A distância de uma estrela é medida por paralaxe: os astrônomos fotografam a estrela, esperam seis meses até a Terra estar do outro lado da órbita e fotografam de novo. Se a estrela for perto, ela terá se deslocado um tiquinho em relação às estrelas do fundo. Esse deslocamento, que é um ângulo minúsculo, dá a distância por trigonometria simples — a mesma que se usa para medir a largura de um rio sem atravessar.
É o único método que mede distância estelar diretamente, sem supor nada. Todo o resto da astronomia, inclusive o tamanho do universo, é construído em cima dele.
O truque que você pode fazer agora
Estique o braço, levante o polegar e feche o olho esquerdo. Olhe para o polegar. Agora troque: abra o esquerdo e feche o direito. O polegar pula em relação à parede do fundo.
Ele não se mexeu. Você é que olhou de dois lugares diferentes, separados pelos poucos centímetros entre os seus olhos. Esse "pulo" é a paralaxe. A própria NASA usa esse exemplo para explicar o método.
Duas coisas dessa brincadeira valem guardar, porque são a base de tudo:
- Quanto mais perto o objeto, maior o pulo. Aproxime o polegar do rosto e o pulo aumenta.
- Quanto mais afastados os dois pontos de vista, maior o pulo. Se seus olhos fossem separados por um metro, o polegar pularia muito mais.
Os astrônomos não têm como afastar os olhos. Mas têm algo melhor: a Terra.
Os dois "olhos" são a órbita da Terra
A Terra dá uma volta no Sol por ano. Isso significa que, em janeiro e em julho, o nosso planeta está em pontos opostos da órbita, separados por duas vezes a distância Terra–Sol: cerca de 300 milhões de quilômetros.
Essa é a maior régua disponível de graça. Fotografa-se a estrela em janeiro e de novo em julho, mede-se o quanto ela se deslocou contra o fundo e pronto.
O problema é o tamanho do deslocamento. Mesmo com uma base de 300 milhões de km, nenhuma estrela pula mais do que um segundo de arco. Um segundo de arco é 1/60 de um minuto de arco, que por sua vez é 1/60 de um grau — ou seja, 1/3.600 de grau.
Para sentir o tamanho disso: um segundo de arco é o ângulo de uma moeda de 1 real vista a 5,6 quilômetros de distância (conta nossa, a partir dos 27 mm da moeda). É esse o alvo que um telescópio precisa acertar para medir a estrela mais próxima.
Proxima Centauri, a estrela com o maior pulo do céu
A estrela mais próxima do Sol é a Proxima Centauri, e mesmo ela está a 40.208.000.000.000 km — quarenta trilhões de quilômetros, ou cerca de 4,25 anos-luz, segundo a NASA. (Se você ainda não tem intimidade com essa unidade, comece por O que é um ano-luz?.)
Com essa distância, o pulo dela vale 0,77 segundo de arco (conta nossa). Traduzindo para a moeda: é a moeda de 1 real vista a 7,3 quilômetros. E essa é a maior paralaxe estelar que existe. Todas as outras estrelas do céu pulam menos.
As duas estrelas brilhantes do mesmo sistema, Alfa Centauri A e B, estão a cerca de 4,35 anos-luz e são separadas entre si por apenas 23 vezes a distância Terra–Sol — um pouco mais do que a distância de Urano ao Sol.
O parsec: a unidade que nasceu dessa conta
Como o método é esse, os astrônomos criaram uma unidade sob medida para ele: o parsec. A definição é direta — parsec é a distância em que uma estrela teria uma paralaxe de exatamente um segundo de arco.
Fazendo a conta, um parsec dá 3,26 anos-luz. Não existe nenhuma estrela a exatamente um parsec de nós: a Proxima, a mais próxima de todas, está a 1,30 parsec. A partir daí, a regra é a mais simples da astronomia:
Distância em parsecs = 1 dividido pela paralaxe em segundos de arco.
Paralaxe de 0,1 segundo de arco? Dez parsecs. Paralaxe de 0,01? Cem parsecs. É por isso que "parsec" aparece tanto em texto técnico: ele deixa a conta sem nenhuma multiplicação.
Hipparcos e Gaia: quando o método foi para o espaço
Da Terra, o ar atrapalha. As estrelas piscam justamente porque a atmosfera embaralha a luz — o motivo está em Por que as estrelas piscam? —, e esse tremor limita a precisão. A solução foi óbvia e cara: levar o medidor para fora do ar.
