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Distribuição de galáxias

As galáxias não se distribuem aleatoriamente pelo universo - tendem a existir em aglomerados galácticos. As galáxias nesses aglomerados se mantêm unidas pela gravitação e influenciam umas às outras.
  • Aglomerados ricos - contêm mil ou mais galáxias. O superaglomerado de Virgem, por exemplo, inclui mais de 2,5 mil galáxias e se localiza a cerca de 55 milhões de anos-luz da Terra.
  • Aglomerados pobres - contêm menos de mil galáxias. A Via Láctea e a galáxia de Andrômeda (M31) são parte do Grupo Local, que contém 50 galáxias.
Quando os astrônomos Margaret Geller e Emilio E. Falco calcularam as posições das galáxias e aglomerados galácticos no universo, tornou-se claro que os aglomerados galácticos e superaglomerados não se distribuem de maneira aleatória, mas se agrupam em paredes (longos filamentos) entremeados de vazios, o que faz com que o universo tenha uma estrutura semelhante à de uma teia de aranha.

O meio intergaláctico - o espaço entre galáxias e aglomerados de galáxias - não é inteiramente vazio. Não conhecemos a natureza exata do meio intergaláctico, mas é provável que contenha uma densidade relativamente pequena de gás. A maior parte do meio intergaláctico é frio (temperatura de cerca de 2 kelvins), mas recentes observações por raios X sugerem que algumas áreas nele são quentes (temperaturas de milhões de  kelvins) e ricas em metais. Uma das áreas mais ativas da pesquisa astronômica atual tem por objetivo determinar a natureza do meio intergaláctico - o que pode nos ajudar a compreender exatamente como o universo começou e como as galáxias se formam e evoluem. Observemos uma última propriedade das galáxias e de sua distribuição. Em suas medidas de distâncias galácticas, Edwin Hubble estudou os espectros de luz que as galáxias emitem. Ele reparou que, em todos os casos, os espectros mostravam um desvio Doppler em direção à extremidade vermelha do espectro. Isso indica que o objeto está se afastando de nós. Hubble percebeu que, independente da maneira que observasse, as galáxias estavam se afastando de nós. E quando mais distante a galáxia, maior a velocidade com que se afastava. Em 1929, Hubble publicou um gráfico sobre essa relação, que se tornou conhecida como Lei de Hubble.
Matematicamente, a Lei de Hubble determina que a velocidade de recessão (V) é diretamente proporcional à distância galáctica (d). A equação é V = Hd, na qual H é a constante de Hubble, ou constante de proporcionalidade. A estimativa mais atual de H é de 70 quilômetros por segundo por megaparsec. A Lei de Hubble é uma das principais evidências de que o universo está se expandindo e o trabalho desse cientista formou a base da teoria do Big Bang para a origem do universo.
Algumas galáxias produzem gases, emitem luz intensa e abrigam buracos negros de imensa densidade de massa em seus núcleos.

O Efeito Doppler

Quase da mesma maneira como o ruído agudo da sirene de um carro de bombeiros se torna mais grave à medida que se afasta de nós, o movimento das estrelas afeta o comprimentos de onda da luz que delas recebemos. O fenômeno é conhecido como Efeito Doppler. Podemos medir o Efeito Doppler ao medir linhas no espectro de uma estrela 
e compará-las ao espectro de uma lâmpada padrão. A quantidade de desvio Doppler nos informa quão rápido a estrela está se movendo em relação a nós. Além disso, a direção do desvio Doppler pode nos informar a direção de movimento da estrela. Caso o espectro de uma estrela esteja se desviando para a extremidade azul, ela está se aproximando de nós, mas, caso o espectro se desvie para a extremidade vermelha, a estrela estará se afastando.

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