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Um pouco mais sobre Astronomia e Astrofísica
Professor Mário http://www.professormario.com.br – Novembro/2010
Um pouco mais sobre Astronomia e Astrofísica – Professor Mário – http://www.professormario.com.br
SUMÁRIO
BIG BANG - onde tudo começou...................................................................................... 1
Estrelas ................................................................................................................................... 5
Características Observacionais ................................................................................................... 5
Temperatura e Cor ..................................................................................................................... 5
Evolução estelar (baseado em Notas de Aula da disciplina AGA215, Professor Roberto Boczko)........................................................................................................................................ 7
Origem da energia estelar .................................................................................................................. 9 Vida e Morte de uma “Estrela Peso Pena” ....................................................................................... 10 Vida de uma “Estrela Peso Médio” .................................................................................................. 10 Morte de uma “Estrela Peso Médio” ............................................................................................... 12 Vida de uma “Estrela Peso Pesado” ................................................................................................. 14 Morte de uma “Estrela Peso Pesado” .............................................................................................. 14
Contelações ......................................................................................................................... 16
Para saber mais ................................................................................................................. 20
Um pouco mais sobre Astronomia e Astrofísica – Professor Mário – http://www.professormario.com.br
BIG BANG - onde tudo começou
Em praticamente todos os modelos cosmológicos desenvolvidos em nosso século,
existe um princípio denominado "princípio cosmológico", que coloca duas imposições
básicas para o Universo: ele é homogêneo e é isotrópico (um observador fora da Terra, em
outra galáxia, por exemplo, possui a mesma visão, ou melhor, percepção do Universo que
um observador na Terra).
Para entender o Universo é importante conhecer algumas de suas características, o
que denominamos parâmetros. Tais parâmetros possibilitam uma melhor caracterização da
situação atual do Universo e de seu provável desenvolvimento, ou se preferir, futuro.
Pensando em tais parâmetros, escolhemos três para possibilitar um melhor
entendimento de como é feito tal estudo.
Fugura 1. Representação da singularidade e do Universo tridimensional
Alguns parâmetros essenciais:
1. parâmetros de densidade: é a densidade média do Universo em relação à densidade
crítica, definida como a densidade necessária para deter a expansão do universo,
fazendo com que a ela se siga uma contração;
2. parâmetro de desaceleração: é o que determina a variação da velocidade de expansão
do Universo;
3. constante de Hubble: que determina baseada em observações, a idade do Universo.
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Um pequeno resumo sobre algumas visões do Universo:
- Universo de Einstein: o Universo que ele concebia era finito, fechado e esférico, com a
matéria homogeneamente distribuída e sem nenhum movimento em escala
cosmológica;
- Universo de De Sitter: tinha um modelo que concebia um Universo em expansão e
desprovido de matéria;
- Universos de Friedmann: no modelo dele a expansão do Universo é desacelerada ao
longo do tempo, conforme a taxa de desaceleração, determinada pela densidade média
do Universo, pode-se ter a situação em que a expansão eventualmente cessa e a ela
segue uma contração, tal visão faz com que os modelos que dela decorrem permitam
diversas geometrias e curvaturas
Tabela 1. Modelos de Evolução do Universo
modelo de Universo Característica
expansionário
- possui a característica de expansão perpétua, representado
com curvatura aberta, descrito com uma geometria
hiperbólica, onde a força gravitacional de seus constituintes
não deterá a expansão do Universo
universo finito
- o Universo tende a uma situação limite de raio constante,
assim sem contração posterior, caracterizado por uma
geometria plana e aberta;
universo pulsante
- existe um limite de expansão, e posteriormente uma
contração do Universo, geometria fechada e esférica, onde o
destino do Universo é retornar ao seu estado original.
Para entender melhor o BIG BANG devemos levar em consideração a evolução de sua
teoria, o que nos leva a 1948, onde George Gamow, físico russo naturalizado norte-america,
comprovou que devido aos modelos de expansão seria previsto um estado inicial de alta
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temperatura, com volume muito pequeno e alta densidade. Densidade essa que
impossibilitava a existência de matéria permitindo apenas a existência de energia (radiação).
Parte dessa matéria teria se convertido em matéria pensando de forma simples na
expressão da Teoria da Relatividade, E=mc2. Mas Gamow esperava a existência de alguma
radiação restante que deveria permear o Universo. Em 1965, Arno Penzias e Robert Wilson
que eram pesquisadores da empresa Bell Telephone captarem uma frequência de "ruído"
em todas as direções do céu, com uma frequência de 4080 MHz, correspondendo a uma
temperatura de 3 K, o que demonstrava ser de origem extraterrestre e de forma isotrópica.
Isto deu força para comprovação da Teoria do Big Bang.
