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Um céu pouco profundo

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Os objectos celestes estão tão longe que, quando olhamos para o céu nocturno, não conseguimos ter uma noção de profundidade. Para além disso, as estrelas têm brilhos próprios diferentes, e aquelas que nos parecem mais brilhantes não são necessariamente as mais próximas da Terra.

Durante muito tempo, os astrónomos depararam-se com esta dificuldade, a de estabelecer a posição relativa, em profundidade, dos objectos celestes e construir uma representação espacial de um firmamento aparentemente plano.

Para objectos relativamente próximos da Terra é possível usar um método geométrico, o método da paralaxe, que permite calcular a sua distância, mas para os que se encontram mais longe não existem instrumentos com precisão suficiente para utilizar este método.

Devido a esta limitação, pensava-se até ao início do século XX que a Via Láctea era todo o Universo. Alguns objectos que hoje sabemos serem galáxias, foram durante muito tempo classificados como nebulosas que faziam parte da Via Láctea, como as Nuvens de Magalhães ou Andrómeda.

O brilho das estrelas

As coisas começaram a mudar em 1908 quando a astrónoma norte-americana Henrietta Leavitt publicou um artigo em que fornecia a primeira indicação de que se poderia usar um certo tipo de estrelas variáveis para determinar distâncias no Universo.

Henrietta Leavitt nasceu em 1868. Fez a sua formação académica na Society for the Collegiate Instruction of Women, hoje sob o nome Colégio Radcliffe, que naquela época era a única instituição da Universidade de Harvard que admitia estudantes do sexo feminino.

No seu último ano, Leavitt interessou-se muito por astronomia e trabalhou depois como voluntária no Observatório de Harvard durante dois anos.

Alguns anos mais tarde regressou ao observatório, a convite do director, agora já com um contrato de trabalho. Em pouco tempo foi promovida a chefe do departamento de fotometria estelar, ou seja, o departamento responsável pela medição do brilho das estrelas recorrendo às novas técnicas fotográficas.

Nesse tempo, o Observatório de Harvard desenvolvia um projecto de catalogação dos espectros e brilhos de milhares de estrelas observáveis em todo o céu. Para tal tinha ao serviço cerca de 80 mulheres que faziam um trabalho rotineiro e minucioso de análise de dados, hoje em dia realizado por computadores.

Henrietta Leavitt não se limitou ao trabalho de análise, procurando também compreender o significado desses dados. Enquanto analisava o brilho de estrelas nas duas Nuvens de Magalhães, Leavitt descobriu 1777 novas estrelas variáveis, ou seja, estrelas cujo brilho varia periodicamente com o tempo.

De entre as estrelas na Grande Nuvem de Magalhães, analisou um conjunto de cefeidas, um tipo de estrelas variáveis de que o primeiro exemplo foi descoberto no século XVIII na constelação do Cefeu. Em geral, estas estrelas variam o seu brilho devido à expansão e contracção regular do seu envelope de gás.

Leavitt descobriu uma relação muito precisa entre o brilho médio aparente das cefeidas e o período de variação desse mesmo brilho. Quanto menos brilhante era a estrela, mais rapidamente ela variava o seu brilho, o que significa que menor era o período de variação, podendo este ser, por exemplo, de algumas horas. Quanto mais brilhante era a estrela, mais lentamente variava o seu brilho, ou seja, maior era o período de variação, que em alguns casos ultrapassava os 100 dias.

Uma régua universal

Embora não se conhecesse o valor absoluto do brilho destas estrelas, Henrietta Leavitt assumiu que, pertencendo todas à Grande Nuvem de Magalhães, estariam todas aproximadamente à mesma distância da Terra e que, portanto, se poderia estabelecer essa mesma relação entre o período e o brilho real destas cefeidas.

Leavitt publicou este resultado em 1908. Em 1912 confirmou a mesma relação para as estrelas do mesmo tipo na Pequena Nuvem de Magalhães, indo mais longe ao sugerir que, se conhecêssemos o valor absoluto do brilho médio de algumas estrelas cefeidas, poderíamos usá-las para determinar distâncias no Universo.

A ideia proposta por Henrietta Leavitt era a de que, havendo um tipo de objecto celeste cujo brilho real é conhecido, as diferenças no brilho aparente seriam devidas a diferenças na distância. O brilho aparente seria, portanto, um indicador da distância. As cefeidas seriam o que hoje se designa por “vela-padrão”.

Seguindo a sugestão, no ano seguinte Ejnar Hertzsprung, astrónomo dinamarquês, realizou essa tarefa (embora com um erro) utilizando o método geométrico das paralaxes para conhecer as distâncias a um conjunto de estrelas cefeidas perto da Terra. Conhecida a distância e relacionando-a com o brilho aparente, determinou o brilho real de cada uma destas estrelas. Estudando depois o seu período de variação do brilho e utilizando a relação descoberta por Henrietta Leavitt, Hertzsprung construiu e calibrou um sistema que permitia conhecer o brilho real, e, por conseguinte, a distância, a qualquer estrela cefeida no Universo.

A verdadeira escala do Universo

Outro astrónomo norte-americano, Harlow Shapley, utilizando outro tipo de estrelas variáveis, utilizou o mesmo método para determinar a distância a enxames globulares, grupos de centenas de milhares de estrelas que se encontram fora do plano da nossa galáxia. Descobriu assim que estes enxames se distribuem em torno de uma região do espaço muito afastada da Terra, e concluiu que seria essa região o centro da Via Láctea, e não o Sol, como ainda se pensava. Apresentou também a primeira determinação da escala real da nossa galáxia.

Em 1924, Edwin Hubble, também norte-americano, analisou as estrelas cefeidas, na então chamada Nebulosa de Andrómeda, e descobriu que elas se encontram mais longe do que qualquer estrela da nossa galáxia. Hubble concluiu que, afinal, Andrómeda não era uma nebulosa dentro da Via Láctea, mas outra galáxia por si só.

O trabalho de Henrietta Leavitt permitiu revelar a verdadeira escala do Universo. Pelo caminho, Shapley destronou o Sol como centro da Via Láctea, e Hubble retirou a Via Láctea da sua posição como centro e sinónimo de Universo. Graças à régua universal descoberta por Leavitt, hoje podemos construir mapas a três dimensões, como o da distribuição das galáxias no Grupo Local, a região que a Via Láctea ocupa no Universo.

Em 1925 a Academia Sueca quis nomear Henrietta Leavitt para o Prémio Nobel da Física, mas a astrónoma norte-americana tinha falecido quatro anos antes, com 53 anos.

Sérgio Pereira – Grupo de Comunicação de Ciência do Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço.
Ciência na Imprensa Regional – Ciência Viva