Como é calculada a distância até as estrelas?

Com base em como a distância até as estrelas é calculada, os cientistas usam diferentes formas cujo uso dependerá da luz que uma determinada estrela nos envia e, paradoxalmente, da distância encontrada.

Métodos para saber como a distância até as estrelas é calculada

Dependendo da distância, os cientistas costumam usar algumas ferramentas. Esse tipo de sistema é conhecido pelos especialistas como uma escada de distância cósmica e através disso são alcançadas certas informações que serão úteis na próxima etapa. Alguns métodos básicos para medir a distância das estrelas são:

O sistema de paralaxe, o método da estrela Cefeida, o método das supernovas e o método da constante cosmológica.

Método de paralaxe

Este método é baseado na trigonometria padrão. De acordo com a definição científica obtemos que "Paralaxe: É a diferença visual da localização de uma estrela, de acordo com a posição do observador". Esse método é usado para medir a distância de estrelas relativamente próximas da Terra.

Sua origem remonta a 1533, graças à física-matemática Gemma Frisius. Mais tarde, Tycho Brahe estudou os eventos causados ​​pelos cometas no espaço sideral, revelando que eles não faziam parte de certos fenômenos na atmosfera, mas de corpos distantes do planeta Terra.

Graças ao movimento de rotação da Terra, diferentes corpos podem ser observados no espaço em diferentes posições, em diferentes tempos. Esse fenômeno é chamado de paralaxe diurna.

No entanto, a paralaxe anual tem origem na translação terrestre, que através do movimento orbital do Sol permite observar corpos em diferentes lugares do espaço.

Quando uma estrela está a uma curta distância do Sol, seu deslocamento entre os dois movimentos terrestres (rotação e translação) é maior.

Este sistema pode ser explicado da maneira mais simples usando o exemplo a seguir. Coloque um dedo perto do nariz e feche os olhos alternadamente, você verá o dedo se mover brevemente para a direita ou para a esquerda em relação ao fundo. Se você afastar o dedo do nariz e repetir o procedimento, notará que o deslocamento em relação ao fundo é maior.

Para usar este sistema e descobrir a distância de uma estrela, a estrela tomará o lugar do dedo no exemplo anterior e os olhos serão dois satélites (o observador) que serão os pontos de referência .

Conhecendo a distância em que os satélites estão e aplicando um cálculo básico de trigonometria, medindo o deslocamento no fundo cósmico e dependendo do tipo de paralaxe, será possível determinar a distância da estrela.

Os olhos que seriam os observadores formam um triângulo com a distância do corpo. Sendo o dedo a posição da estrela no espaço e os observadores (os olhos), os movimentos da Terra.

Para calcular a paralaxe, utiliza-se uma Unidade Astronômica que equivale a cento e cinquenta milhões de quilômetros. Usando o diâmetro da Terra para a paralaxe diurna e trezentos milhões de quilômetros para a paralaxe anual.

Embora este método seja bastante eficiente, não pode ser usado quando as estrelas estão muito distantes.

Método das estrelas cefeidas

As cefeidas são estrelas que possuem um brilho contínuo e previamente estabelecido. Essa radiância está relacionada ao período em que ela varia.

Assim as estrelas mais brilhantes têm períodos de variação mais longos e, portanto, nas estrelas menos brilhantes o período de variação é menor. Então, ao calcular seu período, saberemos o brilho da própria estrela.

Esse brilho é conhecido como Magnitude Absoluta, que é denominado como o brilho de uma estrela localizada a dez parsecs de distância (um parsec é igual a 3,2616 anos-luz).

Assim, se soubermos a magnitude absoluta de uma estrela e se seu brilho for quatro vezes menor, entenderemos que a estrela está duas vezes mais distante.

Devemos ter em mente que a magnitude do brilho é modificada de acordo com a distância e isso dá uma proporção inversa ao quadrado dessa magnitude. Isso significa que se a distância for dobrada, o brilho percebido será quatro vezes menor. No exemplo específico, a distância da estrela seria de vinte parsecs.

Embora este seja um dos processos mais eficientes que existem, ele só pode ser usado para obter a distância em que uma estrela Cefeida está localizada ou a distância de um corpo que está próximo a outra Cefeida.

Método de supernova

Este método é usado pelos astrônomos para calcular a distância entre as estrelas que estão longe da Via Láctea. As supernovas ocorrem quando um grande número de estrelas moribundas cria uma explosão que pode ser mais brilhante do que dez bilhões de sóis.

As supernovas são as mais frequentes e ocorrem quando uma anã branca morre. Caracterizam-se por terem sempre a mesma quantidade de brilho ou magnitude absoluta, sabendo disso, basta comparar a magnitude aparente com sua própria intensidade de brilho para saber a que distância está.

Esse método é muito preciso, mas é impraticável porque seu uso requer encontrar uma supernova no momento preciso de sua explosão, o que é raro.

Método da constante cosmológica

Para entender este método é necessário conhecer a Lei de Hubble, que se refere à expansão do universo. O conceito de expansão do universo está contido nas equações sobre a relatividade do tempo formuladas por Einstein, por meio das quais se deduz que a distância entre as galáxias se expande separando-as de forma constante e proporcional.

Hubble provou a teoria da expansão do universo de Einstein. Ele também descobriu que as linhas espectrais de várias galáxias estavam desviadas para o vermelho. Este movimento é proporcional à distância entre as galáxias se interpretado através do efeito Doppler. O que significa que quanto maior a mudança para o vermelho, mais distante está a galáxia.

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