Como medir as distâncias no Universo?

Comparação dos métodos de cálculo de distâncias no Universo

Cada método cobre um intervalo de distâncias diferente e serve para calibrar o seguinte, formando assim a escala de distâncias cósmicas.

O método da paralaxe

O princípio da paralaxe

A medição das distâncias no nosso vasto Universo observável é fundamental em astrofísica, pois torna-se então possível estimar as propriedades intrínsecas do objeto observado. Infelizmente, é muito difícil obter uma grande precisão. Para medir as grandes distâncias cósmicas do Universo, os astrónomos encadeiam vários métodos de cálculo sobre objetos cada vez mais distantes. A medição de um objeto próximo deve ser feita com toda a confiança, pois os métodos estão ligados entre si e cada método de medição permite calibrar o seguinte.

A imagem do mundo que nos rodeia é reconstruída em tempo real pelo nosso cérebro a partir de duas séries de informações. Os nossos dois olhos estão separados por alguns centímetros, pelo que a imagem recebida por cada um desses recetores é ligeiramente diferente. Com efeito, 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 provoca um efeito ótico chamado efeito de paralaxe. É este efeito que permite ao nosso cérebro reconstruir uma imagem em três dimensões para apreender a distância do objeto.

Em astronomia, a paralaxe é o ângulo sob o qual o objeto observado é visto de dois pontos afastados um do outro (quanto mais afastados estão os pontos de observação, maior é o ângulo de paralaxe e, portanto, mais fácil de medir).

A paralaxe equatorial

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 situado no centro do objeto observado vê o raio terrestre.

Este ângulo dá-nos diretamente a distância do objeto através de um simples cálculo trigonométrico. Por exemplo, para uma distância média da Lua de 384 400 km, a paralaxe equatorial lunar é de ≈57' e o diâmetro aparente da Lua é de ≈31', ou seja, ≈½ grau.

A paralaxe anual

Para medir a distância das estrelas da nossa Galáxia, a referência é o semieixo maior da órbita terrestre (149 597 870 700 metros ou 1 Unidade Astronómica). Para medir esta paralaxe anual, basta observar a estrela duas vezes, com seis meses de intervalo. Por outras palavras, os astrónomos medem o ângulo de paralaxe anual medindo uma primeira vez a posição de uma estrela e medindo novamente, 6 meses depois, quando a Terra está no lado oposto da sua órbita. No entanto, não é tão fácil de medir, pois quanto mais longe está a estrela da Terra, mais fraca é a paralaxe.

Por exemplo, para a estrela mais próxima do Sol, Proxima Centauri (Alpha Centauri C), situada a 4,244 anos-luz, a paralaxe é de apenas 0,7 segundos de arco, o que é ínfimo; há 360 graus num 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 situadas a algumas dezenas de anos-luz.

Os satélites astrométricos Hipparcos e Gaia

Do espaço, graças ao satélite Hipparcos (HIgh Precision PARallax COllecting Satellite), podem medir-se as paralaxes de 120 000 estrelas com uma precisão de 2 a 4 milissegundos de arco. Em 2013, o satélite Gaia sucedeu ao Hipparcos.

Gaia (Global Astrometric Interferometer for Astrophysics) estabeleceu um catálogo de mil milhões de estrelas com uma precisão até 10 microssegundos de arco.

O método das velas padrão

A descoberta de Henrietta Leavitt

Para medir a distância das estrelas muito distantes, o método das paralaxes já não é possível porque é impreciso. Os astrónomos utilizam outro método, o das "velas padrão".
Nos anos 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 cujo brilho varia segundo 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 são. A luminosidade intrínseca das cefeidas clássicas aumenta assim com o seu período. Por outras palavras, quanto maior e mais brilhante é uma cefeida, mais lenta é a sua frequência de pulsação. Encontrou uma relação que liga o período de variação (tempo entre dois máximos ou mínimos) à luminosidade aparente dessas estrelas.

Das cefeidas às galáxias distantes

Assim, basta medir a distância precisa de uma dessas cefeidas com o método da paralaxe para obter uma relação geral que liga 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 dessa data, as cefeidas cuja luminosidade intrínseca é conhecida tornam-se "velas padrão" para medir a distância das estrelas distantes e das galáxias próximas.
A luminosidade aparente de um objeto depende, portanto, da sua luminosidade absoluta e da sua distância. Foi observando estrelas variáveis do tipo cefeida que o astrónomo Edwin Hubble (1889-1953) mediu em 1923 a distância da galáxia espiral M31 (Andrómeda, a mais próxima da Via Láctea), com a ajuda do telescópio do observatório do Monte Wilson, perto de Pasadena, na Califórnia.

O método das supernovas de tipo 1a

A explosão de uma anã branca

Para as galáxias distantes, os telescópios já não conseguem distinguir as suas estrelas individualmente. Os astrónomos devem apoiar-se em objetos extremamente brilhantes, tão brilhantes como uma galáxia. O objeto utilizado é a supernova de tipo 1a.
As supernovas são acontecimentos raros na nossa Via Láctea, um a três por século; no entanto, à escala do Universo, observam-se todos os dias.
Uma supernova de tipo 1a corresponde à explosão integral de uma anã branca que ultrapassou o limite de massa de Chandrasekhar (quando o raio da estrela diminui, a massa tende para 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 este limite.
A supernova SN 2014J de tipo 1a situa-se na Galáxia do Charuto (Messier 82) a 11,5 ± 0,8 milhões de anos-luz.

Uma vela padrão da cosmologia

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

O método do redshift

O desvio para o vermelho

Para as galáxias ainda mais distantes, os astrónomos utilizam o método do desvio para o vermelho das linhas de absorção do espetro eletromagnético.
Este desvio 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 vestígios diferentes neste espetro. Estes vestígios aparecem em comprimentos de onda muito específicos (linhas de absorção). Mas se uma galáxia se afasta de nós, a sua luz estica-se e os comprimentos de onda dessas impressões químicas desviam-se para o vermelho. Este desvio está ligado à distância da galáxia pela lei de Hubble. Esta lei afirma que quanto mais distante está uma galáxia, mais rapidamente se afasta de nós à medida que o Universo se expande. Ao medir o desvio para o vermelho, os astrónomos conseguiram localizar as primeiras galáxias próximas do Big Bang.

A lei de Hubble e a expansão do Universo

Assim, a luz revela-nos a distância dos objetos cósmicos próximos e distantes; os astrónomos sabem hoje calcular as distâncias até ao mais profundo do Universo observável (cerca de 13 mil milhões de anos-luz).
A lei de Hubble relaciona a velocidade de recessão aparente de uma galáxia com a sua distância e constitui hoje um dos pilares da expansão do Universo. Permite converter um simples desvio espetral numa distância expressa em megaparsecs.

N.B.:
O desvio para o vermelho (redshift) é um desvio para os grandes comprimentos de onda das linhas espectrais e do conjunto do espetro visível. Existe uma correlação entre a distância e o desvio para o vermelho dos espetros óticos das galáxias. O redshift é o método mais utilizado para medir a distância dos objetos extragalácticos. Este fenómeno observado na luz dos objetos astronómicos distantes é a prova da expansão do Universo (dilatação do espaço) e do Big Bang.