. Com esses elementos foi formada a primeira geração de  estrelas que, uma vez formadas, começaram a sintetizar os demais elementos através de um processo denominado nucleossíntese.

Para entendermos como ocorre a nucleossíntese, devemos entender primeiro como é o panorama estelar. Durante toda a vida de uma estrela, existe uma competição constante entre duas forças: a contração gravitacional (que “puxa para dentro” o gás no interior estelar) e a pressão radiativa (que “empurra para fora” este gás, com a energia liberada através das reações que ocorrem no interior estelar). Com a contração gravitacional, o gás no interior da estrela vai aumentando sua densidade e temperatura. Quando uma determinada temperatura é atingida cria-se o ambiente propício para a ocorrência de reações termo-nucleares (“termo” porque são conduzidas pela temperatura, e “nucleares” porque envolvem os núcleos dos átomos presentes) e, com isso, é liberada a energia que freará o colapso gravitacional mantendo a estrela em equilíbrio. No caso estelar o tipo de reação termo-nuclear que ocorre é a fusão nuclear (não confundir com fissão, como no caso das bombas atômicas), que pode ser mostrada, num caso genérico, como:

a + X ® b + Y

onde a partícula (a) incide sobre um núcleo alvo (X), produzindo um novo núcleo (Y) e emitindo outra partícula (b). A diferença das massas entre (a + X) e (b + Y) é  transformada em energia (através da famosa relação de Einstein, E = m ´ c²) que é, por sua vez, emitida.

Agora veremos os diferentes processos de nucleossíntese que podem ocorrer em uma  estrela:

1) Queima de Hidrogênio - Quando a estrela se forma ela é composta basicamente por H (80% ou mais) e He (20% ou menos) e uns traços de  outros elementos mais pesados que, em Astronomia, são chamados genericamente de  "metais". Ela se contrai até que em seu núcleo seja atingida uma temperatura de 10 milhões de graus, que é suficiente para iniciar as reações nucleares  envolvendo o H.  Essas reações são conhecidas como a queima do H, e consistem de dois processos: a “cadeia pp” e o “ciclo CNO”. A cadeia pp ocorre nas estrelas de massas aproximadamente iguais à do Sol. O resultado líquido dela é a conversão de 4  núcleos de H em 1 núcleo de He. Nas estrelas com massas maiores que a do Sol, o ciclo CNO é mais importante, e nele 4 núcleos de H também são transformados em 1 de He, mas tendo o Carbono (C), Nitrogênio (N) e Oxigênio (O) atuando como catalisadores  (elementos que são consumidos e produzidos numa reação, mas que no final mantém  as suas quantidades iniciais). A queima de H prossegue por um longo período, mantendo estável a estrela, até que todo o H do núcleo estelar tenha sido convertido em He. Forma-se, então, um núcleo de He, que passa a colapsar.

2) Queima do Hélio - O núcleo de He se colapsa até a temperatura central chegar a 100 milhões de graus, quando então inicia-se a queima do He. O processo  de queima do He é chamado de “triplo alfa” e o seu resultado liquido é a  conversão de 3 núcleos de He em 1 núcleo de C. Paralelamente à reação principal ocorrem outras reações secundárias que resultam na produção de O e Neônio (Ne). Enquanto ocorre a queima de He no núcleo, passa a ocorrer também a queima de H  em camadas superiores. Quando acaba a queima de He no núcleo, este agora com C, O e Ne passa novamente  a se contrair, aumentando a sua temperatura.

3) Queima de Carbono e outras - Quando o núcleo atinge em torno de 1 bilhão de graus se inicia queima do C. Existem vários processos de queima do C, produzindo  Magnésio (Mg), Sódio (Na), O e Ne. 

Com o fim da queima de C no núcleo, este se contrai novamente até atingir 1,5  bilhões de graus, onde se inicia a queima de Oxigênio, com a produção de Enxofre (S),  Fósforo (P) e Silício (Si). Depois de esgotado o O, há nova contração e se  inicia a queima do Silício com a formação de Ferro (Fe).

Estrelas com massa intermediária, entre 1 e 10 vezes a massa do Sol, só conseguem com  as suas contrações atingirem temperaturas suficientes para a produção de He, C,  N e O. No caso do Sol, ele somente alcançará até a produção de C. Já estrelas ainda mais massivas conseguem chegar até o Fe e, então, entram na fase final de suas vidas, marcada por uma explosão em supernova. Quando isso ocorre, a quantidade de energia liberada pela explosão é tão grande que eleva a temperatura do gás a valores elevadíssimas (da ordem de alguns bilhões de graus), o que possibilita  a ocorrência de reações nucleares que formarão os elementos mais “pesados” da tabela periódica, como o Tório (Th), Urânio (U) e Bário (Ba). Após a explosão da supernova os elementos produzidos pela estrela durante toda a sua vida são despejados no meio interestelar e, como dissemos acima, contribuirão para a  formação de uma nova geração de estrelas e, talvez , de novos sistemas planetários.

