Como Edwin Hubble provou que Andrômeda era uma galáxia?

Estrelas chamadas variáveis ​​Cefeidas permitem que os astrônomos determinem a distância, e o Hubble avistou uma dessas estrelas dentro da “nebulosa espiral” M31.

 Ao estudar uma estrela variável Cefeida na Galáxia de Andrômeda, Edwin Hubble provou que Andrômeda estava distante demais para ser uma nebulosa na Via Láctea. Aqui, as inserções mostram a mesma estrela variável ao longo do tempo, à medida que ela aumenta e diminui de brilho. Créditos: NASA, ESA, Projeto Hubble Heritage (STScI, AURA); Agradecimentos: Robert Gendler 

Como uma estrela variável Cefeida ajudou Edwin Hubble a provar que a Nebulosa de Andrômeda era uma galáxia?

Roger Brady

San Quentin, Califórnia

Cefeidas são estrelas variáveis ​​raras com períodos que variam de 1 a 120 dias. Sua curva de luz — um gráfico que mostra o brilho ao longo do tempo — é caracterizada por um rápido aumento de brilho seguido por um lento escurecimento em um padrão distinto, tornando-as fáceis de identificar.

No início do século XX, Henrietta Swan Leavitt, do Observatório da Faculdade de Harvard, examinou placas de vidro fotográficas das nuvens de Magalhães e descobriu um recorde de 1.777 novas estrelas variáveis, algumas das quais eram cefeidas. Sua brilhante observação foi que quanto maior o período de uma cefeida, mais brilhante ela se tornava no máximo.

Ela presumiu corretamente que, como as Cefeidas estavam todas contidas em um único objeto do céu profundo, ou seja, em uma das Nuvens de Magalhães, todas deviam estar aproximadamente à mesma distância da Terra. Isso significava que suas magnitudes aparentes (a magnitude que medimos no telescópio, já que o brilho é afetado pela distância) eram indicações precisas de suas verdadeiras luminosidades (o brilho intrínseco da estrela).

Em 1912, ela publicou um gráfico de referência baseado em 25 Cefeidas dentro da Pequena Nuvem de Magalhães, mostrando uma correlação linear entre o logaritmo de seus períodos em dias e suas magnitudes aparentes médias. Isso é agora conhecido como relação período-luminosidade, ou lei de Leavitt, e é um dos princípios mais importantes da astrofísica.

O astrônomo dinamarquês Ejnar Hertzsprung percebeu a tremenda importância da descoberta de Leavitt. Se a distância até qualquer Cefeida pudesse ser determinada, então seria possível usar sua magnitude e distância aparentes para descobrir o quão brilhante ela realmente é. Isso permitiria a calibração do gráfico de Leavitt com magnitudes absolutas (brilho inerente) em vez de magnitudes aparentes (brilho observado).

A partir de então, a distância até qualquer Cefeida poderia ser determinada usando apenas dois dados: seu período e sua magnitude aparente. Hertzsprung calculou as distâncias até 13 Cefeidas, incluindo a estrela protótipo Delta (δ) Cephei, usando a técnica de paralaxe estatística (que usa o movimento da Terra ao redor do Sol para calcular a distância de uma estrela com base em quanto ela se desloca em relação a estrelas de fundo mais distantes) e calibrou o gráfico de Leavitt com magnitudes absolutas.

Quando Edwin Hubble descobriu uma Cefeida dentro da chamada Nebulosa de Andrômeda, ele sabia que havia encontrado ouro astronômico que lhe permitiria calcular sua distância. A partir de placas de vidro fotográficas em série, ele mediu seu período como sendo de 31,415 dias e sua magnitude aparente média como sendo de 18,5.

Um gráfico de período-luminosidade calibrado indicou que uma Cefeida com um período de 31,415 dias tem uma magnitude absoluta de -5,0. Para uma estrela com magnitude absoluta de -5,0 ter uma magnitude aparente de 18,5, ela teria que estar incrivelmente distante. A distância que ele calculou estava bem fora dos limites da Via Láctea, como haviam sido medidos recentemente por Harlow Shapley no Observatório da Faculdade de Harvard, provando que tinha que ser outra galáxia.

Rod Pommier

Astroimager e colaborador de Astronomia , Portland, Oregon

Astronomy.com