Astronomia: Uma Visão Geral II - Aula 4 - Escalas de distâncias extragalácticas

[Música] Nesta aula eu vou falar sobre escalas de distância extr galáticas né não existe uma ao longo da história da astronomia não existiu uma única forma de medir de distâncias eh tanto de estrelas quanto de galáxias não é se desenvolveu vários métodos e muitos desses métodos eram baseados em métodos anteriores né então nós vamos ver rapidamente como é que se deu esse processo e quais são os principais métodos e as principais etapas envolvidas nesse processo o método básico da escala de distância mesmo escala de distância extragaláctico é a paralaxe trigonométrica né não que a gente

possa medir distâncias de galáxias usando a paralaxe trigonométrica não eh seria totalmente impossível Tecnicamente né fazer uma paralaxe trigonométrica de Andrômeda ou de galáxias mais distantes no entanto Este é o primeiro método o método básico e o método calibrador das dos outros métodos portanto é importante entender como é que esse método da paralaxe trigonométrica funciona e ele funciona basicamente tomando a terra como um Observatório de uma certa estrela a uma certa distância D né a terra num dado momento se encontra aqui você fotografa essa estrela e a sua imagem está projetada no plano de fundo

junto com as estrelas mais distantes numa certa posição 6 meses depois a terra está em oposição do outro lado do sol você grafa novamente esta mesma estrela e ela se deslocou na fotografia né porque a projeção dela agora é diferente a perspectiva é um pouco diferente né formando então um ângulo Alfa Tá certo que nós chamamos de paralaxe trigonométrico E quando este ângulo Alfa é de 1 segundo de arco nós dizemos que a estrela está a um parse parsec significa paralaxe de Um Segundo de ar Esta é a definição do parsec Então esta é a

forma primária de se medir a distância de uma estrela né bom houve uma descoberta muito importante feita por uma astrônoma uma mulher astrônoma chamada henrieta lewit de que certo tipo de estrela variável chamada de ser feida tem períodos pulsantes que estão relacionadas com a luminosidade da estrela quanto maior a luminosidade mais longo o período pulsante né A henrieta lewit então descobriu que uma estrela pode pulsante pode aumentar e diminuir de brilho e o período entre um pico e outro o tempo que leva de um pico a outro ou de um mínimo a outro nós chamamos

de período período de pulsação né aqui temos um período curto de cerca de 2 dias a cada dois dias você tem um máximo né a descoberta então depois de um árduo trabalho como vocês podem ver aqui toda uma equipe da Universidade de Harvard trabalhando nesta empreitada e aqui na parede até vocês podem ver o diagrama de uma Cida pulsando n mostrou então que ao observar muito bem certa cidas você pode caracterizar muito bem o per dela esta aqui é a chamada curva de luz e o período é a distância entre o mínimo e outro ou

entre o máximo e outro e a descoberta da Miss H é de que a magnitude absoluta a luminosidade está relacionado com o logaritmo do período né Essa descoberta foi descoberta de uma enorme importância para a história da astronomia foi com essa descoberta que se descobriu as galáxias que com essa esse método que se descobriu que existem galáxias e que as galáxias se afastam de nós com velocidade proporcional à sua distância portanto foi um método fundamental para a astronomia extragaláctica e a Cosmologia né Aqui nós temos uma correlação são um gráfico mais moderno desta correlação onde

nós temos aqui as cidas e depois descobriu-se que no ramo horizontal estão as estrelas diferent denominação diferente são as r l Aqui nós temos uma outra forma de mostrar conceitualmente essas duas populações estrelas se feid são uma classe estrela r r Lira são outras outra classe e as cidas Elas têm uma relação que diz que o a magnitude absoluta no filtro V Isto é a luminosidade da estrela está relacionado com o período medido em dias por esta forma fórmula aqui né bom a primeira C feida [Música] eh a c feida mais mais próxima de nós

que foi uma das primeiras eitas descobertas ela pode ter a sua paralaxe trigonométrica medida e portanto a gente passou a saber qual é exatamente a distância dela e a partir daí esse método pode ser usado para determinar todas as outras seas em termos de distância podemos medir a distância de cada uma delas por quê Porque uma vez calibrado o método eu posso medir a magnitude aparente de uma c feida o fluxo medido o período e com o período eu sei qual é a magnitude absoluta a luminosidade sabendo o fluxo aparente a magnitude aparente e a

