Imagem: A paralaxe anual é usada para estimar a distância de uma estrela. Os cientistas medem o ângulo de paralaxe registrando a posição de uma estrela na abóbada celeste, em intervalos de 6 meses. Para isso, basta pegar medindo a partir de uma posição da Terra em sua órbita e medindo novamente 6 meses depois, quando a Terra está do outro lado do Sol. O diâmetro da órbita da Terra é ≈300 milhões de km, o ângulo de paralaxe dá a distância por um cálculo trigonométrico simples.
O método de paralaxe
A medição de distâncias em nosso vasto Universo observável é fundamental em astrofísica, pois assim torna-se possível estimar as propriedades intrínsecas do objeto observado. Infelizmente, é muito difícil obter alta precisão. Para medir as grandes distâncias cósmicas do universo, os astrônomos combinam vários métodos de cálculo em objetos cada vez mais distantes. A medição de um objeto próximo deve ser feita com confiança, pois os métodos estão inter-relacionados e cada método de medição permite que o próximo seja calibrado.
A imagem do mundo ao nosso redor é reconstruída em tempo real pelo nosso cérebro a partir de dois conjuntos de informações.
Nossos dois olhos estão separados por alguns centímetros, de modo que a imagem recebida por cada um desses receptores é ligeiramente diferente. De fato, para o objeto observado, cada olho dá uma posição em relação a um fundo mais distante e imóvel. Um objeto que não tem a mesma posição em relação ao fundo causa um efeito óptico chamado efeito de paralaxe. É esse efeito que permite ao nosso cérebro reconstruir uma imagem tridimensional para apreender a distância do objeto.
Em astronomia, a paralaxe é o ângulo em que o objeto observado é visto de dois pontos distantes um do outro (quanto mais distantes os pontos de observação, maior é o ângulo de paralaxe, tão fácil de a medida).
Para as estrelas do sistema solar, foi escolhido o raio equatorial da Terra (6.378 km). A paralaxe equatorial é o ângulo sob o qual um observador localizado no centro do objeto observado vê o raio terrestre.
Este ângulo nos dá diretamente a distância do objeto por um simples cálculo trigonométrico. Por exemplo, para uma distância média da Lua de 384400 km, a paralaxe lunar equatorial é ≈57' e o diâmetro aparente da Lua é ≈31' ou ≈½ grado.
Para medir a distância das estrelas em nossa Galáxia, a referência é o semi-eixo maior da órbita da Terra (149.597.870.700 metros ou 1 Unidade Astronômica). Para medir essa paralaxe anual, basta observar a estrela duas vezes, com seis meses de intervalo. Em outras palavras, os astrônomos medem o ângulo de paralaxe anual medindo primeiro a posição de uma estrela e depois medindo novamente, 6 meses depois, quando a Terra está oposta em sua órbita. No entanto, não é tão fácil de medir porque quanto mais distante a estrela está da Terra, mais fraca é a paralaxe.
Por exemplo, para a estrela mais próxima do Sol, Proxima Centauri (Alpha Centauri C) localizada a 4.244 anos-luz de distância, a paralaxe é de apenas 0,7 segundos de arco, o que é minúsculo, existem 360 graus em um círculo, em cada grau existem 60 minutos de arco e em cada minuto há 60 segundos de arco. Mas a precisão da medição da Terra só torna possível medir algumas estrelas localizadas a algumas dezenas de anos-luz de distância.
Do espaço, graças ao satélite Hipparcos (High Precision PARallax COllecting Satellite), as paralaxes de 120.000 estrelas podem ser medidas com uma precisão de 2 a 4 milissegundos de arco. Em 2013, o satélite Gaia assumiu o lugar do Hipparcos.
Gaia (Global Astrometric Interferometer for Astrophysics) compilou um catálogo de um bilhão de estrelas com uma precisão de até 10 microssegundos de arco.
N.B.: Uma paralaxe de 1 segundo corresponde a uma distância de 3,26 anos-luz. Esta unidade de comprimento é chamada de parsec (PARallaxe SEConde)
O método de vela padrão
Imagem: Cefeidas cuja luminosidade é conhecida tornam-se "velas padrão" para medir a distância de estrelas distantes e de galáxias próximas. A luminosidade intrínseca das Cefeidas clássicas aumenta com o período de intermitência. Crédito NASA
Para medir a distância de estrelas muito distantes, o método da paralaxe não é mais possível porque é impreciso. Os astrônomos usam outro método, o das "velas padrão".
Na década de 1910 na Universidade de Harvard, Henrietta Leavitt (1868-1921) classificou as Cefeidas das Nuvens de Magalhães (duas galáxias anãs vizinhas da Via Láctea localizadas entre 150 e 200 anos-luz). Uma Cefeida é uma estrela cujo brilho varia de acordo com um período bem definido (entre 1 e 135 dias). Foi em 1908 que a primeira vela padrão foi inesperadamente descoberta, graças à intuição de Henrietta Leavitt. Ela percebe que os períodos das Cefeidas são tanto maiores quanto são brilhantes. A luminosidade intrínseca das Cefeidas clássicas aumenta assim com o seu período. Em outras palavras, quanto maior e mais brilhante for uma Cefeida, mais lenta será sua taxa de pulso. Ela encontra uma relação que liga o período de variação (tempo entre dois máximos ou mínimos) à luminosidade aparente dessas estrelas.
