Depende do corpo que será analisado. Para estrelas localizadas nas proximidades, utilizamos uma técnica na astronomia, denominada como paralaxe. O paralaxe é um fenômeno observado nestes objetos, tal que, quando o nosso planeta desloca-se através de sua órbita entorno do Sol, observamos um leve deslocamento - bastante imperceptível para nós, mas que pode ser verificado por equipamentos astronômicos eficazes - do mesmo pela esfera celeste - o campo de visão do universo a partir da Terra.
Considere que um deslocamento α de um objeto é observado quando a Terra desloca-se de uma extremidade até outra em sua órbita (como na figura abaixo). Unindo os pontos das posições da Terra (em cada extremidade) com o objeto observado, conferimos um triângulo isósceles de base d - o diâmetro da órbita da Terra - e altura h - a distância estimada do objeto em relação ao Sistema Solar. Se dividirmos o triângulo acima, teremos dois triângulos retângulos congruentes de altura h e base r - o raio da órbita da Terra.
Considerando que o nosso ângulo de referência agora é a metade do deslocamento α observado, a altura h do triângulo - vulgo a distância que queremos obter - será o produto do raio da órbita da Terra vezes a cotangente da metade do ângulo de observação:
h = r . cotg (α/2)
Imagine, por exemplo, que o deslocamento de um corpo celeste na esfera celeste foi de 0.1 graus a partir aqui da Terra. Considerando que a variável r é a distância entre a Terra e o Sol (uma unidade astronômica - 1 UA), a distância será o produto de 1 UA pela cotangente de 0.05 graus:
h = 1 UA . cotg (0.05º) = 1.145,915 UA
Ou seja, este corpo celeste está distante há aproximadamente 1.146 vezes a distância entre a Terra e o Sol (!!!). Apesar desta distância ser imensa, ela ainda não atinge o limite interno da nuvem de Oort, um complexo formado por trilhões de trilhões de cometas orbitando o Sol, com um comprimento de 50.000 - 100.000 UA!!!
Entretanto, o efeito paralaxe pode tornar-se inviável quando analisamos corpos muito, mas MUITO distantes da Terra, como as galáxias. Para isso, estimamos a velocidade aparente de afastamento através do redshift de seu espectro observado - de acordo com a Lei de Hubble* - , e multiplicamos seu valor pela idade do universo**: voilá, obtivemos a distância entre nós e a galáxia de referência!
*A Lei de Hubble já foi abordada por mim anteriormente aqui no Quora. Para visualizá-la, clique aqui!
**A idade do universo é o valor inverso da Constante de Hubble. Portanto, dizer que a distância será a velocidade dividida pela respectiva constante, ou que a distância será a velocidade vezes a idade do universo, é praticamente a mesma coisa!
Ultra Deep Field Hubble (Campo ultra profundo de Hubble), fotografia concebida pelo Telescópio Espacial Hubble.
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As supernovas são um caso especial: caso você não saiba, as supernovas são alguns dos eventos mais energéticos já observados no Universo, resultante do colapso de estrelas massivas - mais que 10 massas solares - no final de suas vidas, quando já estão fundindo elementos químicos mais pesados, até o ferro. Uma característica fundamental destes eventos é que a quantidade de luz emitida por eles é constante, o que facilitará bastante os cálculos!
Sabendo que em uma determinada distância d1 uma supernova de referência emite um brilho de intensidade b2, e que o brilho emitido é inversamente proporcional ao quadrado da distância, logo, se uma outra supernova emitir um brilho b2, a distância d2 será:
d2 = d1 . √( b1 / b2 )
Para exemplificar, se b2 for o quádruplo do brilho de referência b1, a distância d2 será a metade da distância d1 - o brilho é mais intenso quando o objeto está mais próximo!
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