magnitude absoluta a luminosidade eu sei qual é a distância Tá certo por uma relação muito simples eu sei medir a distância se eu posso saber a magnitude absoluta e a magnitude aparente medindo a magnitude aparente né e a magnitude Absoluta eu obtenho da relação eh período luminosidade através daquela fórmula que eu acabei de apresentar mas em 1920 ainda se pensava que Andrômeda e as outras Nebulosas espirais fossem parte da Via Láctea não se sabia que existiam galáxias como a Via Láctea imaginava-se ainda em 1920 que todo o universo estivesse dentro da Via Láctea inclusive houve

um grande debate entre o harow shapley e o herber Curtis sobre a natureza das Nebulosas espirais e o tamanho do universo o shapley que havia determinado a forma da Via Láctea e a distância o tamanho da Via Láctea distância do seu centro ao sol defendia que o universo era apenas a Via Láctea e o curtes defendia que que Nebulosas como Andrômeda eram outras galáxias semelhantes à Via Láctea isto ainda em 1920 e no dia 26 de abril de 1920 foi feito um grande debate entre os dois no museu do smithsonian né para você para vocês

verem o quanto que isto é recente alguém pode se lembrar que na verdade a ideia de que as Nebulosas espirais sejam Ilhas no universo assim como a Via Láctea na verdade não era uma ideia tão nova assim o filósofo Emanuel Kant lançou essa ideia no século XVI muito antes mas essa ideia não sobreviveu Por que não sobreviveu porque não havia forma observacional de demonstrar essa ideia tá e portanto ela não poderia ser verificada com o método científico vocês vejam que não foi a primeira vez que isso aconteceu né quem lançou a ideia do sistema h

cêntrico nós todos dizemos que foi Copérnico né que foi Copérnico na verdade um filósofo grego chamado aristarco de Samos propôs essa ideia no ano de 270 antes de Cristo Então essa ideia não não é muito nova e por que que essa ideia de aristar não não pegou como diríamos nós porque não havia demonstrá-la não havia como verificar pelo método científico que essa ideia estava correta somente quase dois séculos depois né quando Copérnico lançou essa ideia aí sim cientistas como Galileu como Kepler baseado NS medidas de tirai conseguiram provar pelo método científico que esse modelo não

só explicava melhor do que as observações do que o modelo anterior mas ele estava correto ele podia fazer previsões verificáveis né da mesma maneira a ideia do Emanuel Kant ela essencialmente não teve uma comprovação científica então em 1920 ainda existia essa dúvida e entre os grandes cientistas como har shapley que argumentou depois de ter descoberto vamos dizer a Via Láctea né Foi ele que determinou a a a forma o tamanho e a distância do centro da Via Láctea ele argumentava que todo o universo estava contido na Via Láctea né E aí surgiu Edwin Hubble e

o Edwin Hubble Então passou a estudar com grande afinco a nebulosa de Andrômeda e como vocês podem ver aqui no dia 6 de outubro de 1923 ele descobriu uma cfea tá tá aqui a fotografia dele que ele tirou no telescópio do M Wilson né 100 polegas né E esta estrela então localizada numa fotografia moderna nesse retângulo aqui e uma foto tirado com rabo Space telescopio telescópio espacial é esta estrela nesse círculo certo esta é a cfea que o rubo então identificou na nebulosa de Andrômeda e conseguiu medir o seu período aqui está o gráfico que

ele fez da magnitude em função do tempo então determinou o período dessa estrela sabendo o período usou a fórmula da relação período magnitude absoluta tendo a magnitude aparente ele determinou a distância dessa estrela e mostrou que a distância dessa estrela e portanto da distância de Andrômeda era muito maior do que a dimensão da Via Láctea a a dimensão da Via Láctea nós sabemos hoje é de cerca de 100.000 anos luz Andrômeda está a uma distância de 2 milhões de anos luz portanto é uma ilha totalmente separada da nossa né então esse trabalho o RBO publicou

