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Dimensões astronómicas: astronomia e cosmologia Avançado

Publicado em 16/02/2005 

No caso de estrelas mais longínquas não podemos aplicar o método de triangulação com as estrelas fixas, pois os ângulos iguais medidos α’, entre o raio de luz da estrela em direcção à Terra e a direcção do diâmetro da órbita da Terra entre antes e após um intervalo de 6 meses, tornam-se muito próximos de 90º e, qualquer imprecisão na medição do ângulo traz uma grande diferença na medição da distância da estrela, visto que tan α' = sen α' / cos α' varia muito quando α' se encontra próximo de 90º, porque cos α' assim varia. De facto, se α' se aproximar muito de 90º, cos α' vai-se aproximar muito de zero e tan α' tenderá rapidamente para valores muito grandes que, por vezes, não podem corresponder nem à distância real da estrela nem a uma distância realista de qualquer estrela.

Sabendo a distância a que estão as Cefeídes da Terra, pelo método de triangulação e, se quisermos saber a distância a que está tal estrela longínqua, podemos comparar as luminosidades das duas estrelas, e obter, com uma regra de três simples, o inverso da distância ao quadrado da estrela e, logo, a distância da estrela em questão.

Mas, para alcançar as distâncias mais longínquas do nosso Universo, temos que considerar novamente, como o fez Newton, que existe uma uniformidade no nosso Universo e admitir que a luminosidade da galáxia mais brilhante de um conjunto de galáxias não varia existindo novamente um método de medição das distâncias por calibração ou regra de três simples. Conseguimos chegar às distâncias das galáxias mais longínquas que são da ordem de 1023 km.

Hoje em dia, a resolução dos telescópios é de β ≈ 0.02", o que corresponde a 50 parsec.

Nos anos 1990(1), os astrónomos repararam que as linhas de absorção das galáxias estão deslocadas em comprimento de onda relativamente ao comprimento de onda da linha de absorção num laboratório de Física na Terra. Ora sabemos que o comprimento de onda de uma linha de absorção representa a “assinatura” de um elemento químico específico e que portanto, não seria de esperar que essa linha de absorção aparecesse noutro comprimento de onda. O que ainda era mais surpreendente é que para a maioria das galáxias, esse deslocamento (ou shift) era no sentido dos maiores comprimentos de onda ou seja para o “vermelho”. Nos anos 1920s, Edwin Hubble, usou o Reflector de Hale de 200 polegadas no Sul da Califórnia e mediu as distâncias das galáxias mais próximas (com as Cefeídes). Descobriu que quanto mais longe estão as galáxias de nós, maior é o deslocamento para o vermelho (ou red shift) da luz que vem das galáxias e que nós detectamos.

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(1)Fonte bibliográfica: Poe-Mission College. Astro Lab: Hubble’s Law -89.

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Referências Bibliográficas

  • [1] Brogueira, P., et al., Introdução à Física, 1992, MacGraw-Hill de Portugal, Lda.
 

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