A tabela à seguir demonstra um quadro evolutivo do Universo
Tabela 2. Etapas da Evolução do Universo
Tempo Cósmico Era Evento
0 Singularidade Big Bang
até 10-43 segundos Era de Planck (desconhecida)
até 10-6 segundos Era dos Hádrons Criação das partículas pesadas
até 1 segundo Era dos Léptons Criação das partículas leves
1 minuto Era da Radiação Formação do Hélio e Deutério
10 mil anos Era da Matéria A matéria torna-se predominante
300 mil anos
Desacoplamento
O Universo torna-se transparente
1 bilhão de anos Começa a formação das galáxias
3 bilhões de anos Começa a aglomeração das galáxias
4 bilhões de anos Formação das primeiras estrelas
10, 5 bilhões de anos Inicia-se a formação do Sol
15 bilhões de anos Espaço atual
Fonte: Notas de Aula do Curso: Astronomia: uma visão geral Prof. Dr. Antonio Mário Magalhães
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De forma geral podemos pensar como modelo predominante atualmente, o da
expansão constante. Entretanto alguns problemas ainda persistem na descrição do Universo.
Os principais são:
- a assimetria matéria antimatéria não explicada ao pensarmos nas teorias de produção de
pares por meio da energia;
- o "achatamento" visualizado observacionalmente do Universo;
- os eventos que ocorreram durante a Era de Planck.
Figura 2. Modelos de Evolução do Universo
Mas se a expansão prossegue indefinidamente, poderá o Universo manter as
características que apresenta hoje? A resposta, segundo a teoria do Big-Bang, é não. Para
esta teoria, o Universo aparece como algo que está em permanente mutação. O Universo
então envelheceria progressivamente, com cada vez mais estrelas mortas ou já evoluídas e
cada vez menos estrelas novas. Além disso, a continuação indefinida do processo de
expansão do Universo faria com que a temperatura da radiação de fundo se aproximasse
mais e mais do zero absoluto. Por fim, o próprio próton pode não ser estável, mas ter um
tempo de decaimento bem superior à atual idade do Universo. Quando a idade do Universo
ultrapassar em ordem de grandeza este limite, não teríamos mais átomos estáveis. Não
teríamos mais matéria estável.
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Estrelas
Características Observacionais A luminosidade é uma propriedade intrínseca da estrela, não depende de sua
localização ou de seu movimento. Por outro lado, quando observamos uma estrela, nós não
medimos a sua luminosidade, mas sim o seu fluxo, ou seja: a porção de energia detectada
numa dada área de superfície coletora, num intervalo de tempo. Vimos também que o fluxo
medido é diretamente proporcional à luminosidade e inversamente proporcional ao
quadrado da distância.
Temperatura e Cor Quando olhamos para a constelação de Orion com um binóculo, podemos identificar
a cor da estrela fria Betelgeuse, que é avermelhada, e da estrela quente Rigel, que é azulada.
Entretanto, temos que realizar observações mais detalhadas para determinarmos suas
temperaturas - 3000 K para Betelgeuse e 15000 K para Rigel. Discutiremos a seguir a
classificação que é feita a partir do estudo detalhado do espectro das estrelas.
Classificação dos espectros estelares
Estrelas com temperatura superior a 25000K normalmente têm forte linha de
absorção do He II (hélio uma vez ionizado) e de elementos mais pesados, com múltiplas
ionizações, como oxigênio, nitrogênio e silício.
Essas fortes linhas não aparecem no espectro das estrelas mais frias, as quais não
atingem as temperaturas necessárias para excitar e ionizar esses elementos. Por outro lado,
as linhas de absorção do hidrogênio são relativamente mais fracas nas estrelas quentes. Essa
ausência de linhas fortes não é devida a falta de hidrogênio (elemento muito abundante em
todas as estrelas), mas se deve ao fato de que a altas temperaturas, o hidrogênio encontra-
se ionizado, restando poucos átomos intactos para produzirem essas linhas.
Para estrelas com temperaturas em torno de 10000 K, as mais fortes linhas de
absorção são do hidrogênio, onde os elétrons facilmente se movem entre o segundo e
terceiro orbitais, produzindo a linha vermelha em 656,3 nm (H). Linhas de elementos como
cálcio e titânio, que têm elétrons menos ligados são mais comuns no espectro de estrelas a
10000K, do que as linhas de He, O e N, em que os elétrons são fortemente ligados.
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Finalmente, nas estrelas mais frias, não encontramos novamente as linhas do
hidrogênio, mas nesse caso o motivo não é a ionização dos átomos, como ocorre nas
estrelas muito quentes. Nas estrelas frias a transição entre os níveis orbitais não ocorre
porque os elétrons ficam preferencialmente no estado fundamental. Verificam-se então as
linhas de elementos mais pesados fracamente excitados, não se encontrando linhas de
elementos ionizados. Como a energia dos fótons saindo das estrelas frias não é suficiente
para destruir moléculas ocorrem muitas linhas moleculares de absorção, como as de óxido
de titânio, por exemplo.
