Lentes Gravitacionais: Vendo o Universo em Grande Escala

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As lentes gravitacionais são de certa forma telescópios naturais. Auxiliam astrofísicos e cosmólogos na detecção de matéria escura, descoberta de novos planetas, e na criação de modelos em grande escala de formação de aglomerados de galáxias.

Em 1783 um cientista chamado Cavendish se baseou na teoria de gravitação de Newton supondo que a luz era uma partícula (fato até então não confirmado na época) e calculou que um feixe de luz também deveria sofrer alteração em seu percurso devido à atração gravitacional de corpos massudos. Einstein, muito tempo depois (em 1905) formulou sua relatividade restrita, onde, pela equação , é inferido que podemos associar certa massa à energia e portanto o fóton (por ter uma massa associada à ele) deve sofrer gravidade. Esse raciocínio seguiu Einstein até 1911 quando ele propôs que a luz deveria seguir a trajetória do espaço curvado pela gravidade gerada por um corpo de grande massa, e que esse desvio (de acordo com seus cálculos) deveria ser metade do valor calculado pela gravitação de Newton. Einstein havia descoberto o efeito de lentes gravitacionais, mas não publicara nada sobre isso. Então manda uma carta para um astrônomo chamado Erwin Freundlich para registrar um eclipse Solar que aconteceria em 1913.

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1 - Carta de Einstein para Registrar o Eclipse (crédito - http://sites2.uai.com.br/jornalismo/imagem/CartaEinstein.gif)

Einstein explicara que a gravidade gerada pelo sol deveria fazer uma deflexão na luz das estrelas que estavam atrás e propôs à Erwin registrar o fenômeno e constatar que o desvio da luz seria de 0,84 segundos de arco. Houve uma expedição argentina para registrar o evento no Brasil, porém choveu.

Em 1914 Erwin organizou uma expedição na Criméia na Rússia onde aconteceria um eclipse total do sol, porém foram presos devido à primeira guerra mundial (foram soltos depois pois tinham passaportes americanos e o EUA era neutro nessa fase da guerra). O eclipse só foi registrado com sucesso em Sobral em 1919 (depois da equação elaborada por Einstein em 1915 em sua relatividade geral: que nos diz que a matéria curva o espaço) que de fato registrou um desvio de 0,84 segundos de arco na posição das estrelas. 

 

Em 1924 Chwolson escreveu o primeiro artigo sobre lentes gravitacionais, explicando que se os objetos não estiverem perfeitamente alinhados, veremos imagens duplas, e se estiverem alinhados, faz-se um anel da imagem. Mesmo sem conhecer as publicações de Chwolson, Einstein publica, em 1936 um artigo sobre as lentes gravitacionais explicando as mesmas coisas que Chwolson, mas deixado claro que era pouco provável haver o alinhamento entre uma galáxia distante e uma galáxia massiva entre os pontos de vista tendo que o desvio da luz pela gravitação dá-se por . Já Zwicky foi mais otimista em relação aos assuntos, pois assumiu que as galáxias poderiam agir como lentes gravitacionais e que uma das aplicações ( naquela época ) era a detecção de matéria escura (descoberta por Zwicky em 1934) e também determinar a massa de galáxias usando essa ferramenta. Em 1986 Roger Lynds e Vahe Petrosian descobriram o primeiro Conjunto de Arcos gravitacionais.

 2 - Evidência de arcos gravitacionais (crédito – NASA)

As lentes gravitacionais são muito utilizadas hoje pelos astrônomos e astrofísicos, para descobrir planetas escondidos por outros corpos em outras galáxias, estudar e determinar a massa de galáxias distantes, entender e medir os efeitos da matéria escura no universo e determinar distâncias. O ponto positivo de se usar esse acontecimento, é que é possível estudar um objeto apenas pela sua interação gravitacional.

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3 - Esquema de como funciona as Lentes gravitacionais (crédito - NASA)

Os estudos estatísticos sobre aglomerados de galáxias são feitos na terra, pois é preciso grandes áreas do céu para ter coerência estatística, e o telescópio espacial Hubble oferece visão de uma pequena área apenas, enquanto telescópios terrestres oferecem uma visão mais ampla do céu. O problema é que temos uma atmosfera que causa aberrações às imagens, tornando um tanto complicada a separação efeitos das lentes gravitacionais de refrações da nossa própria atmosfera. No mais, estamos em uma fase de transição, onde conhecimentos antes ligados somente à cosmologia e astrofísica no passado, estão sendo de grande importância nas outras áreas da física. As lentes gravitacionais são vistas hoje como grandes ferramentas para os Cosmólogos e Astrofísicos.


