26.4: A escala de distância extragalática
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Objetivos de
Ao final desta seção, você poderá:
- Descreva o uso de estrelas variáveis para estimar distâncias até galáxias
- Explique como as lâmpadas padrão e a relação Tully-Fisher podem ser usadas para estimar distâncias até galáxias
Para determinar muitas das propriedades de uma galáxia, como sua luminosidade ou tamanho, precisamos primeiro saber a que distância ela está. Se soubermos a distância de uma galáxia, podemos converter o brilho que a galáxia nos parece no céu em sua verdadeira luminosidade, porque sabemos a forma precisa como a luz é atenuada pela distância. (A mesma galáxia 10 vezes mais distante, por exemplo, pareceria 100 vezes mais escura.) Mas a medição das distâncias das galáxias é um dos problemas mais difíceis da astronomia moderna: todas as galáxias estão distantes, e a maioria está tão distante que não conseguimos ver estrelas individuais nelas.
Durante décadas após o trabalho inicial do Hubble, as técnicas usadas para medir as distâncias das galáxias eram relativamente imprecisas, e diferentes astrônomos derivaram distâncias que diferiam em até dois fatores. (Imagine se a distância entre sua casa ou dormitório e sua aula de astronomia fosse tão incerta; seria difícil garantir que você chegasse às aulas na hora certa.) Nas últimas décadas, no entanto, os astrônomos criaram novas técnicas para medir distâncias até galáxias; o mais importante é que todas elas dão a mesma resposta com uma precisão de cerca de 10%. Como veremos, isso significa que finalmente poderemos fazer estimativas confiáveis do tamanho do universo.
Estrelas variáveis
Antes que os astrônomos pudessem medir distâncias a outras galáxias, eles primeiro tiveram que estabelecer a escala das distâncias cósmicas usando objetos em nossa própria galáxia. Descrevemos a cadeia desses métodos de distância em Distâncias Celestiais (e recomendamos que você revise esse capítulo se já faz algum tempo que você não o leu). Os astrônomos ficaram especialmente satisfeitos quando descobriram que podiam medir distâncias usando certos tipos de estrelas variáveis intrinsecamente luminosas, como as cefeidas, que podem ser vistas a distâncias muito grandes (Figura\(\PageIndex{1}\)).
Depois que as variáveis em galáxias próximas foram usadas para fazer medições de distância por algumas décadas, Walter Baade mostrou que na verdade havia dois tipos de cefeides e que os astrônomos as estavam misturando involuntariamente. Como resultado, no início da década de 1950, as distâncias de todas as galáxias tiveram que ser aumentadas em cerca de um fator de dois. Mencionamos isso porque queremos que você tenha em mente, ao continuar lendo, que a ciência é sempre um estudo em andamento. Nossos primeiros passos provisórios em investigações tão difíceis estão sempre sujeitos a futuras revisões, à medida que nossas técnicas se tornam mais confiáveis.
A quantidade de trabalho envolvida na busca de cefeidas e na medição de sua menstruação pode ser enorme. O Hubble, por exemplo, obteve 350 fotografias de longa exposição da galáxia de Andrômeda em um período de 18 anos e foi capaz de identificar apenas 40 cefeidas. Embora as cefeidas sejam estrelas bastante luminosas, elas só podem ser detectadas em cerca de 30 das galáxias mais próximas com os maiores telescópios terrestres do mundo.
Conforme mencionado em Celestial Distances, um dos principais projetos realizados durante os primeiros anos de operação do Telescópio Espacial Hubble foi a medição de cefeides em galáxias mais distantes para melhorar a precisão da escala de distância extragalática. Recentemente, astrônomos trabalhando com o Telescópio Espacial Hubble ampliaram essas medições para 108 milhões de anos-luz — um triunfo da tecnologia e da determinação.
No entanto, só podemos usar cefeides para medir distâncias dentro de uma pequena fração do universo de galáxias. Afinal, para usar esse método, precisamos ser capazes de resolver estrelas individuais e seguir suas variações sutis. Além de uma certa distância, até mesmo nossos melhores telescópios espaciais não podem nos ajudar a fazer isso. Felizmente, existem outras formas de medir as distâncias até as galáxias.
Bulbos padrão
Discutimos em Distâncias Celestiais a grande frustração que os astrônomos sentiram quando perceberam que as estrelas em geral não eram lâmpadas padrão. Se cada lâmpada em um grande auditório for uma lâmpada padrão de 100 watts, as lâmpadas que parecem mais brilhantes para nós devem estar mais próximas, enquanto as que parecem mais escuras devem estar mais distantes. Se cada estrela tivesse uma luminosidade (ou potência) padrão, poderíamos, da mesma forma, “ler” suas distâncias com base no quão brilhantes elas parecem para nós. Infelizmente, como aprendemos, nem as estrelas nem as galáxias têm uma luminosidade padrão. No entanto, os astrônomos têm procurado objetos que atuem de alguma forma como uma lâmpada padrão — que tenham o mesmo brilho intrínseco (embutido) onde quer que estejam.