No caso do nosso sistema solar acredita-se que o material usado na sua formação  tenha sido anteriormente “enriquecido” (com elementos mais pesados) por uma ou mais supernovas. Por tudo isso, é correto sim afirmarmos que nós, e tudo que existe em nosso planeta, somos  feitos do “pó das estrelas”.

8 - Gostaria de saber como é utilizado o Európio na determinação da idade da Galáxia.

Poucos dos elementos químicos que conhecemos são primordiais, isto é, gerados logo após o Big-Bang, como o Hidrogênio, o Hélio e o Lítio. A maior parte deles foram forjados no interior das estrelas ou na morte destas em explosões de supernovas. Nesta última forma, há dois processos de formação de elementos, o processo-s  e  o  processo-r. Estes processos se distinguem pela captura rápida (r, do inglês rapid) ou lenta (s, do inglês slow) de nêutrons pelos núcleos atômicos durante a explosão da estrela.

Através do uso de radionuclídeos (espécies de núcleos de elementos químicos que são radioativos) é possível datar certos eventos astrofísicos de uma maneira semelhante ao uso já famoso do Carbono 14 na datação de amostras arqueológicas. A nucleocosmocrononologia é o uso das abundâncias destes nuclídeos radioativos na determinação de escalas de tempo para a formação do Sistema Solar, da Galáxia e do Universo.

Há cerca de uma década, H. R. Butcher propôs o uso da razão entre as densidades do Tório 232 e do Neodímio nas estrelas do disco da Galáxia para a medição da idade deste disco. O Tório 232 é um radionuclídeo com meia vida de 14 bilhões de anos, enquanto os dois isótopos do Neodímio são estáveis. Este trabalho de Butcher, entretanto, possui uma deficiência de concepção: o Neodímio é um elemento sintetizado principalmente pelo processo-s, enquanto o Tório é considerado como produzido totalmente pelo processo-r. Portanto eles não são produzidos no mesmo sítio, e suas razões de produção variam ao longo da história da Galáxia. Pesquisas mais recentes, produzidas pelos pesquisadores Lício da Silva e Ramiro de La Reza, do Observatório Nacional, RJ, a partir de 1990, utilizam a razão Tório/Európio para a mesma empresa. A razão disto é que o Európio é produzido, segundo as estimativas mais atuais, numa taxa de 90% pelo processo-r, o que supera aquela deficiência do trabalho de Butcher.

O trabalho de Butcher havia estimado a idade do disco da Galáxia como inferior a 12 bilhões de anos. Os resultado de da Silva e de la Reza encontraram uma idade de 15 bilhões de anos, o que é compatível com a idade dos aglomerados globulares, as estruturas mais velhas de nossa Galáxia.

9 - Gostaria de saber a respeito da “coincidência” interessante no fato de todos os planetas traçarem trajetórias mais ou menos sobre o mesmo plano e, aumentando um pouco (ou bastante) a escala, de toda a Via-Láctea ser mais ou menos plana. E ainda, porque todos os planetas giram para o mesmo lado, tanto em volta do sol quanto em volta de si mesmos (com exceção de Vênus)? Isto se refere a um estado mais estável de energia, ou tem algum outro tipo de explicação? Ou não se sabe e pode até ser coincidência?

A resposta às perguntas:

·        porque as trajetórias dos planetas são mais ou menos co-planares?

·        porque os planetas giram todos para o mesmo lado?

·        porque a Via-Láctea é mais ou menos plana?

é uma só e igual para todas as perguntas acima. A forma final do Sistema  Solar (SS) e da Via-Láctea estão ligadas ao seu processo de formação.

A visão atual da formação do SS é a seguinte: uma nuvem de gás e poeira se fragmenta (divide em pedaços) e um desses fragmentos sofre uma perturbação externa qualquer (pressão sofrida pela explosão de uma supernova próxima, ondas de densidade de matéria se propagando pelo disco da Galáxia, etc) dando inicio ao colapso gravitacional (contração) que vai formar o proto-Sol. Este proto-Sol é formado pelo material presente no centro do fragmento em colapso e, embora continue atraindo gravitacionalmente o gás e a poeira ao seu redor, nem toda a matéria circun-estelar é absorvida: algum  gás e poeira ficam meio perdidos, distribuídos mais ou menos esfericamente em torno do proto-Sol. Mais tarde, devido a rotação do sistema (proto-estrela + nuvem), que aumenta pela conservação do momento angular (adquirido no início do colapso), o material dessa nuvem se deposita num disco, chamado de disco proto-planetário, a partir do qual se formarão os planetas. Veja que temos então um disco, com uma determinada espessura, em movimento ao redor do Sol. Os planetas se formarão a partir de sucessivos  processos de choque e de "aglutinação" das partículas que compõem o disco.  Sendo assim, é natural que as órbitas dos planetas sejam +/- co-planares e  que todos eles girem na mesma direção em torno do Sol e em torno deles  mesmos.

