Space Scoops

Distâncias 1 parsec é a distância a uma estrela que tenha uma paralaxe* de 1 segundo de arco (daí o nome "par" + "sec"). Esta distância corresponde a aproximadamente 3x1013 km, ou seja 30000000000000 km, ou ainda a 3.26 anos-luz (ou seja, a luz demora 3.26 anos a percorrer a distancia de 1 parsec). Para dar uma ideia mais precisa de distâncias astrofísicas, notemos que a distancia típica entre estrelas na nossa Galáxia é de 1 pc, o Sol está a ~ 8 Kpc do centro da Via Láctea, o diâmetro da Galáxia ronda os 30 Kpc (por exemplo uma galáxia enorme poderá chegar aos 100 Kpc de diâmetro), e a separação entre galáxias será da ordem de 1 Mpc, ou seja 1 milhão de parsecs. * Diferença na posição de uma estrela no céu devido ao movimento da Terra em torno do Sol. A paralaxe é um método directo decálculo de distâncias em astrofísica mas apenas funciona para objectos próximos de nós, já que requer uma medição precisa do ângulo de paralaxe.

É um sistema dinâmico constituído por estrelas, gases e poeiras. Estes gases e poeiras encontram-se em grandes nuvens e interagem entre si para, por exemplo formar estrelas. A Via Láctea, onde vivemos, é uma galáxia espiral, pertencente ao chamado Grupo Local, do qual fazem parte 2 galáxias principais, a Via Láctea e Andrómeda, e várias galáxias anãs e/ou irregulares. Este sistema de galáxias está em interacção dinâmica entre si.

Como é que é que as pessoas se começaram a aperceber que a Terra se encontrava numa galáxia e que havia até outras galáxias como a nossa, compostas por estrelas e gases mas sem qualquer relação com a Via Láctea?

Já os gregos pensavam nestas questões e opinavam sobre a verdadeira natureza da Via Láctea tal como aparecia no céu. Demócrito (400 anos antes de Cristo) pensava que as extensas manchas brancas que se observam no céu (que são na realidade braços da nossa galáxia espiral) se tratavam de uma imensa quantidade de estrelas. Hipparcus (130 anos antes de Cristo) imaginava outras "vias lácteas". As primeiras observações feitas por Galileo em 1609 mostram que a banda de luz por cima de nós, é efectivamente devida a milhões e milhões de estrelas. Embora na altura isto tenha sido uma descoberta fantástica, é curioso notar que as estrelas que Galileo observava com os meios que tinha disponíveis estavam a uma distância inferior a 1 Kpc de nós.

A Via Láctea segundo William Herschel: o Sol ocupa o centro e o sistema é plano.

W. Herschel, em 1760, fez uma contagem de estrelas no céu e desenhou um "mapa da galáxia", através desta contagem. O facto de à nossa volta as estrelas se distribuírem homogeneamente levou as pessoas a acreditar que a Terra se encontrava no centro do universo. Esta ideia criou raízes e levou algum tempo a ser destronada. O trabalho de contagem de estrelas foi feito de maneira sistemática e rigorosa por J. C. Kapteyn, no começo do século XX, usando placas fotográficas de áreas do céu seleccionadas. Neste processo as estrelas são contadas em várias direcções na galáxia e utiliza-se a hipótese de que a densidade estelar é constante na Via Láctea, portanto o número de estrelas obtido por unidade de área é proporcional à linha de visão através do sistema, que é proporcional à distância até ao fim do sistema nessa determinada direcção. A contagem de Kapteyn resultou, em 1922, num sistema estelar com mais ou menos 1/5 do tamanho real e com o sol no centro.

Relação período-luminosidade Em 1912 H. Leavitt mostrou que as estrelas variáveis têm uma variação no seu brilho cujo período depende da luminosidade média absoluta da estrela. Esta relação descoberta por Leavitt é chamada "relação período-luminosidade (P-L)". Assim, observando estrelas variáveis em determinada galáxia podemos determinar o seu período e luminosidade aparente. Utilizando a relação P-L, calculamos a luminosidade real das estrelas e comparando estas duas luminosidades podemos inferir a que distância estes objectos se encontram de nós.

H. Shapley, aproximadamente na mesma altura, fez um estudo de enxames globulares e viu que, contrariamente às estrelas, estes objectos não pareciam estar uniformemente distribuídos no céu. Cerca de 30% dos enxames estavam agrupados em apenas 2% do céu. Shapley tinha descoberto uma anisotropia bastante acentuada, que na realidade nos dá indicações sobre a forma real da Galáxia. Shapley concluiu que como os enxames globulares são sistemas de elevada massa devem ser constituintes importantes da Galáxia e portanto dão indicações preciosas sobre a sua forma e tamanho e sobre a subsequente distribuição estelar. Ele verificou assim que as contagens de estrelas não estavam a dar a distribuição estelar correcta. Entusiasmado com esta descoberta, Shapley refinou as suas técnicas de determinação de distância aos enxames globulares (usando a relação período-luminosidade de estrelas variáveis) e estudou a sua distribuição espacial a 3 dimensões. Verificou que estes sistemas estavam agrupados numa determinada direcção da Via Láctea e sugeriu que tanto os enxames globulares como as estrelas estavam distribuídos isotropicamente em torno do centro da Galáxia, e que este se encontrava na direcção da constelação de Sagitário a uma distância do sistema solar de cerca de 17 Kpc.

Porque falhavam então as contagens de estrelas? Em 1930, Robert Trumpler responde a esta questão, melhorando de uma forma fundamental o método de contagem, quando mostra que a absorção interestelar faz com que só se observe parte da Galáxia, subestimando assim grandemente a extensão total do sistema. Na realidade, devido à existência de enormes quantidades de poeira no plano da Galáxia, a luz que nos vem das estrelas é parcialmente absorvida, criando-se assim grandes "cortinas intransponíveis" em termos observacionais, no óptico.

Como o sistema solar está no plano galáctico, é fácil ver porque é que as estrelas aparecem distribuídas uniformemente enquanto que os enxames globulares estando fora do plano galáctico, não são perturbados pela poeira e portanto são facilmente observáveis a grandes distâncias.

Assim, a verdadeira extensão da poeira só foi conhecida nos anos 30, com os trabalhos de Trumpler, que através de estudos de enxames estelares concluiu que a poeira devia estar essencialmente distribuída no plano galáctico.

Hoje sabemos que a poeira limita a nossa visão a cerca de 2 Kpc, ou seja, só conseguimos observar até cerca de 2 Kpc na direcção do centro da Galáxia, quando na realidade este se encontra a cerca de 8 Kpc, ou seja apenas 1/4 desta distância pode ser observada a partir do Sol, por este se encontrar precisamente no plano galáctico, mesmo com os telescópios ópticos mais potentes. Os segredos do centro galáctico podem, no entanto, ser desvendados através doutros comprimentos de onda, como o rádio e o infravermelho.