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Sabemos que a estrela mais próxima da Terra é o sol. Se falamos de objetos fora do sistema solar, então, em primeiro lugar, na proximidade entre as estrelas está a Proxima Centauri e o sistema Alpha Centauri. Mas como sabemos disso?
As primeiras pessoas não estavam particularmente interessadas nas estrelas, pois consideravam o espaço exterior como uma cúpula estática, onde os corpos celestes estão firmemente ligados acima da Terra. Mas então os antigos sábios imaginaram que o mundo é muito mais complicado do que parecia inicialmente.
Por exemplo, o astrônomo da Grécia antiga Aristarco de Samos no século III aC. er Eu tentei determinar a distância do sol. Ele considerou que a estrela deveria estar localizada 20 vezes mais longe da lua (o número atual é 20 vezes mais). Mais figuras modernas foram fornecidas pelo astrônomo Jacques Dominique Cassini em 1672, usando o momento do confronto de Marte (140 milhões de km).
Visualização do método de paralaxe
Por muito tempo, os cientistas tiveram que usar o movimento de Vênus para entender os parâmetros do sistema solar. Assim surgiram grandes projetos internacionais, onde cientistas de todo o mundo combinavam observações e distâncias derivadas a objetos espaciais. Mas como os pesquisadores medem essas distâncias?
O método mais simples e primeiro foi paralaxe (triangulação). Você pode não saber, mas observa constantemente o efeito na vida cotidiana. Lembre-se de como você entrou no carro, no trem ou no microônibus. Você deve ter notado a rapidez com que os objetos próximos (como posts e pessoas) brilham contra o fundo de objetos mais distantes (montanhas, nuvens, etc.). A conclusão é simples: o deslocamento de paralaxe para objetos próximos é muito mais significativo e notável.
efeito de paralaxe
Paralaxe é calculado como uma equação. Você precisará de uma base (medição de dois ângulos e uma distância) e conhecimento da trigonometria para calcular o comprimento de uma das pernas em um triângulo retângulo. Quanto maior a base, mais significativos serão os deslocamentos e ângulos paraláticos.
Ao mover-se de uma extremidade da base para a outra, a direção visível muda para um ponto. O deslocamento de um objeto contra o fundo de corpos celestes distantes é chamado de paralaxe. O que o observador da Terra terá como base? Este é o diâmetro da órbita da Terra ao redor do sol.
O mais difícil era aplicar paralaxe a estrelas mais distantes. O avanço ocorreu apenas no século XIX, quando os aparelhos goniométricos se tornaram bastante precisos. A sorte sorriu para Vasily Struve, que em 1837 publicou pela primeira vez o valor da paralaxe da estrela Vega - 0,12 segundo angular. Outras observações de Friedrich Bessel seguiram para a estrela de 61 Cygnus - 0,3 ''.
As distâncias no método de paralaxe para outras estrelas começaram a ser medidas em parsecs (1 parsecs = 3,26 anos-luz). Este é o ponto de partida de referência, onde exatamente a partir dessa distância, o raio da órbita do nosso planeta é visto em um ângulo de 1 segundo. Se você quiser calcular a distância da estrela nos parsecs, use uma fórmula simples na qual 1 é dividido pela paralaxe da estrela em segundos.
O método funciona bem se você medir distâncias não superiores a 100 parsecs (o método de paralaxe colide com uma barreira na forma da atmosfera da Terra). Mas o universo é infinito. Como ver objetos mais distantes? Os métodos fotométricos que surgiram com o desenvolvimento da fotografia e estrelas variáveis (cefeidas) ajudam aqui. O primeiro a ter sucesso foi o astrônomo Henriette Levitt. Ela estudou o brilho das estrelas em placas fotométricas usando Cefeidas no território da Pequena Nuvem de Magalhães. Ela conseguiu entender que com o brilho da estrela aumenta e o período de oscilação do brilho.
Graças ao brilho e visibilidade das Cefeidas, objetos próximos a eles podem ser rastreados. Se recordarmos a conexão entre periodicidade e brilho, então, na forma de Cefeidas, obtemos uma ferramenta útil para calcular as escalas do Universo.
Mas é difícil medir a distância até o Cepheid mais próximo, já que é remoto por 130 parsecs. Portanto, surgiu um esquema de “distância da escadaria”, onde aglomerados estelares dispersos se tornaram um estágio intermediário, onde os objetos estelares são caracterizados por um tempo total de formação. A elaboração de um gráfico com um indicador de temperatura e brilho levou à derivação da linha da sequência principal. Todas as estrelas no aglomerado estão distantes da Terra por uma distância quase única, portanto seu brilho aparente tornou possível calcular a medida da luminosidade.
Era necessário determinar a distância exata de pelo menos um cluster para fazer um “ajuste da sequência principal”. Isso ajudou as Plêiades e Hyades. Depois disso, já tínhamos uma escada para as cefeidas mais próximas.
As Plêiades são um aglomerado aberto que pode conter 3000 estrelas e está a 400 anos-luz de distância (120 parsecs). Entre os nomes estão: Sete Irmãs, NGC 1432/35 e M45.
A precisão da medição aumenta se você observar as estrelas não da Terra, mas pelo menos em órbita. Por isso, em 1989, foi lançado o satélite Hipparcos, com o qual puderam apresentar um catálogo astronômico de 120 estrelas com paralaxes anuais.
Se você quer ir ainda mais longe, não pode ficar sem um redshift. O surgimento do método deve-se ao astrônomo Vesto Slifer, que, no estudo dos espectros galácticos, notou que muitas linhas são deslocadas para o vermelho em relação ao observador. Então Edwin Hubble assumiu o desenvolvimento do tema, que derivou a constante de Hubble e percebeu que as galáxias estão sendo removidas (a taxa de remoção é proporcional à distância da galáxia), e o Universo está se expandindo. No mundo moderno, é o método redshift que permite determinar distâncias para galáxias distantes. É claro, não vamos esquecer que agora os cientistas têm tecnologias de observação mais avançadas e satélites em órbita, então as distâncias para as estrelas estão sendo refinadas o tempo todo. Por exemplo, a última missão de Gaia é medir com precisão a velocidade paralaxe, intrínseca e radial de 1 bilhão de estrelas.
