Estimando a distância de galáxias

30 de julho de 2015 | LIneA

Uma informação importante para o estudo das galáxias é a determinação de suas distâncias até nós. Existem várias formas de se fazer isso. Para um levantamento profundo como o Dark Energy Survey (DES), somente algumas formas são factíveis.

Uma delas é usando o fenômeno chamado de Efeito Doppler ao espectro (luz decomposta em comprimentos de onda) do objeto. Usaremos o exemplo a seguir para mostrar como isso funciona. Quando uma ambulância se aproxima da gente, o som de sua sirene se torna mais agudo. Isso acontece porque as ondas sonoras emitidas são comprimidas. Quando a ambulância se afasta, as ondas ficam mais espaçadas (mais graves) como mostrado na Figura 1.

Algo semelhante acontece com a luz. A radiação que recebemos dos corpos celestes possui sua cor alterada, dependendo do movimento relativo entre a fonte e nós, observadores. Para galáxias relativamente próximas o movimento relativo pode ser de afastamento, causando um desvio para o vermelho, (em inglês, redshift), ou de aproximação, causando um blueshift (Figura 2).

ambulancia-em-movimento
Figura 1 – Representação gráfica de uma onda sonora sofrendo aumento ou diminuição do comprimento de onda, dependendo do movimento relativo entre a fonte e o observador ser de afastamento ou aproximação, respectivamente.

Doppler-redshift
Figura 2 – No caso de uma onda luminosa, se o movimento é de afastamento, a onda alongada significa uma a cor deslocada para o lado vermelho do espectro eletromagnético. A isso chamamos de desvio para o vermelho, ou redshift em inglês.

Em 1929, usando o maior telescópio do mundo na época, Edwin Hubble e seu colega Milton Humason notaram que existia uma relação entre as distâncias das galáxias e as suas respectivas velocidades de afastamento. Quanto mais distantes, mais rápido as galáxias se afastavam, o que levou à conclusão de que o Universo está se expandindo. Generalizando para um observador qualquer, com o Universo em expansão, todas as galáxias estão se afastando umas das outras. Esta descoberta transformou o redshift, que é uma grandeza mensurável do espectro de uma galáxia, em uma forma indireta de estimar suas distâncias. Ao redshift determinado desta forma dá-se o nome de “redshift espectroscópico”.

A distribuição espectral de energia de uma galáxia, também conhecida como SED (do inglês Spectral Energy Distribution), é obtida a partir de uma técnica chamada espectroscopia, onde a luz recebida é decomposta em seus diferentes comprimentos de onda (Figura 3).

A SED mostra a contribuição em cada comprimento de onda para a intensidade de luz total vinda de uma galáxia. Com isso, os astrônomos obtêm diversas informações a respeito de suas propriedades físicas e químicas. O valor do redshift é a medida de quanto o espectro foi deslocado com relação a um padrão de repouso e com ele podemos estimar a distância do objeto em questão. Entretanto, a técnica da espectroscopia possui suas limitações para grandes levantamentos. Os objetos observados precisam ser suficientemente brilhantes para que possam ser detectados depois de ter a sua radiação espalhada por diversos sensores que fazem a coleta de luz (cada sensor detecta uma região distinta no espectro).

Uma alternativa que permite acessar informações sobre mais objetos (inclusive os mais fracos) em menos tempo é a fotometria. Através de imagens obtidas do céu, com filtros que só deixam passar a luz em um pequeno intervalo de comprimentos de onda, chamado de banda, tem-se a medida da magnitude (brilho aparente) das galáxias.

O levantamento DES utiliza filtros nas bandas g, r, i, z e Y. A última já faz parte da região do infravermelho próximo, não perceptível ao olho humano. Duas metodologias são usadas para fazer uma estimativa do redshift usando apenas a informação das magnitudes. Dentre elas, destacam-se duas categorias: a de ajuste a modelos e a empírica. Ao redshift determinado desta forma dá-se o nome de “redshift fotométrico”.

Os softwares de “ajuste a modelos” tentam descobrir, dado um conjunto de SEDs que estão em um referencial de repouso, qual delas é melhor representada pelas magnitudes medidas (ver Figura 4), e o quanto ela teve que ser deslocada para o vermelho, para que o ajuste seja feito. Este “deslocamento para o vermelho” é usado para calcular a distância.

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Figura 3 – Animação mostrando a dispersão da luz por um prisma em seus diferentes comprimentos de onda (cores).

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Figura 4 – Exemplo do ajuste de uma SED a um conjunto de magnitudes medidas de uma galáxia. Os pontos coloridos representam as magnitudes observadas em diversos filtros e telescípios e a linha preta representa a SED que melhor se ajustou aos pontos.

Já os algoritmos “empíricos” utilizam um conjunto de treinamento constituído de galáxias com o redshift e magnitudes conhecidas para “aprenderem” a determinar redshifts fotométricos. A partir deste conjunto, o software determina a relação que há entre as magnitudes e o redshift, e a aplica para determinar o redshift das demais galáxias. Na Figura 5 mostramos o exemplo de galáxias observadas na fase de verificação científica do levantamento DES. A galáxia no centro da imagem teve seu redshift determinado por um software empírico tendo como resultado um redshift z = 0.40. Isso significa que, adotando o modelo cosmológico mais aceito atualmente, ela está a uma distância de nós de aproximadamente 1500 Mpc, equivalente a 4.892.345.665 anos-luz. Existem outras formas de determinarmos distâncias de galáxias, mas abordaremos o tema em um futuro próximo.

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Figura 5 – Pequena região selecionada de uma imagem do levantamento DES, mostrando uma galáxia (a mais brilhante no centro da imagem) cujo photo-z foi determinado pelo software empírico.

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