Acadêmico: Leandro de Almeida

Referências:

http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/features/news/grav_lens.html.

http://video.if.usp.br/node/373

Na literatura Especializada:

http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-abs_connect?db_key=AST&db_key=PRE&qform=AST&arxiv_sel=astro-ph&arxiv_sel=cond-mat&arxiv_sel=cs&arxiv_sel=gr-qc&arxiv_sel=hep-ex&arxiv_sel=hep-lat&arxiv_sel=hep-ph&arxiv_sel=hep-th&arxiv_sel=math&arxiv_sel=math-ph&arxiv_sel=nlin&arxiv_sel=nucl-ex&arxiv_sel=nucl-th&arxiv_sel=physics&arxiv_sel=quant-ph&arxiv_sel=q-bio&sim_query=YES&ned_query=YES&adsobj_query=YES&aut_logic=OR&obj_logic=OR&author=&object=&start_mon=&start_year=&end_mon=&end_year=&ttl_logic=OR&title=&txt_logic=OR&text=Gravitational+Lens&nr_to_return=200&start_nr=1&jou_pick=ALL&ref_stems=&data_and=ALL&group_and=ALL&start_entry_day=&start_entry_mon=&start_entry_year=&end_entry_day=&end_entry_mon=&end_entry_year=&min_score=&sort=SCORE&data_type=SHORT&aut_syn=YES&ttl_syn=YES&txt_syn=YES&aut_wt=1.0&obj_wt=1.0&ttl_wt=0.3&txt_wt=3.0&aut_wgt=YES&obj_wgt=YES&ttl_wgt=YES&txt_wgt=YES&ttl_sco=YES&txt_sco=YES&version=1

O Enigma da Matéria Escura no Universo

Dentro da cosmologia, a matéria escura é deduzida a partir de seus efeitos gravitacionais sobre a matéria visível, sendo porém indetectável no campo eletromagnético. Ela foi especulada para explicar as discrepâncias nos cálculos de massa das galáxias e aglomerados de galáxias, onde se acreditava existir apenas estrelas, gás e poeira.

A primeira evidência observacional foi obtida por Fritz Zwicky em 1934 com o objetivo de corrigir ou preencher a massa faltante nas contas de velocidade de rotação de galáxias. Posteriormente, astronomos mediram a velocidade da maior parte de matéria visivel de nossa galáxia em função da distancia com o centro obtendo uma curva de rotação da galáxia. Essa curva mostrou (em geral) que a distribuição de massa na galáxia deveria ser cerca de duas vezes maior do que a matéria visível. Era esperado que a velocidade de rotação diminuisse conforme a massa se distanciava do centro galático porém em um certo ponto ela até aumenta similar à figura 1 (NGC3198). Essa massa faltante não visível foi associada à matéria escura.

Figura 1 (crédito lphe.epfl.ch)

Hoje, outras observações têm indicado a presença de matéria escura como lentes gravitacionais e a distribuição de temperatura do gás quente em galáxias e aglomerados.

A matéria escura exerce papel central na formação e modelagem das galáxias, e possui efeitos consideráveis na anisotropia observada na radiação cósmica de fundo. Todas essas linhas de evidência sugerem que galáxias e aglomerados, assim como o universo, contêm muito mais matéria do que somente aquela que interage com radiação eletromagnética. A maior parte (ou toda ela) da matéria escura não interage com radiação eletromagnética. Dessa forma ela não é apenas “escura”, mas também, por definição, totalmente transparente.

Espera-se que a Astronomia possa fornecer mais repostas a respeito deste importante componente do universo. Perguntas sem respostas incluem: Do que é formada a matéria escura?; Qual a sua origem?; Qual a sua quantidade e distribuição no universo? Estas e outras perguntas estão na fronteira do conhecimento atual da Astrofĩsica.