A Agência Espacial Europeia fez isso duas vezes.
| Missão | Quando | Quantas estrelas | O salto |
|---|---|---|---|
| Hipparcos | agosto de 1989 a 1993 | 118.218 no catálogo principal | Primeiro satélite a mapear posições de estrelas |
| Gaia | 27/07/2014 a 15/01/2025 | quase 2 bilhões de objetos | 200 vezes mais preciso que o Hipparcos |
O Hipparcos já tinha o nome certo: além de lembrar o astrônomo grego Hiparco, é a sigla de HIgh Precision PARallax COllecting Satellite — satélite coletor de paralaxe de alta precisão. Ele visitou cada estrela escolhida cerca de 100 vezes ao longo de quatro anos, e entregou também o catálogo Tycho, com 1.058.332 estrelas de precisão um pouco menor.
O Gaia é de outra categoria. Ele fez mais de três trilhões de observações, visitando cada estrela cerca de 14 vezes por ano, e mede posições com precisão de 24 microssegundos de arco para os objetos mais brilhantes que a magnitude 15. A ESA compara esse ângulo à espessura de um fio de cabelo visto a 1.000 km de distância. Pela nossa conta da moeda, são 27 mm vistos a 232 mil quilômetros — mais da metade do caminho até a Lua.
Com essa precisão, o Gaia mediu a distância das estrelas mais próximas com erro de 0,001%, e ainda alcançou estrelas perto do centro da Via Láctea, a 30 mil anos-luz, com erro de 20%. Ele trabalhou de um ponto a 1,5 milhão de km da Terra e foi desligado em 27 de março de 2025.
Onde a paralaxe acaba e começa a escada
A paralaxe é honesta, mas tem limite: quanto mais longe a estrela, menor o pulo, até ele sumir no erro de medida. Para galáxias inteiras, o método não serve. A saída é a chamada escada de distâncias cósmicas — cada degrau é calibrado pelo anterior.
Degrau 1: paralaxe. Mede diretamente as estrelas vizinhas. É o único degrau que não depende de nenhum outro.
Degrau 2: as cefeidas. Em 1908, a astrônoma americana Henrietta Leavitt notou algo extraordinário em um tipo de estrela que aumenta e diminui de brilho num ritmo regular, as cefeidas: quanto mais lento o ciclo, mais luminosa a estrela. O trabalho completo, com 25 cefeidas da Pequena Nuvem de Magalhães, saiu em 1912. A consequência é enorme: basta cronometrar o ciclo para saber o brilho real da estrela; comparando com o brilho aparente, sai a distância. Foi com cefeidas que Edwin Hubble obteve a primeira distância confiável até a galáxia de Andrômeda.
Degrau 3: as supernovas. Um tipo específico de explosão estelar, a supernova do tipo Ia, tem quase sempre o mesmo brilho real. Como ela ofusca a galáxia inteira por algumas semanas, dá para vê-la a bilhões de anos-luz. É o degrau que alcança o universo distante.
E cada degrau só vale se o anterior estiver certo. Se a paralaxe das cefeidas próximas estiver errada por 5%, tudo o que vem depois — inclusive a idade e o tamanho do universo, assunto de O espaço tem fim? — erra junto. É exatamente por isso que o Gaia foi construído.
Um detalhe que a paralaxe revelou de brinde
Medir posição de estrela com precisão absurda tem um efeito colateral: percebe-se que as estrelas andam. A Galáxia gira, e cada estrela faz a própria volta em torno do centro em ritmo diferente. O Sol leva mais de 200 milhões de anos para dar uma volta.
O caso mais famoso é a estrela de Barnard, que se desloca no céu rápido o bastante para ser notada em fotos separadas por poucos anos. Ela está vindo na nossa direção: por volta do ano 11.700, estará a 3,8 anos-luz e passará a ser a estrela mais próxima do Sol, tomando o posto da Proxima Centauri.
Quando você lê "a estrela tal está a tantos anos-luz", está lendo o resultado de tudo isso: uma medida de ângulo minúsculo, repetida milhões de vezes, de um satélite que passou dez anos girando devagar no escuro. Sobre quantas dessas estrelas você consegue enxergar sem nenhum equipamento, a conta está em Quantas estrelas dá para ver a olho nu?.