Assim, basta medir a distância precisa de uma dessas Cefeidas com o método da paralaxe, para obter uma relação geral ligando os períodos e as luminosidades absolutas das Cefeidas.
Esta medição foi realizada pela primeira vez em 1916, na Universidade de Harvard por Harlow Shapley (1885-1972) que completou a descoberta de Henrietta Leavitt. A partir desta data, as Cefeidas, cuja luminosidade intrínseca é conhecida, tornam-se "velas padrão" para medir a distância de estrelas distantes e de galáxias próximas.
A luminosidade aparente de um objeto depende, portanto, de sua luminosidade absoluta e de sua distância. Foi observando estrelas variáveis do tipo Cefeidas que o astrônomo Edwin Hubble (1889-1953) mediu em 1923 a distância da galáxia espiral M31 (Andrômeda, a mais próxima da Via Láctea), usando o Telescópio do Observatório Mount Wilson perto de Pasadena, Califórnia.
O método de supernova tipo 1a
Imagem: Supernova SN 2014J na Galáxia do Charuto (M82). A explosão da estrela é mostrada pela seta, na parte direita desta galáxia notável pelo seu disco azul brilhante. Supernova brilhante em M82 Crédito de imagem: Adam Block, Mt. Lemmon SkyCenter, U. Arizona.
Para galáxias distantes, os telescópios não conseguem mais distinguir suas estrelas individuais. Os astrônomos devem confiar em objetos extremamente brilhantes, tão brilhantes quanto uma galáxia. O objeto usado é a supernova tipo 1a.
As supernovas são eventos raros na nossa Via Láctea, uma a três por século, por outro lado na escala do universo, observamos todos os dias.
Uma supernova do tipo 1a corresponde à explosão completa de uma anã branca que cruzou a massa limite de Chandrasekhar (quando o raio da estrela diminui, a massa tende a um limite de 1,44 massas solares). Devido às suas propriedades físicas, as anãs brancas alimentadas pela matéria de um companheiro próximo não podem exceder esse limite.
A supernova tipo 1a SN 2014J está localizada na Galáxia do Charuto (Messier 82) a 11,5 ± 0,8 milhões de anos-luz de distância.
Esta vela padrão da cosmologia permitirá determinar as distâncias extragalácticas.
Porque eles sempre explodem no mesmo ponto (massa limite), tipo supernovas 1a ainda tem aproximadamente o mesmo brilho intrínseco depois de atingir seu brilho máximo. As supernovas do tipo 1a, que são muito brilhantes e visíveis a distâncias muito longas, servem como velas padrão.
Para calibrar o método, é necessário usar supernovas do tipo 1a próximas o suficiente para serem medidas pelo método das Cefeidas. Os cientistas conhecem algumas dezenas de supernovas do tipo 1a que estão próximas o suficiente.
As supernovas do tipo 1a tornarão possível medir a distância de galáxias distantes até vários bilhões de anos-luz.
O método redshift
Imagem: Linhas espectrais de absorção no espectro óptico de um superaglomerado de galáxias distante (painel superior) em comparação com um objeto próximo, o Sol (painel inferior). As setas indicam redshift ou aumento em comprimentos de onda de energia mais baixa. Crédito: Georg Wiora
Para galáxias ainda mais distantes, os astrônomos usam o método de desvio para o vermelho das linhas de absorção do espectro eletromagnético.
Este redshift, ou redshift, é usado para medir o tempo de viagem da luz. Quanto "mais velha" a luz, maior o desvio para o vermelho.
Cada elemento químico ou molécula deixa diferentes traços neste espectro. Esses traços aparecem em comprimentos de onda muito específicos (linhas de absorção). Mas se uma galáxia se afasta de nós, sua luz se estende e os comprimentos de onda dessas impressões digitais químicas mudam para o vermelho. Este deslocamento está relacionado à distância da galáxia pela lei de Hubble. Esta lei afirma que quanto mais distante uma galáxia está, mais rápido ela está se afastando de nós à medida que o universo se expande. Ao medir o desvio para o vermelho, os astrônomos conseguiram identificar as primeiras galáxias perto do Big Bang.
Assim a luz nos revela a distância de objetos cósmicos próximos e distantes, os astrônomos agora sabem como calcular distâncias até as profundezas do Universo observável (cerca de 13 bilhões de anos-luz).
N.B.: O redshift é uma mudança para comprimentos de onda longos das linhas espectrais e de todo o espectro do domínio visível. Existe uma correlação entre a distância e o desvio para o vermelho dos espectros ópticos das galáxias. Redshift é o método mais utilizado para medir a distância de objetos extragalácticos. Este fenômeno observado à luz de objetos astronômicos distantes é a prova da expansão do Universo (dilatação do espaço) e do Big Bang.