Do Olho Nu ao Telescópio Espacial: Quais são os Métodos para Avaliar a Distância das Estrelas?

Por que medir as distâncias das estrelas?

Conhecer a distância das estrelas é fundamental em astrofísica. Permite compreender a estrutura do Universo e a evolução estelar (luminosidades intrínsecas, tamanhos, massas, idades, etc.), calibrar as medições para estabelecer escalas cosmológicas, testar teorias físicas, buscar exoplanetas e vida extraterrestre, etc.

Para medir as distâncias das estrelas, é necessário recorrer a métodos indiretos baseados em princípios geométricos, fotométricos ou espectroscópicos.

Métodos de medição chave

• Paralaxe trigonométrica para as estrelas da nossa Galáxia, a Via Láctea (diâmetro ~100.000 anos-luz).
• Cefeidas e supernovas do tipo Ia (para as galáxias).
• Desvio para o vermelho (redshift) para os objetos muito distantes.

O método da paralaxe estelar: Uma Geometria em Escala Cósmica

A paralaxe baseia-se em um princípio puramente geométrico: a observação de um astro a partir de duas posições opostas da órbita terrestre, separadas por 6 meses, revela um ligeiro deslocamento angular aparente da estrela em relação ao fundo celeste fixo. Este ângulo é chamado de paralaxe anual \(p\) e é expresso em segundos de arco.

A distância \(d\) em parsecs é então simplesmente dada pela relação: \(d = \frac{1}{p}\)

onde \(p\) está em segundos de arco. Por exemplo, uma estrela com uma paralaxe de \(\text{0,1}''\) está situada a 10 parsecs, ou seja, aproximadamente 32,6 anos-luz. Os satélites Hipparcos e depois Gaia revolucionaram este método, permitindo medir paralaxes tão pequenas quanto alguns microsegundos de arco, e portanto distâncias de vários milhares de anos-luz.

N.B.: Com uma precisão de paralaxe de 10 μas, Gaia pode medir distâncias de até aproximadamente 326.000 anos-luz — o que cobre toda a Via Láctea (diâmetro ~100.000 anos-luz) e até algumas galáxias satélites como a Grande Nuvem de Magalhães (~160.000 anos-luz).

As Velas Padrão: Fotometria das Cefeidas e Supernovas

Quando um objeto celeste possui uma luminosidade intrínseca conhecida, ele pode servir como uma "vela padrão". Comparando sua magnitude absoluta \(M\) com sua magnitude aparente \(m\), a distância \(d\) em parsecs é obtida via a fórmula do módulo de distância: \(m - M = 5 \log_{10}(d) - 5\)

As estrelas variáveis do tipo cefeidas são velas padrão particularmente valiosas: seu período de variação está diretamente relacionado à sua luminosidade intrínseca (relação período-luminosidade). Medindo seu período e fluxo recebido, deduz-se sua distância. As supernovas do tipo Ia desempenham um papel similar, mas em escalas muito maiores (até vários bilhões de anos-luz).

N.B.: Em 1912, Henrietta Swan Leavitt (1868–1921) estabeleceu a relação período-luminosidade das estrelas variáveis cefeidas estudando dados fotográficos da Pequena Nuvem de Magalhães.

O Desvio para o Vermelho: O Redshift do Universo Observável

Para galáxias e objetos muito distantes, já não é possível observar uma paralaxe nem mesmo velas padrão. Utiliza-se então o desvio espectral para o vermelho \(z\), consequência da expansão do Universo. Quanto mais distante uma galáxia está, mais sua luz é deslocada para o vermelho.

A Lei de Hubble-Lemaître fornece uma estimativa da distância cosmológica; ela relaciona esse desvio à distância: \(v = H_0 \cdot d\)

onde \(v\) é a velocidade de recessão (relacionada ao redshift), \(H_0\) é a constante de Hubble e \(d\) é a distância. Este tipo de medição permite explorar os confins do Universo observável.

Através da observação de galáxias distantes, quasares e do fundo cósmico de micro-ondas, alcançamos redshifts de até:

• z ≈ 1 → ~8 bilhões de anos-luz
• z ≈ 6 → ~12,7 bilhões de anos-luz
• z ≈ 10 → ~13,2 bilhões de anos-luz
• z = 1100 → fundo cósmico de micro-ondas, a ~13,8 bilhões de anos-luz em tempo de viagem da luz, mas a ~46,5 bilhões de anos-luz em distância comóvel (que leva em conta a expansão)

Métodos adicionais para refinar as distâncias estelares

Outras abordagens também são utilizadas: aglomerados abertos ou globulares comparados a modelos isócronos (conjunto de estrelas da mesma idade), estrelas da sequência principal por fotometria multibanda (ultravioleta (U), azul (B), visível (V), vermelho (R), infravermelho próximo (I), etc.), ou astrossismologia (análise das oscilações internas de estrelas). Esses métodos são frequentemente cruzados para melhorar a precisão.

Síntese sobre a escala das distâncias cósmicas

A distância das estrelas não se mede, ela se deduz. Graças a um encadeamento de técnicas imbricadas, os astrônomos construíram uma escala cósmica, indo das estrelas próximas até as galáxias a mais de 10 bilhões de anos-luz. Cada método se apoia no anterior, em um empilhamento hierárquico que às vezes chamamos de escada de distâncias. O futuro, com instrumentos como Gaia, JWST ou os futuros ELT, afinará ainda mais essa arquitetura.