Referências:

http://science.howstuffworks.com/dictionary/astronomy-terms/dark-matter.htm

http://computer.howstuffworks.com/mdgrape-3.htm

http://en.wikipedia.org/wiki/Dark_matter


Literatura Especializada:

http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-abs_connect?db_key=AST&db_key=PRE&qform=AST&arxiv_sel=astro-ph&arxiv_sel=cond-mat&arxiv_sel=cs&arxiv_sel=gr-qc&arxiv_sel=hep-ex&arxiv_sel=hep-lat&arxiv_sel=hep-ph&arxiv_sel=hep-th&arxiv_sel=math&arxiv_sel=math-ph&arxiv_sel=nlin&arxiv_sel=nucl-ex&arxiv_sel=nucl-th&arxiv_sel=physics&arxiv_sel=quant-ph&arxiv_sel=q-bio&sim_query=YES&ned_query=YES&adsobj_query=YES&aut_logic=OR&obj_logic=OR&author=&object=&start_mon=&start_year=&end_mon=&end_year=&ttl_logic=OR&title=&txt_logic=OR&text=Dark+Matter&nr_to_return=200&start_nr=1&jou_pick=ALL&ref_stems=&data_and=ALL&group_and=ALL&start_entry_day=&start_entry_mon=&start_entry_year=&end_entry_day=&end_entry_mon=&end_entry_year=&min_score=&sort=SCORE&data_type=SHORT&aut_syn=YES&ttl_syn=YES&txt_syn=YES&aut_wt=1.0&obj_wt=1.0&ttl_wt=0.3&txt_wt=3.0&aut_wgt=YES&obj_wgt=YES&ttl_wgt=YES&txt_wgt=YES&ttl_sco=YES&txt_sco=YES&version=1

Anãs Brancas

     Grande parte da história das estrelas, de massas entre 0,5 M_solar e 10 M_solar consiste em fazer reações químicas. Eventualmente estas estrelas alcançam uma fase muito estável, quando essa estrela passa a receber o nome de Anã Branca. Trata-se de uma das fases finais da estrela, muito estável porque não ocorrem mais reações químicas. Ocorrem somente perda de temperatura e de luminosidade. Na figura 1 mostra-se o diagrama H-R e a localização destas estrelas.

     As estrelas em sua fase normal transformam o hidrogênio em hélio, porém esgotado o hidrogênio a estrela entra em uma fase conhecida como Supergigante vermelha. Nesta fase o núcleo da estrela começa a se contrair por causa da gravidade elevada e então a pressão aumenta nisso a temperatura aumenta também. Nestas novas condições a estrela esta apta a transformar hélio em carbono ou em oxigênio, até acabar o hélio.

     Quando o Hélio esgota as camadas superiores começarão a liberar o material contido nelas formando uma nebulosa planetária e também o núcleo dessa estrela começa a expandir e a esfriar e então a estrela entrará na fase chamada de anã branca.

     A anã branca é uma das fases finais da estrela onde ela já consumiu todo o seu combustível. Este corpo celeste tem algumas características estranhas como: a massa ser inversamente proporcional ao seu tamanho, e assim a sua densidade muito alta. A explicação do fato é que quanto maior a massa dessa estrela, maior a gravidade exercida nela e portanto mais comprimida ela vai ficar. Existem várias maneiras de calcular a relação entre a massa e o raio de uma estrela. Para anãs brancas o gráfico de tal relação pode ser obtido para os casos relativísticos e não relativísticos. Ver figura 2.

     Devida a alta gravidade de uma anã branca o número de elétrons livres é muito grande. Pode-se mostrar através de Mecânica Quântica avançada que eventualmente estes elétrons exercem uma pressão muita alta e tornam-se degenerados. São estes elétrons degenerados que contrapõem a gravidade nestas estrelas.

     O físico indiano Chandrasekhar calculou a massa limite máxima que pode atingir uma anã branca no final de sua evolução. Este limite é conhecido com limite de Chandrasekhar e é igual a 1,4 M_solar. Não se pode confundir este limite de massa característico da fase anã branca com as massas iniciais citadas no início deste artigo. As estrelas perdem massa ao longo de sua evolução.

     Essas estrelas têm algumas curiosidades interessantes como: seu tamanho é semalhante ao da Terra, mas no entanto sua massa é equivalente à do Sol. Desta forma a sua densidade é 1.000.000 de vezes maior que a do Sol. Pode-se facilmente verificar que 1 cm³ de uma Anã Branca pesa por volta de 1 tonelada!

