Desvio para o vermelho e a lei de Hubble

O desvio para o vermelho (redshift) é um fenômeno ótico ocasionado pelo afastamento da fonte de luz e um caso particular do conhecido efeito Doppler. Também pode ocorrer desvios para o vermelho devido a efeitos gravitacionais, um caso que será tratado em outra parte.

Fonte vibratória em movimento

Christian Doppler foi o primeiro a dar uma explicação física para o fenômeno e também a prever que ele ocorre em qualquer tipo de onda, mecânica ou eletromagnética. Foi ele também quem sugeriu que o efeito pudesse ser usado para medir velocidades de objetos celestes.

Para compreender o efeito vamos primeiro nos lembrar do que ocorre quando observamos um carro de corrida se aproximando em alta velocidade. O ronco do motor é mais agudo na aproximação. Depois que o carro passa por nós e se afasta o ronco se torna mais grave. Na aproximação um número maior de frentes de ondas atinge nossos ouvidos por unidade de tempo e interpretamos isto como aumento da frequência (mais agudo). No afastamento um número menor de frente de ondas nos atinge no mesmo tempo, o que interpretamos como diminuição da frequência (mais grave).

A luz vermelha tem a seguinte frequência e comprimento de onda:
4 × 1014 HZ — 7,5 × 10-7m
A luz violeta, no outro extremo do espectro:
7,6 × 1014 HZ — 3,9 × 10-7m

Efeito idêntico ocorre com a luz, que é uma forma de radiação eletromagnética e vai desde o vermelho até o violeta. Um objeto com cor conhecida e que se afasta em alta velocidade tem a sua cor deslocada em direção ao vermelho e medida deste desvio pode ser usada para determinar sua velocidade. Da mesma forma se o objeto se aproxima sua cor é desviada em direção ao azul, ou seja, tem a sua frequência aumentada.

Para medir a velocidade de uma estrela ou galáxia distante é necessário conhecer a cor de alguma radiação emitida por ela e isto é possível devido à mecânica quântica. Os gases contidos em objetos quentes emitem luz em faixas ou cores muito bem definidas que dependem do material de que são compostos. Estes espectros de emissão funcionam como assinaturas específicas de cada elemento, átomo ou molécula e servem para identificá-los na Terra ou nas estrelas. Desta forma foi possível identificar o elemento químico hélio no Sol em 1868, antes que pudesse ser detectado na Terra, uma vez que ele é abundante nas estrelas e raro em nosso planeta.

Linhas de emissão (ou absorção) são deslocadas no espectro
Ainda não se sabia, naquela época, que as nebulosas eram objetos fora de nossa galáxia.

O astrônomo americano Vesto Slipher, em 1912, estudando os espectros observados de nebulosas espiraladas descobriu que as linhas espectrais de elementos conhecidos estavam presentes nas nebulosas mas deslocados de suas posições padrões. Estes deslocamentos foram interpretados como devidos ao afastamentos dos objetos observados.

Desvio para o vermelho provocado pelo afastamento

Mais tarde, em torno de 1919, Edwin Hubble iniciou um projeto de medida de distâncias de nebulosas espiraladas e estrelas conhecidas como cefeidas, usando o telescópio de Hooker de 2,5 m de diâmetro, considerado grande para aquela época. Ele provou que as nebulosas, incluindo Andrômeda, estavam longe demais para fazer parte de nossa galáxia e que eram, de fato, grandes aglomerados de estrelas como a nossa Via Láctea, ou seja, são galáxias como a nossa! Em seguida, combinando o conhecimento das distâncias destas galáxias com o seu desvio para o vermelho Hubble e Humason mostraram que existe uma proporcionalidade: quanto mais distante um objeto celeste mais rápido ele se afasta de nós. Apenas galáxias no nosso grupo local, entre elas a própria Andrômeda, estão se aproximando. Esta observação é compatível com a descoberta teórica feita pelos físicos e matemáticos que exploravam as consequências da Teoria da Relatividade Geral de Einstein e com o modelo cosmológico decorrente, bem como com a observação feita por Penzias e Wilson da radiação cósmica de fundo, na faixa das microondas.

A lei de Hubble é expressa pela equação v = H0D onde H0 é uma constante de proporcionalidade denominada constante de Hubble, D é a distância da galáxia considerada e v é a sua velocidade. A constante de Hubble é frequentemente dada em unidades de (km/s)/Mpc, (quilômetros por segundo) por megaparsec sendo que 1 parsec é, aproximadamente, 31×1012 km ou 3.26 anos-luz.

Uma medida recente da constante de Hubble, realizada pelo Telescópio Espacial Hubble em 2009, fornece o valor de H0 = 74.2 ± 3.6 (km/s)/Mpc. A medida desta constante, juntamente com o modelo padrão da cosmologia, nos leva à conclusão de que o universo tem aproximadamente 14 bilhões de anos!


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