Mas e Vênus? Dizer que Vênus tem uma rotação retrógrada (inversa à dos outros planetas) é o mesmo que dizer que seu eixo de rotação é inclinado 180°. Mais precisamente o valor exato de sua inclinação é de 178°. Dois outros planetas também tem uma inclinação grande dos seus eixos de rotação: Urano, com 98°, e Plutão, com 118°, de forma que parecem estar girando "deitados" sobre suas órbitas. A inclinação primordial dos eixos de rotação de todos os planetas  provavelmente era em torno de 0°, ou seja, perpendicular ao plano orbital. Porém, o SS não deve ter sido nada amistoso na época da formação dos planetas: as colisões eram muito mais freqüentes do que hoje (diz-se que o sistema era dinamicamente aquecido). Assim, a explicação mais plausível para a grande inclinação dos eixos de rotação de Vênus, Urano e Plutão é que ela deve ter sido causada por uma última grande colisão logo após a formação desses planetas. Tais colisões também ocorreram com os outros planetas do SS, embora com intensidade insuficiente para deslocar tanto seus eixos.

Quanto a formação da Via-Láctea, existem ainda algumas controvérsias. A idéia geral parte do colapso de uma nuvem proto-galactica, gerando a parte central e mais densa da Galáxia, o bojo (o equivalente a proto-estrela na formação estelar). Por conservação de momento angular, a matéria que não colapsou se depositou em um plano, formando o disco. Atualmente, temos  diversos modelos que tentam explicar a formação da Via-Láctea, cada um com uma diferente nuance ou particularidade, divergentes quanto a tempo de colapso, seqüência de processos etc., que tentam explicar os dados  observacionais disponíveis. Alguns explicam melhor um determinado ponto, enquanto uma certa característica é melhor explicada por outros, sem existir ainda, entretanto, consenso entre eles.

10 - Gostaria de saber qual a relação entre a densidade local da Galáxia e a quantidade de matéria escura existente nela.

Primeiramente vamos tentar esclarecer alguns conceitos.

Por definição o conceito de "matéria escura" está diretamente relacionado com o de densidade, pois densidade nada mais é  do que a razão entre quantidade de matéria (seja ela escura ou não) e o volume do espaço que ela ocupa. Mas o que é  realmente "matéria escura"? Matéria escura é o termo que se utiliza para um tipo de matéria (que ainda não se conhece muito bem) que não interage com a radiação. A matéria que estamos acostumados a lidar no nosso cotidiano, ou seja, aquela constituída de átomos e moléculas (que em linguagem científica é denominada matéria bariônica, pois as partículas elementares básicas - de massa significante - que constituem estes átomos e moléculas são os bárions), interage diretamente com a radiação eletromagnética  (luz). Esta interação se dá por emissão (associada a temperatura ou a transformação de outras formas de energia) e absorção ou simplesmente por reflexão. Com a "matéria escura" a coisa é  um pouco diferente, temos  evidências de que ela existe mas, como ela não reage com a radiação, não podemos vê-la. Daí o nome de "matéria escura".

Agora vamos à relação entre a matéria escura e nossa Galáxia, a  Via-Láctea. Umas das primeiras dessas evidências da existência de matéria  escura foi justamente a partir da observação de certas propriedades de nossa Galáxia que estão relacionadas com sua massa (ou quantidade de matéria, se preferir, ou ainda, numa relação direta, sua densidade). Observou-se que a distribuição das velocidades de rotação das estrelas (ou das nuvens de gás) com relação à sua distância ao Centro Galático era diferente do que se esperava da teoria, que se basea na massa estimada da Galáxia e no potencial gravitacional que esta massa geraria. Vamos tentar ser mais claros. Assim como o movimento dos planetas do Sistema Solar está relacionado à sua distância em relação ao Sol pela "Terceira Lei de Kepler", o movimento das estrelas deveria estar  relacionado a sua distância ao centro da nossa Galáxia pela mesma lei.

Como a esta lei expressa a atuação da força de gravidade gerada pela massa do sistema (o Sol mais os planetas no caso do Sistema Solar ou a soma de toda a  matéria que compõe a nossa Galáxia nesse caso), há uma relação direta entre a massa e a velocidade de rotação desse sistema. O que acontece é  que seria  necessária uma massa muito maior que a resultante da soma da massa de todas as estrelas, dos aglomerados de estrelas e das nuvens de gás do "meio   interestelar" para resultar na velocidade de rotação que observamos. Como  não podemos observar esta matéria restante (que corresponde a quase 90% da massa total da Galáxia!), a denominamos de "matéria escura". Algum tempo depois se observou que isto também ocorria nas outras galáxias e ainda em grupos e aglomerados de galáxias. No momento existem apenas candidatos a "matéria escura", entre eles os supostos neutrinos massivos, que ainda não foram conclusivamente observados.

