Última atualização a 7 de junho de 2022

Como medir distâncias no Universo?

O método da paralaxe

A medição das distâncias em nosso vasto Universo observável é fundamental na astrofísica porque torna 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 usam várias técnicas 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 calibrar o próximo.
A imagem do mundo ao nosso redor é reconstruída em tempo real pelo nosso cérebro a partir de duas séries de informações.
Nossos dois olhos estão separados por alguns centímetros, então a imagem recebida por cada um desses receptores é ligeiramente diferente. De fato, para o objeto observado, cada olho fornece 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 em três dimensões para entender a distância do objeto.
Na astronomia, a paralaxe é o ângulo sob o qual o objeto observado é visto a partir de dois pontos distantes entre si (quanto mais distantes os pontos de observação, maior o ângulo de paralaxe, facilitando a medição).
Para os astros 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 384.400 km, a paralaxe equatorial da Lua é de ≈57' e o diâmetro aparente da Lua é de ≈31', ou seja, ≈½ grau.
Para medir a distância das estrelas da nossa Galáxia, a referência é o semi-eixo maior da órbita terrestre (149.597.870.700 metros ou 1 Unidade Astronômica). Para medir essa paralaxe anual, basta observar a estrela duas vezes, com um intervalo de seis meses. Em outras palavras, os astrônomos medem o ângulo de paralaxe anual observando pela primeira vez a posição de uma estrela e medem novamente, 6 meses depois, quando a Terra está do outro lado de sua órbita. No entanto, isso não é tão fácil de medir, pois quanto mais longe a estrela está da Terra, menor é a paralaxe.
Por exemplo, para a estrela mais próxima do Sol, Proxima Centauri (Alpha Centauri C), localizada a 4,244 anos-luz, a paralaxe é de apenas 0,7 segundos de arco, o que é minúsculo; há 360 graus em um círculo, em cada grau há 60 minutos de arco e em cada minuto há 60 segundos de arco. Mas a precisão da medição a partir da Terra só permite medir algumas estrelas localizadas a algumas dezenas de anos-luz.
Do espaço, graças ao satélite Hipparcos (HIgh Precision PARallax COllecting Satellite), é possível medir as paralaxes de 120.000 estrelas com uma precisão de 2 a 4 milissegundos de arco. Em 2013, o satélite Gaia sucedeu o Hipparcos.
Gaia (Global Astrometric Interferometer for Astrophysics) estabeleceu um catálogo de um bilhão de estrelas com uma precisão de até 10 microssegundos de arco.

O método das velas padrão

Para medir a distância de estrelas muito distantes, o método das paralaxes não é mais possível devido à imprecisão. 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 situadas entre 150 e 200 anos-luz). Uma cefeida é uma estrela cuja luminosidade varia de acordo com um período bem definido (entre 1 e 135 dias). Foi em 1908 que a primeira vela padrão foi descoberta de forma inesperada, graças à intuição de Henrietta Leavitt. Ela percebeu que os períodos das cefeidas são tanto maiores quanto mais brilhantes elas são. A luminosidade intrínseca das cefeidas clássicas aumenta com seu período. Em outras palavras, quanto maior e mais brilhante uma cefeida, mais lenta é a sua frequência de pulsação. Ela encontrou uma relação ligando 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.
Essa 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 dessa data, as cefeidas cuja luminosidade intrínseca é conhecida tornaram-se "velas padrão" para medir a distância de estrelas distantes e de galáxias próximas.
A luminosidade aparente de um objeto depende de sua luminosidade absoluta e de sua distância. Foi observando estrelas variáveis do tipo cefeida que o astrônomo Edwin Hubble (1889-1953) mediu em 1923 a distância da galáxia espiral M31 (Andrômeda, a mais próxima da Via Láctea), com o auxílio do telescópio do Observatório do Monte Wilson, perto de Pasadena na Califórnia.

O método das supernovas tipo 1a

Para as galáxias distantes, os telescópios não conseguem mais distinguir suas estrelas individualmente. 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 em nossa Via Láctea, de uma a três por século, porém, em escala universal, observamos uma todos os dias.
Uma supernova tipo 1a corresponde à explosão integral de uma anã branca que ultrapassou 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 uma companheira próxima não podem ultrapassar esse limite.
A supernova SN 2014J tipo 1a está localizada na Galáxia do Cigarro (Messier 82) a 11,5 ± 0,8 milhões de anos-luz.

Essa vela padrão da cosmologia permitirá determinar as distâncias extragalácticas.
Como elas explodem sempre no mesmo ponto (massa limite), as supernovas tipo 1a têm sempre aproximadamente a mesma luminosidade intrínseca após atingirem sua luminosidade máxima. As supernovas tipo 1a, muito brilhantes e visíveis a grandes distâncias, servem então como velas padrão.
Para calibrar o método, é necessário usar supernovas tipo 1a suficientemente próximas para serem medidas pelo método das cefeidas. Os cientistas conhecem algumas dezenas de supernovas tipo 1a suficientemente próximas.
As supernovas tipo 1a permitirão medir a distância das galáxias distantes até vários bilhões de anos-luz.

O método do redshift

Para galáxias ainda mais distantes, os astrônomos utilizam o método do deslocamento para o vermelho das linhas de absorção do espectro eletromagnético.
Esse deslocamento para o vermelho ou redshift serve para medir a duração da viagem da luz. Quanto mais "velha" é a luz, maior é o redshift.
Cada elemento químico ou molécula deixa marcas diferentes nesse espectro. Essas marcas aparecem em comprimentos de onda muito específicos (linhas de absorção). Mas se uma galáxia está se afastando de nós, sua luz se estica e os comprimentos de onda dessas impressões químicas deslocam-se para o vermelho. Esse deslocamento está relacionado à distância da galáxia pela Lei de Hubble. Essa lei estipula que quanto mais uma galáxia está distante, mais rapidamente ela se afasta de nós à medida que o universo se expande. Medindo o deslocamento para o vermelho, os astrônomos puderam localizar as primeiras galáxias próximas do Big Bang.

Assim, a luz revela a distância dos objetos cósmicos próximos e distantes; os astrônomos hoje sabem calcular as distâncias até o mais profundo do Universo observável (cerca de 13 bilhões de anos-luz).

N. B.: O deslocamento para o vermelho (redshift) é um deslocamento para os comprimentos de onda maiores das linhas espectrais e de todo o espectro do domínio visível. Existe uma correlação entre a distância e o deslocamento para o vermelho dos espectros ópticos das galáxias. O redshift é o método mais utilizado para medir a distância dos objetos extragalácticos. Esse fenômeno observado na luz dos objetos astronômicos distantes é a prova da expansão do Universo (dilatação do espaço) e do Big Bang.

Como medir distâncias no Universo?

O método da paralaxe

O método das velas padrão

O método das supernovas tipo 1a

O método do redshift

Para explorar nesta categoria