Várias sugestões foram feitas sobre quais tipos de objetos podem ser lâmpadas padrão eficazes, incluindo as estrelas supergigantes mais brilhantes, nebulosas planetárias (que emitem muita radiação ultravioleta) e o aglomerado globular médio em uma galáxia. Um objeto acaba sendo particularmente útil: a supernova do tipo Ia. Essas supernovas envolvem a explosão de uma anã branca em um sistema binário (veja a seção sobre A evolução dos sistemas estelares binários). As observações mostram que todas as supernovas desse tipo atingem quase a mesma luminosidade (aproximadamente\(94.5 \times 10^9\)\(L_{\text{Sun}}\)) na luz máxima. Com essas enormes luminosidades, essas supernovas foram detectadas a uma distância de mais de 8 bilhões de anos-luz e, portanto, são especialmente atraentes para os astrônomos como forma de determinar distâncias em grande escala (Figura\(\PageIndex{2}\)).
Vários outros tipos de lâmpadas padrão visíveis a grandes distâncias também foram sugeridos, incluindo o brilho geral de, por exemplo, elípticas gigantes e o membro mais brilhante de um aglomerado de galáxias. As supernovas do tipo Ia, no entanto, provaram ser as lâmpadas padrão mais precisas e podem ser vistas em galáxias mais distantes do que os outros tipos de calibradores. Como veremos no capítulo sobre O Big Bang, as observações desse tipo de supernova mudaram profundamente nossa compreensão da evolução do universo.
Outras técnicas de medição
Outra técnica para medir distâncias galácticas faz uso de uma relação interessante observada no final dos anos 1970 por Brent Tully, da Universidade do Havaí, e Richard Fisher, do Observatório Nacional de Radioastronomia. Eles descobriram que a luminosidade de uma galáxia espiral está relacionada à sua velocidade de rotação (a rapidez com que ela gira). Por que isso seria verdade?
Quanto mais massa uma galáxia tiver, mais rápido os objetos em suas regiões externas devem orbitar. Uma galáxia mais massiva tem mais estrelas e, portanto, é mais luminosa (ignorando a matéria escura por um momento). Pensando em nossa discussão da seção anterior, podemos dizer que, se as relações entre massa e luz de várias galáxias espirais forem bem semelhantes, podemos estimar a luminosidade de uma galáxia espiral medindo sua massa, e podemos estimar sua massa medindo sua velocidade de rotação.
Tully e Fisher usaram a linha de 21 cm de gás hidrogênio frio para determinar a rapidez com que o material nas galáxias espirais está orbitando seus centros (você pode revisar nossa discussão sobre a linha de 21 cm em Entre as estrelas: gás e poeira no espaço). Como a radiação de 21 cm de átomos estacionários vem em uma linha estreita e agradável, a largura da linha de 21 cm produzida por uma galáxia giratória inteira nos diz a faixa de velocidades orbitais do gás hidrogênio da galáxia. Quanto mais larga a linha, mais rápido o gás está orbitando na galáxia, e mais massiva e luminosa a galáxia se torna.
É um tanto surpreendente que essa técnica funcione, já que grande parte da massa associada às galáxias é matéria escura, que não contribui em nada para a luminosidade, mas afeta a velocidade de rotação. Também não há nenhuma razão óbvia pela qual a relação massa/luz deva ser semelhante para todas as galáxias espirais. No entanto, observações de galáxias mais próximas (onde temos outras formas de medir a distância) mostram que medir a velocidade de rotação de uma galáxia fornece uma estimativa precisa de sua luminosidade intrínseca. Depois de sabermos o quão luminosa a galáxia realmente é, podemos comparar a luminosidade com o brilho aparente e usar a diferença para calcular sua distância.
Embora a relação Tully-Fisher funcione bem, ela é limitada — só podemos usá-la para determinar a distância até uma galáxia espiral. Existem outros métodos que podem ser usados para estimar a distância até uma galáxia elíptica; no entanto, esses métodos estão além do escopo do nosso curso introdutório de astronomia.
A tabela\(\PageIndex{1}\) lista o tipo de galáxia para a qual cada uma das técnicas de distância é útil e a faixa de distâncias nas quais a técnica pode ser aplicada.
| Método | Tipo de galáxia | Faixa de distância aproximada (milhões de anos-luz) |
|---|---|---|
| Nebulosas planetárias | Todos | 0—70 |
| Variáveis cefeides | Espiral, irregulares | 0—110 |
| Relação de Tully-Fisher | Espiral | 0—300 |
| Supernovas do tipo Ia | Todos | 0—11.000 |
| Redshifts (lei do Hubble) | Todos | 300—13.000 |
Resumo
Os astrônomos determinam as distâncias até as galáxias usando uma variedade de métodos, incluindo a relação entre período e luminosidade para variáveis cefeidas; objetos como supernovas do tipo Ia, que parecem ser lâmpadas padrão; e a relação Tully-Fisher, que conecta o alargamento da linha de radiação de 21 cm à luminosidade das galáxias espirais. Cada método tem limitações em termos de sua precisão, os tipos de galáxias com as quais ele pode ser usado e a faixa de distâncias nas quais ele pode ser aplicado.
Glossário
- supernova tipo Ia
- uma supernova formada pela explosão de uma anã branca em um sistema binário e atinge uma luminosidade de cerca de\(4.5 \times 10^9\)\(L_{\text{Sun}}\); pode ser usada para determinar distâncias de galáxias em grande escala