     Anãs Brancas são ainda muito estudadas por serem uma importante fase final na evolução de estrelas de massa intermediária. É uma interessante linha de pesquisa em Astrofísica que combina teoria e observações para o entendimento da evolução estelar.

 Figura 1: Diagrama H-R relacionando a luminosidade de uma estrela com a sua temperatura. Note o local das anãs brancas neste gráfico. Créditos da figura : www.on.br

 

Figura 2: Relação entre a massa e o raio para anãs brancas nos regimes relativístico e não-relativístico. Note que quanto maior a massa, mais compacta fica a estrela. Créditos da figura: http://en.wikipedia.org/wiki/White_dwarf

Referências:

http://www.nasa.gov/

http://www.on.br/

http://en.wikipedia.org/wiki/White_dwarf

 Referências profissionais:

http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-abs_connect?db_key=AST&db_key=PRE&qform=AST&arxiv_sel=astro-ph&arxiv_sel=cond-mat&arxiv_sel=cs&arxiv_sel=gr-qc&arxiv_sel=hep-ex&arxiv_sel=hep-lat&arxiv_sel=hep-ph&arxiv_sel=hep-th&arxiv_sel=math&arxiv_sel=math-ph&arxiv_sel=nlin&arxiv_sel=nucl-ex&arxiv_sel=nucl-th&arxiv_sel=physics&arxiv_sel=quant-ph&arxiv_sel=q-bio&sim_query=YES&ned_query=YES&adsobj_query=YES&aut_logic=OR&obj_logic=OR&author=&object=&start_mon=&start_year=&end_mon=&end_year=&ttl_logic=OR&title=&txt_logic=OR&text=white+dwarf&nr_to_return=200&start_nr=1&jou_pick=ALL&ref_stems=&data_and=ALL&group_and=ALL&start_entry_day=&start_entry_mon=&start_entry_year=&end_entry_day=&end_entry_mon=&end_entry_year=&min_score=&sort=SCORE&data_type=SHORT&aut_syn=YES&ttl_syn=YES&txt_syn=YES&aut_wt=1.0&obj_wt=1.0&ttl_wt=0.3&txt_wt=3.0&aut_wgt=YES&obj_wgt=YES&ttl_wgt=YES&txt_wgt=YES&ttl_sco=YES&txt_sco=YES&version=1

Acadêmica: Jessy Santos

Telescópios: Configuração ótica e Montagem

       A astronomia estuda os objetos que estão longes dos observadores e, por vezes, aparecem pequenos ou com pouca luminosidade, pois o fluxo luminoso destes objetos são reduzidos por diversos fatores, como reflexão deste na atmosfera, por exemplo.

         O telescópio é um instrumento ótico que permite estender a capacidade dos olhos fazendo com que as imagens dos corpos fiquem parecendo geometricamente maiores, assim o observador pode analisar melhor os objetos, principalmente aqueles do nosso sistema solar que estão mais próximos, facilitando-se os estudos. 

Para ampliar a imagem dos objetos, basta convergir um feixe de luz até que o tamanho que fique adaptado aos olhos, assim percebe-se que quanto maior o diâmetro inicial desse feixe maior será a imagem vista pelo observador. De maneira geral, os telescópios têm a função de ampliar a imagem dos objetos e são divididos basicamente em dois tipos, os refratores e os refletores. Por sua vez, eles estão subdivididos em refrator cromático ou acromático e refletor Newtoniano ou de Cassegrain, respectivamente.

      Os refratores têm sua formação ótica feita por lentes, com a objetiva (dispositivo principal para o telescópio realizar sua função) localizada no início do seu tubo que refrata e converge a luz, fazendo com que a imagem pareça ampliada. O telescópio refrator (figura 1) que possui um sistema cromático é mais simples, porque é formado por apenas uma lente convergente. Entretanto um de seus problemas é quando a luz branca se diverge em outras cores e essas formam algumas manchas coloridas na imagem. Já o telescópio refrator acromático (figura 2) foi criado com o princípio de tentar corrigir aquelas aberrações cromáticas. Este telescópio é constituído por duas lentes, a primeira biconvexa, que é pouco densa, e a segunda que é plano côncava e que tem uma densidade altíssima. Este arranjo corrige as aberrações. 

