(' Super Books ') #1

possivelmente os planetas Vénus, Marte, Júpiter e Saturno. Haverá também um grande número de estrelas, que são
exactamente como o nosso Sol, mas que se encontram mais distantes de nós. Algumas destas estrelas fixas
parecem de facto mudar muito ligeiramente as suas posições umas em relação às outras, enquanto a Terra gira em
volta do Sol: não estão absolutamente nada fixas! Isto acontece por estarem comparativamente perto de nós. Como
a Terra gira em volta do Sol, vemo-las de diferentes posições no pano de fundo das estrelas mais distantes. É uma
sorte, porque nos permite medir directamente a distância a que essas estrelas estão de nós: quanto mais próximas,
mais parecem mover-se. A estrela que está mais perto de nós chama-se Próxima Centauro e está, afinal, a cerca de
quatro anos-luz de distância (a sua luz leva cerca de quatro anos a alcançar a Terra) ou a cerca de trinta e sete
milhões de milhões de quilómetros. A maior parte das outras estrelas visíveis a olho nu está a algumas centenas de
anos-luz de nós. O nosso Sol, em comparação, está a uns meros oito minutos-luz de distância! As estrelas visíveis
aparecem espalhadas por todo o céu nocturno, mas concentram-se :, particularmente numa faixa a que damos o
nome de Via Láctea. Por volta de 1750, alguns astrónomos [entre os quais Thomas Wright (1)], sugeriram que o
aspecto da Via Láctea podia ser explicado por a maior parte das estrelas visíveis estar distribuída numa configuração
de disco, como aquilo a que agora chamamos galáxia espiral (Fig. 3.1). Só algumas décadas mais tarde, outro
astrónomo, Sir William Herschel, confirmou a ideia de Wright, catalogando pacientemente as posições e distâncias
de um grande número de estrelas. Mesmo assim, a ideia só obteve aceitação completa no princípio deste século. :,


Fig. 3.


(1) Trata-se, por certo, de um lapso da edição americana. Esta informação indispensável (como o leitor verá um
pouco adiante) refere-se a Thomas Wright (1711-1786) que imaginou a Via Láctea como um anel de estrelas similar
ao de Saturno (N. do R.).


A representação moderna do Universo data apenas de 1924, quando o astrónomo americano Edwin Hubble
demonstrou que a nossa galáxia não era a única. Havia, na realidade, muitas outras, com vastidões de espaço vazio
entre elas. Para o provar, precisa va de determinar as distâncias a que se encontravam essas outras galáxias, que
estão tão longe que, ao contrário das estrelas próximas, parecem realmente fixas. Hubble teve de utilizar métodos
indirectos para medir as distâncias. O brilho aparente de uma estrela depende de dois factores: da quantidade de luz
que radia (a sua luminosidade) e da distância a que se encontra de nós. Para as estrelas próximas, podemos medir o
seu brilho aparente e a distância a que se encontram e, assim, determinar a sua luminosidade. Ao contrário, se
conhecermos a luminosidade de estrelas de outras galáxias, podemos calcular a sua distância medindo o seu brilho
aparente. Hubble notou que certos tipos de estrelas (2) têm sempre a mesma luminosidade quando estão
suficientemente perto de nós para que a possamos medir; portanto, argumentou que, se encontrássemos estrelas
dessas em outra galáxia, podíamos admitir que teriam a mesma luminosidade e, assim, calcular a distância dessa
galáxia. Se o pudéssemos conseguir com várias estrelas da mesma galáxia e os nossos cálculos indicasse m
sempre a mesma distância, podíamos confiar razoavelmente neles.


(2) Trata-se das estrelas variáveis cefeides (N. do R.).


Deste modo, Edwin Hubble calculou as distâncias de nove galáxias diferentes. Sabemos agora que a nossa galáxia é
apenas uma de umas centenas de milhar de milhões que podem ser observadas com os telescópios modernos e que
cada galáxia contem algumas centenas de milhar de milhões de estrelas. A Fig. 3.1 mostra uma galáxia espiral
semelhante ao que pensamos que seja o aspecto da nossa galáxia para alguém que viva noutra. Vivemos numa
galáxia :, que tem cerca de uma centena de milhar de anos-luz de diâmetro e roda vagarosamente; as estrelas, nos
seus braços em espiral, orbitam em redor do centro cerca de uma vez em cada várias centenas de milhões de anos.
O nosso Sol não passa de uma estrela amarela normal, de tamanho médio, perto do limite interior de um dos braços
em espiral. Percorremos realmente um longo caminho desde Aristóteles e Ptolomeu, quando se pensava que a Terra
era o centro do Universo!


As estrelas estão tão distantes que nos parecem meros pontinhos de luz. Não podemos ver o seu tamanho nem a
sua forma. Então como é que podemos distinguir diferentes tipos de estrelas? Na grande maioria das estrelas, há
apenas uma característica que podemos observar: a cor da sua luz. Newton descobriu que, se a luz do Sol passa
através de um pedaço triangular de vidro, chamado prisma, se decompõe nas cores componentes (o seu espectro),
como num arco-íris. Focando uma estrela ou uma galáxia com um telescópio, podemos observar do mesmo modo o
espectro da luz dessa estrela ou galáxia. Estrelas diferentes têm espectros diferentes, mas o brilho relativo das
diferentes cores é sempre exactamente o que se esperaria encontrar na luz emitida por um objecto incandescente.
(Na realidade, a luz emitida por um objecto opaco ao rubro apresenta um espectro característico que depende
apenas da sua temperatura -- um espectro térmico. Isto significa que podemos medir a temperatura a partir do
espectro da sua luz). Além disso, sabe-se que algumas cores muito específicas estão ausentes dos espectros das
estrelas e estas cores que faltam podem variar de estrela para estrela. Como sabemos que cada elemento químico
absorve um conjunto característico de cores muito específicas, comparando-as com as que faltam no espectro de
uma estrela, podemos determinar exactamente quais são os elementos presentes na atmosfera da estrela. :,


Nos anos 20, quando os astrónomos começaram a observar os espectros de estrelas de outras galáxias,
descobriram algo muito estranho: faltavam as mesmas cores encontradas nos espectros das estrelas da nossa