O nucleo e envolvido pelo bojo nuclear uma regiao com

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em 3 pc de diˆametro. O n´ucleo ´ e envolvido pelo bojo nuclear , uma regi˜ao com cerca de 2 000 pc de raio, constitu´ ıda de estrelas velhas. At´ e h´a pouco tempo acreditava-se que o bojo tinha forma esf´ erica, mas estudos recentes, em comprimentos de onda longos, indicam que ele tem tem forma de barra , uma estrutura comumente presente em outras gal´axias. O Sol, localizado em um dos bra¸cos espirais, orbita o centro da Gal´axia, a uma distˆancia de aproximadamente 8500 pc. Se pud´ essemos ver a Via L´actea de frente, prov´ avelmente ela se pareceria como a gal´axia NGC 2997, mostrada na figura 25.3. Da nossa posi¸c˜ ao, junto ao Sol, a parte da Gal´axia interna ao Sol ´ e vista de perfil, tendo portanto a forma de uma faixa luminosa. 25.4 O movimento das estrelas na Gal´ axia Em 1718, Sir Edmond Halley (1656-1742) observou que a posi¸c˜ ao da es- trela Arcturus no c´ eu havia mudado um grau em rela¸c˜ ao `a posi¸c˜ ao medida por Ptolomeu. S´ ırius tamb´ em havia mudado, meio grau. Desde ent˜ ao, os astrˆ onomos tˆ em medido o movimento das estrelas no c´ eu, perpendicular- mente `a linha de visada, chamado de movimento pr´oprio . Esse movimento chega a 10 por ano para a estrela de Barnard, descoberta em 1916 por Edward Emerson Barnard (1857-1923). A Estrela de Barnard est´a a 1,8 pc 568
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de distˆancia e tem um cent´ esimo da luminosidade intr´ ınseca do Sol. A partir de 1842, com a descoberta do efeito Doppler, foi poss´ ıvel, tamb´ em, medir a velocidade radial das estrelas, isto ´ e, a velocidade na linha de visada. Com- binando o movimento radial e o movimento tangencial (pr´oprio), podemos medir a velocidade espacial da estrela em rela¸c˜ ao ao Sol. 25.4.1 Componentes dos movimentos estelares As estrelas tˆ em dois tipos de movimentos que s˜ao observ´aveis da nossa posi¸c˜ ao na Gal´axia: o movimento pr´oprio (perpendicularmente `a linha de visada) e a velocidade radial (movimento ao longo da linha de visada). Combinando-os, e conhecendo a distˆancia da estrela, obt´ em-se o movimento real da estrela. velocidade radial [ v r (km/s)]: ´ e a velocidade de aproxima¸ ao ou afastamento da estrela na dire¸c˜ ao da linha de visada. ´ E obtida a partir do deslocamento Doppler das linhas espectrais: λ = λ - λ 0 Para o caso n˜ao relativ´ ıstico: λ λ 0 = V cos θ c = v r c onde θ ´ e o ˆangulo entre a velocidade V da estrela e a linha de visada entre a estrela e o Sol. v r = λ λ 0 c movimento pr´oprio [ μ ( ano )]: ´ e o movimento pr´oprio da estrela no plano da esfera celeste, ou seja, perpendicular `a linha de visada, medido em ano . Estrelas cujo movi- mento se d´a ao longo da linha de visada n˜ao apresentam movimento pr´ oprio, apenas velocidade radial. Por outro lado, estrelas cujo mo- vimento ´ e perpendicular `a linha de visada n˜ao apresentam velocidade radial, apenas movimento pr´oprio. ao se deve confundir o movimento pr´oprio com a paralaxe, pois a paralaxe se deve ao movimento da Terra em torno do Sol, e ´ e c´ ıclica em um ano, ao passo que o movimento pr´oprio se deve aos movimentos relativos entre a estrela e o Sol, e ´ e cumulativo ao longo de anos. Ao se calcular o movimento pr´oprio, deve-se fazer a corre¸c˜ ao pela paralaxe; 569
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