Saber a que distância está um objeto é um dos problemas mais difíceis da astronomia. Uma estrela fraca pode estar perto ou ser muito brilhante e estar longe; no céu, as duas parecem iguais. Os astrônomos resolveram isso com uma série de métodos encadeados, cada um calibrando o seguinte. Esse conjunto é chamado de escada de distâncias cósmicas.
Degrau 1: o radar, no Sistema Solar
Dentro do Sistema Solar, dá para medir distâncias diretamente: envia-se um sinal de radar para um planeta ou asteroide e mede-se o tempo que o eco leva para voltar. Para a Lua, usa-se laser refletido por espelhos deixados pelas missões Apollo. Assim foi possível medir com precisão a distância da Terra ao Sol, cerca de 150 milhões de quilômetros, a chamada unidade astronômica.
Degrau 2: a paralaxe, para estrelas próximas
Faça um teste: estique o braço com o polegar para cima e olhe com um olho de cada vez. O polegar parece pular em relação ao fundo. Quanto mais perto do rosto, maior o pulo. É a paralaxe.
Os astrônomos fazem o mesmo usando a órbita da Terra: medem a posição de uma estrela próxima em relação a estrelas distantes e repetem a medida seis meses depois, quando a Terra está do outro lado do Sol. A estrela parece se deslocar um pouquinho. Com geometria simples, o deslocamento dá a distância. O alemão Friedrich Bessel fez a primeira medida bem-sucedida, em 1838, com a estrela 61 Cygni.
O satélite europeu Gaia levou o método ao extremo: mediu a paralaxe de mais de um bilhão de estrelas da nossa galáxia com precisão inédita.
Uma unidade usada pelos astrônomos, o parsec, vem justamente da paralaxe: é a distância em que uma estrela pareceria se deslocar um segundo de arco. Vale cerca de 3,26 anos-luz.
Degrau 3: as cefeidas e Henrietta Leavitt
Para ir além, era preciso uma vela padrão: um tipo de objeto cujo brilho real se conhece. Comparando com o brilho aparente, calcula-se a distância, como avaliamos a distância de uma lâmpada de potência conhecida.
Em 1912, a astrônoma americana Henrietta Swan Leavitt, que trabalhava no Observatório de Harvard analisando chapas fotográficas, descobriu que certas estrelas variáveis, as cefeidas, pulsam num ritmo que depende do seu brilho real: quanto mais luminosas, mais lento o pulso. Bastava medir o período da pulsação para saber o brilho e, com ele, a distância.
Foi com as cefeidas que Edwin Hubble mostrou, nos anos 1920, que Andrômeda estava muito além da Via Láctea, e que o universo está em expansão.
Degrau 4: supernovas, para galáxias distantes
Para galáxias a bilhões de anos-luz, as cefeidas ficam fracas demais. Entram as supernovas do tipo Ia, explosões de anãs brancas que atingem um brilho máximo parecido e são visíveis do outro lado do universo. Foi com elas que se descobriu, em 1998, que a expansão do universo está acelerando.
O último recurso: o desvio para o vermelho
Para as galáxias mais distantes, mede-se quanto a luz delas foi esticada pela expansão do universo, o desvio para o vermelho. Com um modelo de como o universo se expandiu, esse número se converte em distância e em tempo de viagem da luz.
Cada degrau depende do anterior, e um pequeno erro na base se propaga para cima. É por isso que astrônomos seguem refinando as medidas, e que a diferença ainda não explicada entre duas formas de medir a taxa de expansão do universo, a chamada tensão de Hubble, é levada tão a sério.
