MEDINDO O UNIVERSO III

ESTIMATIVAS DE DISTÂNCIAS ESTELARES

No artigo anterior, vimos como se medem distâncias astronômicas, e quais as limitações de nossos métodos de medida. Voltaremos à questão das medidas diretas em outro artigo, mas hoje vamos falar sobre como ESTIMAR as distâncias estelares em nossa galáxia. Antes disto, falemos sobre o que é uma galáxia.

Possivelmente o leitor já sabe que a matéria não se distribui uniformemente pelo universo, porém encontra-se aglomerada em ajuntamentos de gás, poeira e estrelas, chamadas galáxias, de dimensões variadas, de poucos milhares de anos luz de diâmetro (galáxias anãs) até centenas de milhares de anos luz (galáxias gigantes). Como costuma acontecer com as estrelas, o Sol também pertence a uma galáxia, chamada Via Láctea, a qual tem forma de disco espiral (um formato bastante comum) com um núcleo aproximadamente esférico. Este formato é causado pelo giro da galáxia em torno do seu centro. Necessariamente a aceleração gravitacional da galáxia sobre si mesma deve ser igual à aceleração centrípeta de seu giro, isto é cada estrela não cai em direção ao centro da galáxia nem é lançada no vazio entre as galáxias. Pelo contrário, observamos que nossa galáxia, assim como as outras, mantém a sua forma. Ocorre que as galáxias não parecem ter massa o suficiente para manter tal equilíbrio, manter sua integridade, como realmente mantêem; mas isto é um assunto para outro artigo.

Como observamos no artigo anterior desta série, somos capazes de medir apenas as distâncias de estrelas relativamente próximas, o que exclui a maior parte da Via Láctea. Portanto, o tamanho da Via Láctea é estimado, e tal estimativa tem variado significativamente ao longo dos anos.

A maneira mais óbvia de estimar a distância de estrelas é pelo seu brilho. Se todas as estrelas tivessem o mesmo brilho, se o espaço fosse inteiramente vazio de poeria e gás e se a própria gravidade não interferisse na luz, bastaria medir o brilho aparente delas e saberíamos suas distâncias relativas, sendo o brilho inversamente proporcional ao quadrado da distância. Ocorre que as estrelas não brilham igualmente, nem o espaço interestelar é vazio e a gravidade tem efeitos sobre a luz. As primeiras providências de quem tenta medir as distância estelares assim são evitar as maiores aglomerações de gás e poeira (o plano do disco da Via Láctea, por exemplo), e classificar as estrelas pelo seu brilho absoluto. Como fazer isto?

A luz (como os físicos chamam a toda radiação eletromagnética) que é emitida por uma estrela traz informações precisas. Ela informa a temperatura da superfície da estrela, pela qual se pode dizer quanta energia é emitida por área. Ela informa também quais os elementos químicos presentes na superfície (nas temperaturas das superfícies estelares, não existem associações atômicas, como as moléculas), bem como a presença de elementos químicos e moléculas entre a estrela e nós. Conhecida a temperatura, podemos saber a energia emitida por área, e é possível calcular a área da superfície da estrela, se soubermos sua radiação total. Ao estudarem as características físicas e químicas das estrelas próximas, os astrônomos verificaram que elas podem ser classificadas em tipos específicos, que têem tamanhos e temperaturas estatisticamente determinados. Isto, é não se pode prever o brilho absoluto de uma estrela pelas características de sua luz (seu tipo), mas pode-se prever o brilho absoluto médio de um conjunto de estrelas de determinado tipo.

Há outra características que pode relacionar-se com o brilho absoluto. É a variação do brilho da estrela. Há vários tipos de estrelas variáveis. Dentro de certos tipos, os cientistas conhecem uma relação estatística entre o brilho absoluto e a freqüência de variação.

Para descobrir o brilho absoluto das estrelas, primeiramente deve-se observar as estrelas mais próximas, aquelas cujas distâncias podem ser medidas geometricamente. Será possível calcular com bastante precisão seus brilhos absolutos, isto é, quanta energia elas emitem, visto que sabemos suas distâncias. O único fator estimado, aqui, é a interferência dos gases e poerias interestelares, mas esta pode ser diminuída se evitarmos as áreas mais “sujas”, com muito gás e poeira. A interferência da poeria é particularmente difícil de estimar. Supondo-se uma estimação razoável das interferências, será possível estabelecer relações entre os tipos de estrelas e seu brilho absoluto. Tais tipos estelares podem ser uma régua, uma escala (estatística) de distância, não para uma estrela em particular, mas para um grande número delas.

Falamos da distribuição de matéria no universo; mas os astrônomos estudam também sua distribuição dentro da nossa galáxia. Como todas as galáxias espirais, a matéria (e estrelas) do disco concentra-se nos chamados “braços” da espiral (nós mesmos estamos em um dos braços espirais de da Via Láctea). A parte central, esférica, contém ao seu redor um grande número de “aglomerados estelares”, que são conjuntos com grande número de estrelas. Eles se classificam em “aglomerados abertos”, menos povoados, e “aglomerados fechados”, com grande concentração estelar. Como em todas as grandes estruturas, é a força gravitacional que mantém a coesão dos aglomerados estelares.

Agora temos os instrumentos necessários para uma primeira estimativa das dimensões de nossa galáxia. Conjuntos coesos de estrelas (aglomerados) podem ter sua distância estimada por um instrumento estatístico, a relação entre tipos estelares e brilho absoluto médio do tipo. Com este instrumento, não se pode fazer uma estimativa tão precisa da distância de uma estrela em particular, mas pelos instrumentos estatísticos consegue-se uma boa estimativa da distância de um grupo de estrelas, um aglomerado fechado, por exemplo. Estimando-se a distância de um grande número de aglomerados globulares na em torno do centro da Via Láctea, pode-se estimar a distância do próprio centro da Via Láctea, bastando calcular o centro dos aglomerados. Outros estudos estatísticos, além da comparação com outras galáxias semelhantes à nossa, permitem a estimação da distância até a “borda” de nossa Galáxia.