na verdade em 1924 portanto ficou provado que as Nebulosas espirais são entidades extr galácticas a par partir daí isto ficou demonstrado pelo método científic né hoje nós temos aqui uma relação da cidas da grande nuve de Magalhães a magnitud em fun do período e vocês vej quão esta correlação quanto que ela é boa esta excelente relação foi um instrumento muito importante para a história da astronomia mas vejam que ela não poderia existir esse método da se feitas se pelo menos uma das se feitas não tivesse sido calibrado com o método da paralaxe trigonométrica né então

foi necessário fazer um Degrau na Escada com a paralaxe trigonométrico e a partir daí ter um segundo degrau para a eh para o método das cidas né e depois foi necessário um terceiro degrau para ir a distâncias no universo tão grandes que as eidas não podiam ser observadas porque as feitas você pode observar até uma certa distância depois disso o telescópio não detecta mais como é que você mede a distância Além disso existem outros métodos né existem out outros métodos esta aqui é é a a mostra para vocês o quanto que a correlação entre a

luminosidade em magnitudes e o período é boa para determinações recentes das se feiras da Via Láctea em amarelo e da grande nuve de Magalhães em azul o quanto que esta correlação é é é excelente né bom é sempre muito bom lembrar que a as medidas do rubble não foram perfeitas na verdade imaginava-se na época que existisse apenas uma categoria de estrelas eidas quando na verdade existem dois tipos de estrelas sefe né uma que nós hoje chamamos de feitas clássicas e um outro que nós chamamos de as estrelas w virgines tipo um de ser feita e

Tipo dois de ser feita e o e o a relação entre a luminosidade e o período é ligeiramente distinto né e o que caracteriza essas duas populações na verdade é a composição química das Estrelas né a composição química faz com que surjam dois tipos diferentes ISO causou na verdade uma confusão bastante grande que só foi resolvida por volta de 1952 né quando se descobriu que existem dois tipos de estrelas se feid e que estão muito próximas aqui no diagrama HR nesse diagrama HR nós temos a sequência principal o sol está aqui as Seitas clássicas estão

aqui e as eidas do tipo W virgines estão aqui enquanto que as variáveis RR Lira que foram as variáveis usad pelo shapley para medir o tamanho da Via Láctea para medir a distância dos aglomerados globulares foram as RR Lira que ele usou né e que não são que são parentes das se feitas mas não são iguais muito bem hoje nós temos diversos métodos que podem ser usados para para a medir distâncias extr galácticas né o método fundamental como eu já falei é o método da paralaxe trigonométrica e o método mais usado para medir distâncias de

galáxias durante muito tempo foi o método das cidas com o qual pode se chegar facilmente até uma distância de 10 mega par Sec Isto é 30 milhões de anos luz de distância né hoje se consegue com o telescópio espacial chegar até além disso né não muito além mas consegue se chegar Além disso mas é importante medir distâncias maiores do que isso né E para isso se usou passou-se a usar outros métodos como por exemplo a a o método da estrela mais brilhante de uma galáxia Então se supõe que a estrela mais brilhante de uma galáxia

todas elas tenam a mesma luminosidade então com isso você consegue fazer uma estimativa da distância de cada galáxia né não é um método muito preciso mas às vezes é útil quando você não tem outro método né existe também uma outra relação T chamada de tul Fisher que é usado para galáxias espirais né E que diz que a magnitude absoluta de uma galáxia a luminosidade de uma galáxia está relacionado com a velocidade de rotação tá então se você mede velocidade de rotação Você sabe qual é a luminosidade da galxia como você mede o brilho aparente você

po determinar a distância Esse é um método muito utilizado e bastante preciso chamado de método de T ficha também se usa para determinar distâncias de aglomerados de galáxias a luminosidade da galáxia mais Luminosa supõe que a galáxia mais Luminosa de um aglomerado sejam iguais em todos os aglomerados o que não é uma boa aproximação mas é um método útil quando não se tem outro né o método mais preciso como o terceiro Degrau na nossa escada escada cujo o primeiro degrau é a paralaxe trigonométrica o segundo degrau é o método das eidas e o terceiro degrau