         Os refletores têm como princípio o uso da objetiva formada por um espelho côncavo, que é denominado espelho primário (o principal) e também possui outro espelho que é o secundário. No entanto ele é bem menor e serve para refletir e direcionar a imagem para o focalizador. Este instrumento óptico se divide em vários modelos, sendo os mais conhecidos o Newtoniano e o Cassegrain. 

 

O Newtoniano (figura 3) tem os espelhos colocados de um modo que a luz é refletida pelo espelho primário, que fica no fundo do seu tubo, para o secundário, que nesse modelo é plano e está localizado no início do tubo e disposto a 45 graus em relação ao eixo óptico do sistema. Do secundário a luz é refletida até o focalizador.

O Cassegrain (figura 4) tem o sistema de espelhos feito da maneira a refletir a luz é do espelho primário, que está no final do tubo e paralelo ao secundário, para o espelho secundário. Dalí a luz será refletida para o focalizador passando por um buraco que está localizado no centro do espelho primário.

No que diz respeito às montagens destes telescópios, existem várias maneiras, sendo as duas mais conhecidas a equatorial e a azimutal. A equatorial tem a montagem que possui dois eixos ortogonais entre si e o eixo polar que é posto em paralelo ao eixo de rotação da terra. Isso permite o acompanhamento dos astros. O outro eixo, chamado de declinação é perpendicular ao eixo polar. 

 

Na montagem azimutal o telescópio gira em torno de um eixo vertical e com isso o seu tubo pode girar em paralelo com o horizonte e o eixo horizontal gira de um modo permitindo que o tubo movimente-se no sentido da altura. Assim, através de um azimute e uma altura relativa, pode-se observar toda a esfera celeste.

Fica portanto claro que os telescópios são usados para visualização de objetos distantes e que existem dois tipos de telescópios: os refratores e os refletores. Ambos conseguem realizar o objetivo de aumentar a capacidade dos olhos com eficiência, contudo de maneiras diferentes.

Figura 1: O método usado para convergir a luz no telecópio cromático. Crédito da imagem: http://www.inape.org.br.

Figura 2:  O arranjo de lentes usados para formar o telecópio acromático. Crédito da figura: http://observatoriophoenix.astrodatabase.net/.

Figura 3: O sistema usado em um telescópio Newtoniano.

Figura 4: O sistema usado em um telescópio Cassegrain. Crédito das figuras 3 e 4:  http://www.cosmobrain.com.br/.

Referências:

http://www.oal.ul.pt/oobservatorio/vol8/n9/vol8n9_3.html

http://www.cosmobrain.com.br/artigos/artigo_012002.html

http://ciencia.hsw.uol.com.br/telescopios5.html

Acadêmica: Jessy Santos

NGC 346: Um Laboratório para o Estudo de Formação Estelar

A pequena nuvem de Magalhães (SMC) é uma galáxia irregular satélite da Via Láctea, na fronteira entre as constelações de Hidra e Tucano, facilmente localizada no interior do grupo local no qual estão agrupadas mais de 35 galáxias, entre elas a Via Láctea.

Em 2009, O ESO (Observatório Europeu do Sul) publicou uma imagem do berçário estelar NGC 346, localizado na SMC. Neste aglomerado estelar, o gás é aquecido e dispersado pela radiação luminosa emitida pelas estrelas. Além disso, ventos estelares e calor são emitidos por estrelas de grande massa, formando bolhas e uma estrutura de nebulosa que lembra uma teia de aranha.

Ao explorar a nebulosa NGC 346, os astrônomos identificaram uma população de estrelas muito jovens localizadas dentro de suas nuvens de formação que se estendem por 200 anos-luz de diâmetro. A luz das estrelas recém nascidas é avermelhada pela poeira de das próprias nuvens que as formaram, devido à presença de grãos. A dispersão da luz ocorre de maneira diferenciada devido à presença de radiação de diferentes comprimentos de onda, sendo que a luz azul é a mais espalhada. Por isso diz-se que nuvens de gás e a poeira acabam avermelhando a luz das estrelas.

