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Dimensões astronómicas: astronomia e cosmologia Avançado

Publicado em 16/02/2005 

Para estabelecer a Lei de Hubble, podemos começar por medir o red shift da galáxia o que é mais fácil e preciso que a medição da distância da galáxia. Usa-se o espectro da galáxia ou seja observa-se o padrão das linhas de absorção dos elementos da galáxia (que é o seu desenho característico constituído por um determinado número de linhas mais ou menos afastadas umas das outras). Tem de se identificar o elemento da tabela periódica que causou essa absorção identificando o padrão de linhas de absorção observado com o padrão conhecido característico de um elemento num laboratório em Terra. Os comprimentos de onda das linhas de absorção dos elementos da galáxia observados λobservado, podem ser diferentes dos medidos dos mesmos elementos no laboratório mas todos estão deslocados de uma constante relativamente aos do padrão típico λlaboratório.

Chama-se red shift e designa-se por z essa constante que é a diferença entre o comprimento de onda que foi observado e o comprimento de onda no laboratório.

z = Δλ = λobservado - λlaboratório

A partir do red shift consegue-se obter a velocidade da galáxia usando o efeito de Doppler (e a relação relativista: v = c/λ que fornece a velocidade de um fotão de luz com determinado comprimento de onda no vácuo):

v = c . Δλ/λ

com c =3.105km/s , a velocidade da radiação electromagnética ou luz (sem distinção de comprimentos de onda) no vácuo.

A medida da distância de uma galáxia distante é bem mais difícil de se obter com precisão. A única forma de estimar a distância é através da luminosidade de uma galáxia ou das estrelas que lhe pertencem.

Consegue-se saber a magnitude aparente e a partir daí pode-se obter a distância. Usando as Cefeídes na galáxia, podemos utilizar a relação entre o período de órbita e a luminosidade para determinar a distância. No laboratório, assume-se que todas as galáxias têm a mesma magnitude ou luminosidade absolutas o que torna tudo mais simples.

A magnitude aparente, representada pela letra m, é uma medida do brilho de um corpo celeste visto a partir da Terra. Em outras palavras, é quão brilhante uma estrela aparece sem qualquer correcção feita em relação à sua distância. Podemos facilmente comparar os valores de magnitudes aparentes atribuídos a vários objectos astronómicos. Para isso, basta nos lembrarmos que quanto menor for o valor numérico atribuído à magnitude aparente, mais brilhante será o objecto. Números negativos de magnitude aparente indicam muito brilho. Como ajuda para memorizar (ou mnemónica): a números mais baixos de magnitudes aparentes correspondem objectos mais brilhantes do que a números mais altos.

Por exemplo, uma estrela muito brilhante seria de 1a magnitude (aparente), estrelas menos brilhantes do que esta seriam de 2a magnitude e assim por diante.

Um exemplo bem concreto é o da Lua cheia que tem uma magnitude aparente de -12,6 e o do Sol que tem uma magnitude aparente de -26,8: o Sol brilha para nós muito mais que a Lua! (cuidado com os números negativos: a magnitude aparente do Sol é menor que a magnitude aparente da Lua).

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Referências Bibliográficas

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

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