11 - Existe um Buraco Negro no centro de nossa Galáxia?

Não podemos observar diretamente o centro de nossa Galáxia, pois há nuvens interestelares escuras em sua direção (e em várias outras direções no seu disco) que absorvem a luz que vem de lá. Entretanto, há evidências da existência de um objeto muito denso, que pode tanto ser um aglomerado compacto de estrelas como também um corpo de natureza não estelar. Trabalhos recentes sobre a região de Sagitário A, uma nuvem próxima ao centro de nossa Galáxia, apontam para evidências de fenômenos cuja natureza é relativística, envolvendo altas energias, o que favoreceria a hipótese da existência de um Buraco Negro naquela região. Contudo, estes resultados ainda são inconclusivos.

12 - Gostaria de obter informações sobre o sistema de coordenadas galácticas.

O sistema de coordenadas galácticas é um sistema esférico, que usa o plano da galáxia como plano de referência. Sistemas esféricos de coordenadas utilizam dois ângulos para determinar a posição de um ponto em uma esfera de raio unitário. Um exemplo de sistema esférico é o que utiliza latitude e longitude para localizar posições no globo terrestre. Neste tipo de sistema é necessário definir um plano de referência que passe pelo centro da esfera e cuja intercessão com a esfera determina um círculo equatorial; as intercessões da esfera com uma reta perpendicular ao plano de referência e que passe pelo centro da esfera determinam dois pontos, denominados pólos.  A intercessão da esfera com qualquer plano que contenha o eixo da esfera (e portanto os pólos) determina um círculo perpendicular ao equador e os dois arcos deste circulo determinados pelos pólos são chamados meridianos.

Para um dado ponto da esfera, a latitude é dada pelo menor arco do meridiano que intercepta o ponto, entre este ponto e o equador. Por convenção, as latitudes são positivas para um hemisfério e negativas para o outro. A longitude do mesmo ponto é dada pelo arco medido sobre o equador (num sentido definido por convencção), entre o meridiano que passa pelo  ponto e algum meridiano de referência. Desta forma as latitudes variam entre -90° e +90°, enquanto que as longitudes variam de 0° e 360°.

O sistema de coordenadas equatoriais celestes (que é o mais comumente utilizado na Astronomia) é análogo ao sistema de coordenadas geográficas. O plano de referencia é o equador celeste, que é meramente uma projeção do equador terrestre na esfera celeste e os pólos norte e sul celestes são obtidos através da projeção dos pólos verdadeiros na esfera celeste. Neste sistema a coordenada equivalente à latitude é chamada declinação (designada pela letra d), e a equivalente à longitude, ascensão reta (designada pela letra a) . A ascensão reta é medida de leste para oeste a partir do meridiano de um ponto fictício na esfera celeste, chamado Ponto Vernal, e pode ser dada em graus ou, mais freqüentemente, em horas siderais (1 hora sideral=15 graus). A declinação é dada em graus mesmo.

O sistema de coordenadas galácticas também é análogo ao sistema de coordenadas geográficas. Neste caso no entanto o plano de referencia é um plano que melhor aproxima ao plano do disco da nossa Galáxia. O equador galáctico tem uma inclinação de 62° e 36¢ em relação ao equador celeste e a latitude galáctica é designada pela letra "b". Existem na verdade dois sistemas de coordenadas galácticas, o antigo e o novo, este último tendo sido definido depois que se obteve coordenadas mais precisas do centro da Galáxia. No antigo, a longitude galáctica ("l") era medida a partir de um dos pontos onde o equador galáctico intercepta o equador celeste. No novo sistema, a longitude galáctica é medida com respeito ao meridiano de um ponto na direção do centro da galáxia. Neste novo sistema (onde as coordenadas tem um índice "II" para diferenciar do sistema antigo) o centro da galáxia tem coordenadas b^II=0, l^II=0, que no sistema equatorial celeste correspondem a  a=17^h 42.4^min  e  d=-28°55¢. A transformação de coordenadas entre os sistemas equatorial celeste e galáctico pode ser feita através das formulas da trigonometria esférica, ou através de uma matriz de rotação adequada. Uma boa referencia é o livro "Spherical Astronomy" de Smart. Outra boa referência é o livro "Astrophysical Formulae" de Lang. Você deve encontrá-los na biblioteca do Observatório Nacional (no Rio de Janeiro) ou na do IAG-USP (em São Paulo).

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