Em 2009 o telescópio espacial Hubble registrou a NGC 346, através da câmera WFPC2, conforme podemos ver na bela imagem abaixo (figura 1). Regiões como NGC 346 são excelentes laboratórios para se estudar o fenômeno de formação estelar e a intereção de estrelas com as nuvens de gás que as circundam, o chamado meio interestelar.

Em especial, na região NGC 346 pode-se observar o fenômeno de formação estelar em detalhes devido à proximidade desta região. Neste caso, o Telescópio Hubble é capaz de resolver estrelas individuais, permitindo o estudo de cada uma delas detalhadamente. Em regiões de formação mais distantes apenas pode-se estudar os efeitos integrados das estrelas. 

 

Figura 1: Região de formação estelar NGC 346, fotografada pelo Telescópio Espacial Hubble. Estrelas individuais podem ser vistas neste verdadeiro berçário de estrelas. Os ventos estelares das estrelas jovens ajudam a esculpir o gás da nebulosa. Crédito: NASA/ESA/HST.

Referências:

http://www.esa.int/esaSC/SEMOBJO3E4E_index_0.html

http://eternosaprendizes.com/tag/ngc-346/

http://www.nasa.gov/multimedia/imagegallery/image_feature_1783.html

Referências Profissionais:

http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-abs_connect?db_key=AST&db_key=PRE&qform=AST&arxiv_sel=astro-ph&arxiv_sel=cond-mat&arxiv_sel=cs&arxiv_sel=gr-qc&arxiv_sel=hep-ex&arxiv_sel=hep-lat&arxiv_sel=hep-ph&arxiv_sel=hep-th&arxiv_sel=math&arxiv_sel=math-ph&arxiv_sel=nlin&arxiv_sel=nucl-ex&arxiv_sel=nucl-th&arxiv_sel=physics&arxiv_sel=quant-ph&arxiv_sel=q-bio&sim_query=YES&ned_query=YES&adsobj_query=YES&aut_logic=OR&obj_logic=OR&author=&object=&start_mon=&start_year=&end_mon=&end_year=&ttl_logic=OR&title=&txt_logic=OR&text=NGC+346&nr_to_return=200&start_nr=1&jou_pick=ALL&ref_stems=&data_and=ALL&group_and=ALL&start_entry_day=&start_entry_mon=&start_entry_year=&end_entry_day=&end_entry_mon=&end_entry_year=&min_score=&sort=SCORE&data_type=SHORT&aut_syn=YES&ttl_syn=YES&txt_syn=YES&aut_wt=1.0&obj_wt=1.0&ttl_wt=0.3&txt_wt=3.0&aut_wgt=YES&obj_wgt=YES&ttl_wgt=YES&txt_wgt=YES&ttl_sco=YES&txt_sco=YES&version=1

Estrelas Cefeidas

     Estrelas são corpos massivos e gasosos que geram energia através de reações nucleares, que por sua vez são a fonte de sua luminosidade. Elas se formam quando nuvens de gás colapsam sob a ação da gravidade, e ao fim da sua evolução, as estrelas liberam elementos químicos no meio interestelar acarretando no nascimento de futuras gerações de estrelas. As estrelas são classificadas de acordo com suas características espectrais (linhas de radiação emitida), além disso, a luminosidade de uma estrela é a quantidade total de energia que ela emite por segundo.

        Em 1908, Henrietta Leavitt, astrônoma do Harvard Observatory, estudou certas estrelas nas nuvens de Magalhães e notou um padrão de flutuação no brilho, sendo que as estrelas mais brilhantes tinham ciclos maiores de flutuação. Estas estrelas cujos padrões de luminosidade variam periodicamente, recebem o nome de Cefeidas. As estrelas cefeidas são uma classe particular de estrelas variáveis. Denomina-se assim pelo nome do protótipo desta classe, a estrela Delta Cephei, a quarta na escala de brilho da constelação circumpolar de Cefeo. 

        Através desse estudo meticuloso de cefeidas, Henrietta foi capaz de elaborar uma lei entre luminosidade e período, construindo então o diagrama período – luminosidade. Percebe-se que existe, de acordo com este diagrama, uma correspondência unívoca entre o período de variação do brilho de uma estrela (da ordem de dias) e a sua magnitude absoluta.