é o método da Supernova do tipo 1 a descobriu-se que certo tipo de Supernova e aqui vocês veem uma galáxia no qual acabou de explodir uma estrela essa estrela é uma galáxia do tipo Supernova a supernovas ocorrem em dois tipos as do tipo um e as do tipo dois as o tipo dois podem ter comportamentos os mais diversos mas o tipo um elas todas se comportam exatamente do mesmo jeito elas não têm hidrogênio no seu espectro e tem curvas de luz muito semelhantes O que é uma curva de luz é o gráfico do brilho em

função do tempo né então Quando uma estrela explode numa galáxia aqui você tem uma galáxia distante antes da Supernova E logo depois da Supernova Surgiu uma estrela são fotos tirados com telescópio espacial uma outra galáxia aqui antes da Explosão e depois da Explosão né E aqui uma terceira galáxia e com o surgimento da de uma nova associado são galáxias extremamente distantes só puderam ser fotografados pelo telescópio espacial né Essas galáxias têm brilho em função do tempo bastante semelhantes muito semelhantes Esta é a chamada curva de luz né o brilho em função do tempo se você

pegar e imaginar que você possa normalizar cada uma dessas supernovas para a mesma distância você pode colocar todas essas supernovas né num gráfico só você sabe qual é a distância pelo método da C feida Então você determina que todas as galáxias eh todas as supernovas do tipo 1 a que são aquelas que não tê hidrogênio tem esse tipo de comportamento né isto é o pico do brilho é igual para todos e você sabe qual é o valor da magnitude absoluta da luminosidade da galáxia da da da Supernova nesse instante do pico se você sabe que

no instante do pico todas elas têm a mesma luminosidade Então você medindo o fluxo aparente Você sabe qual é a distância Tá certo você sabe a luminosidade sabe os fluxos aparente Você mede imediatamente a distância e este método como vocês podem ver é extremamente preciso Basta ver que a dispersão de pontos nesse gráfico é muito pequena então uma vez que você descobriu uma Supernova a uma distância muito grande mas muito grande mesmo bilhão de anos US de distância pode-se medir supernovos tipo 1 a se você pode provar que essa Supernova é do tipo 1 A

então você pode medir a distância dela com grande precisão e com isso você pode chegar a distâncias realmente ah inacreditáveis até algumas Décadas atrás né E este método foi essencial para se descobrir a existência da energia escura a existência da energia escura foi provada usando-se este método aqui da Supernova do tipo 1 a que mostra enorme importância deles né mas essa Supernova a Supernova tipo 1 a elas só pode existir como método porque existiram dois métodos anteriores o das cidas e o da cefeidas só pode existir por causa da paralaxe trigonométrica então é uma escada

e é importante a gente sempre se lembrar disso De que a as distâncias extr galácticas tem diversos métodos uma um método baseado em outro método né Alguém poderia se perguntar o que faz com que todas as supernovas tipo 1 a e tem exatamente o mesmo comportamento e as supernovas do tipo do não tem exatamente o mesmo comportamento as supernovas do tipo do são ricas em hidrogênio a gente sabe hoje que elas vê da Explosão de estrelas de grande massa mas estrelas de grande massa pode ter massas muito diferentes pode ter 10 massas Solares 20 massas

solares 30 massas Solares e dependendo da massa a explosão vai ser diferente né a supernovas do tipo 1 a elas todas ocorrem quando uma anã Branca atinge um limite que é chamado limite de xandra zekar que é de 1,4 massas Solares aí ela explode porque uma manã branca Deixa de ser estável portanto ela explode quando atinge esse valor então sempre que uma nã Branca atinge esse valor explode e portanto a explosão sempre ocorre sob exatamente as mesmas condições né e portanto o resultado tem que ser idêntico não importa em que galáxia que ela vai ocorrer

e portanto o método da Supernova do tipo 1 a é uma espécie de método da vela padrão você tem velas exatamente com a mesma luminosidade então se você distribuir essas Velas ao longo do campo você pode determinar a distância exata em que ela se encontra medindo o fluxo aparente você sabe exatamente o valor do fluxo absoluto né é uma vela padrão né super nov tipo um a são uma vela padrão extremamente precisa e portanto tem uma enorme importância na astrofísica extragaláctica e na cosmologia na cosmologia por quê Porque como elas são muito luminosas elas podem

ser vistas a distâncias onde nenhum outro método funciona ou quando funciona é muito menos preciso não existe um único método existem vários métodos alguns mais precisos outros menos precisos em geral todos eles baseados em degraus inferiores né é a chamada escada da escala de distâncias extr [Música] galáticas [Música] di