Obtenc ao da curva de rotac ao a estrutura da via

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Obten¸c˜ ao da curva de rota¸c˜ ao A estrutura da Via L´actea ´ e obtida a partir da distribui¸c˜ ao da radia¸c˜ ao r´adio emitida pelo g´as interestelar, uma vez que a radia¸c˜ ao vis´ ıvel, emitida pelas estrelas, ´ e bloqueada pela poeira que existe em abundˆancia no plano gal´actico. As ondas de r´adio atravessam a poeira, de forma que podem ser detectadas mesmo se suas fontes se encontram no lado oposto do disco. A distˆancia da fonte emissora ´ e obtida pelo m´ etodo do ponto tangencial , que se aplica `as partes mais internas da Gal´axia em rela¸c˜ ao `a ´orbita do Sol. Vamos considerar a figura a seguir, onde os quatro c´ ırculos concˆ entricos representam quatro ´orbitas estelares no disco da Gal´axia, assumidas circu- lares por simplicidade. A ´orbita mais externa ´ e ocupada pelo Sol. Devido `a rota¸c˜ ao diferencial, as velocidades das estrelas em ´orbitas mais internas s˜ao maiores do que as das estrelas em ´orbitas mais externas (movimento kepleriano). Assim, a velocidade do Sol ( V o ) ´ e menor do que a velocidade da estrela A, que ´ e menor do que a velocidade da estrela B, que ´ e menor do que a velocidade da estrela C. Para uma certa longitude gal´actica l , a componente radial da velocidade de cada estrela, medida a partir do Sol, aumenta `a medida que diminui a distˆancia galactocˆ entrica da estrela, de forma que quando a velocidade radial for m´axima a distˆancia galactocˆ entrica ´ e m´ ınima para as estrelas a essa longitude. Nessa situa¸c˜ ao, temos que R , a distˆancia da estrela ao centro, ´ e dada por R = R 0 sen l 573
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onde R 0 ´ e a distˆancia do Sol ao centro gal´actico. A velocidade radial da estrela nesse ponto, relativa ao Sol, ser´a V = V max - V 0 sen l Assumindo que V 0 e R 0 s˜ao conhecidos, podemos medir a curva V ( R ) × R , sempre medindo os pontos de m´axima velocidade radial ao longo de linhas de visada a diferentes longitudes gal´acticas. Na verdade, as curvas de rota¸c˜ ao da Gal´axia n˜ao s˜ao obtidas a partir de observa¸ oes de estrelas, e sim a partir de observa¸c˜ oes do g´as hidrogˆ enio neutro (HI), uma vez que a radia¸c˜ ao emitida por esse g´as, estando na regi˜ao espectral de r´adio, atravessa bem a poeira do disco gal´actico. Atualmente tamb´ em est´a sendo usada a emiss˜ao de mol´ eculas de ´oxido de carbono (CO) com esse mesmo objetivo. O racioc´ ınio seguido ´ e o mesmo descrito para o caso de estrelas. A curva de rota¸c˜ ao assim constru´ ıda, al´ em de ser crucial para a determina¸c˜ ao da massa da Gal´ axia, tamb´ em permite mapear a sua estrutura, pois permite conhecer as distˆ ancias `as nuvens de g´as que est˜ao emitindo a radia¸c˜ ao, desde que essas nuvens estejam na parte interna do disco. A velocidade de rota¸c˜ ao nas partes externas ´ e obtida atrav´ es de asso- cia¸c˜ oes de estrelas jovens: primeiro determina-se suas distˆancias por pa- ralaxe espectrosc´opica ou fotom´ etrica, e depois mede-se a velocidade radial pelas linhas de emiss˜ao do g´as em torno das estrelas. Apesar das imprecis˜oes nas distˆancias assim determinadas, a curva de rota¸c˜ ao deixa evidente que
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