       Henrietta descobriu também que o período de variação do brilho dessas estrelas era inversamente proporcional a sua magnitude, e quanto mais brilhante a estrela, mais lento era o ciclo. Ela mostrou que os ciclos não só dependem do brilho aparente, mas também da luminosidade intrínseca (quantidade de energia que emitem). Esta grandeza, em Astronomia, recebe o nome de magnitude absoluta.

      Na prática, o Astrônomo observa a variação da magnitude aparente de uma determinada estrela Cefeida. Ele espera a estrela completar alguns ciclos de luminosidade e pode inferir, através de um gráfico semelhante ao da fig. 1, a magnitude aparente média da estrela e o seu período de variação. De posse destes números, o Astrônomo pode consultar o diagrama período-luminosidade da fig. 2 e inferir, por interpolação, o valor da magnitude absoluta da Cefeida em estudo. De posse das magnitudes aparente (observada) e absoluta (inferida através do diagrama), pode-se calcular a distância até a Cefeida observada e consequentemente a distância até a galáxia que a hospeda. 

        Conhecem-se mais de 30.000 estrelas variáveis na Via Láctea, e muitas outras ainda devem ser descobertas. A importância das estrelas Cefeidas, está em seu uso para a determinação de distâncias galácticas e extragalácticas.

        Nos anos 20, o astrônomo Edwin Hubble, fez uma importante descoberta. Através de imagens adquiridas com um telescópio de 2,5 metros na Califórnia, ele descobriu estrelas cefeidas numa nebulosa localizada na constelação de Andrômeda. Calculando as distâncias dessas estrelas ele percebeu que a nebulosa estava muito além das fronteiras de nossa galáxia. Essa nebulosa era na realidade uma outra galáxia, hoje conhecida como galáxia de Andrômeda. Hubble foi capaz de fazer as mesmas medidas de distância para outras galáxias, provando assim que as manchas brancas observadas no céu, chamadas nebulosas, eram na verdade outras galáxias distantes, provando que o universo era muito maior do que se imaginava anteriormente.

 Figura 1: Ciclos de luminosidade observada (aparente) para uma variável cefeida.

Figura 2: A relação período-luminosidade (absoluta) esperada. Astrònomos podem utilizar este diagrama para estimar o valor da luminosidade absoluta de estrelas através de interpolação. 

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Referências:

http://www.fisica.ufmg.br/~dsoares/ensino/1-07/leandra-leavitt.htm
http://pt.wikipedia.org/wiki/Cefeida
http://pt.encydia.com/es/Estrela_vari%C3%A1vel_Cefeida
http://www.iag.usp.br/siae98/fenomastro/variaveis.htm
http://astroweb.iag.usp.br/~dalpino/AGA215/APOSTILA/newcap13.pdf
http://www.observatorio.ufmg.br/Pas77.htm

Referências Profissionais:

http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-abs_connect?db_key=AST&db_key=PRE&qform=AST&arxiv_sel=astro-ph&arxiv_sel=cond-mat&arxiv_sel=cs&arxiv_sel=gr-qc&arxiv_sel=hep-ex&arxiv_sel=hep-lat&arxiv_sel=hep-ph&arxiv_sel=hep-th&arxiv_sel=math&arxiv_sel=math-ph&arxiv_sel=nlin&arxiv_sel=nucl-ex&arxiv_sel=nucl-th&arxiv_sel=physics&arxiv_sel=quant-ph&arxiv_sel=q-bio&sim_query=YES&ned_query=YES&adsobj_query=YES&aut_logic=OR&obj_logic=OR&author=&object=&start_mon=&start_year=&end_mon=&end_year=&ttl_logic=OR&title=&txt_logic=OR&text=cepheids&nr_to_return=200&start_nr=1&jou_pick=ALL&ref_stems=&data_and=ALL&group_and=ALL&start_entry_day=&start_entry_mon=&start_entry_year=&end_entry_day=&end_entry_mon=&end_entry_year=&min_score=&sort=SCORE&data_type=SHORT&aut_syn=YES&ttl_syn=YES&txt_syn=YES&aut_wt=1.0&obj_wt=1.0&ttl_wt=0.3&txt_wt=3.0&aut_wgt=YES&obj_wgt=YES&ttl_wgt=YES&txt_wgt=YES&ttl_sco=YES&txt_sco=YES&version=1