Na classificação das estrelas, luminosidade e temperatura superficial são parâmetros
que têm um papel semelhante ao peso e altura de uma pessoa, para classificar seu tipo
físico. Sabemos que nos humanos, essas características são bem correlacionadas, ou seja,
normalmente espera-se que pessoas mais altas tenham maior peso que as pessoas de
menor estatura. Assim, também os astrônomos procuram correlacionar os parâmetros
estelares.
Tabela 3. Classificação de acordo com as linhas espectrais
Tipo Esp. Cor TSUP (K) Linhas proeminentes de absorção Exemplos
O Azul 30.000 He ionizado (fortes), elementos pesados ionizados (OIII, NIII, SiIV), fracas linhas de H.
B Azulada 20.000 He neutro (moderadas), elementos pesados 1 vez ionizados
Rigel (B8)
A Branca 10.000 He neutro (muito fracas), ionizados, H (fortes)
Veja (A0) Sirius (A1)
F Amarelada 7.000 Elementos pesados 1 vez ionizados, metais neutros, H (FeI, CaI), H (moderadas)
Canopus (F0)
G Amarela 6.000 Elementos pesados 1 vez ionizados, metais neutros, H (relat. fracas)
Sol (G2) Alfa Cen (G2)
K Laranja 4.000 Elementos pesados 1 vez ionizados, metais neutros, H (fracas)
Arcturus (K2) Aldebaran(K5)
M Vermelha 3.000 Elementos neutros (fortes), moleculares (moderadas), H (muito fracas)
Betelgeuse (M2)
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Evolução estelar (baseado em Notas de Aula da disciplina AGA215, Professor Roberto Boczko
Numa galáxia podem existir várias regiões de formação, consideradas berçários de
estrelas, que são as nuvens de gás e poeira.
Devido a flutuações de densidade, em alguns pontos da nuvem-mãe a concentração
de gás e poeira pode ser alta o suficiente para que a matéria sofra contração sob o efeito da
gravidade. Com isso, energia é transformada, causando o aquecimento da matéria, que por
sua vez vai provocar a emissão de radiação do objeto. Nesta fase, esse objeto é conhecido
como uma protoestrela.
Figura 3. Evolução Estelar
Após alguns milhares de anos de contração gravitacional a temperatura chega a
2000-3000 K. Nesse ponto a protoestrela ainda é bem grande e consideravelmente
brilhante: uma protoestrela de 1M
chega a ser 20 vezes maior em diâmetro e 100 vezes
mais brilhante que o Sol. O tempo total gasto para o colapso gravitacional que ocorre
durante a formação de uma estrela depende de sua massa inicial: as protoestrelas de altas
massas são as que se contraem num tempo mais curto.
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Figura 4. Diagram H-R
Protoestrelas menos massivas que 0.08 M
nunca chegam a desenvolver a pressão
necessária para iniciar a queima de hidrogênio em seu interior. Algumas pequenas
protoestrelas se contraem até tornarem-se objetos semelhantes a planetas. Já as de massa
maior que 100 M
desenvolvem altas temperaturas tão rapidamente, que a pressão de
radiação torna-se a força dominante contra o colapso gravitacional.
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Origem da energia estelar Quando a parte central da protoestrela fica quente o suficiente, iniciam-se os
processos de fusão nuclear, gerando a energia necessária para a estrela se sustentar.
Basicamente os processos de fusão envolvem 4 núcleos de hidrogênio que se fundem, para
formar 1 núcleo de hélio. Enquanto o hidrogênio tem apenas 1 próton em seu núcleo, o
hélio possui 2 prótons e 2 nêutrons, sendo que a massa do núcleo formado é um pouco
menor que a soma das massas dos 4 núcleos utilizados. É essa diferença de massa (0.007 da
massa inicial) que será convertida em energia no interior estelar. Como na sequência
principal, 90% dos átomos de uma estrela são de hidrogênio, ela tem armazenada uma
grande quantidade de combustível para ser "queimado".
Figura 5. Etapa do ciclo do Hidrogênio
As cadeias de reações nucleares propostas para explicar a fusão dos 4 núcleos de
hidrogênio em 1 de hélio dependem da temperatura em que se encontra o interior estelar. A
chamada cadeia próton-próton domina o processo de geração de energia nas estrelas com
massas menores, incluindo o Sol, enquanto que o ciclo do carbono é dominante nas estrelas
com massas maiores. Nos casos em que o hélio já foi formado e as temperaturas são muito
elevadas ocorre o chamado processo triplo-alfa.
As estrelas pouco massivas, como o Sol, tornam-se gigantes vermelhas e morrem
criando as nebulosas planetárias, terminando suas vidas como anãs brancas. Finais mais
explosivos são reservados a estrelas mais massivas (M> 8 M
), transformando-as em estrelas
de nêutrons ou pulsares, como resultados de explosões de supernovas. A morte das estrelas
muito massivas pode resultar em buracos-negros.
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Vida e Morte de uma “Estrela Peso Pena” Quando a massa da protoestrela é menor que 0,08 massas solares, a pressão
gravitacional não é suficiente para que, durante a contração da protoestrela, comece a haver
reações de fusão nuclear no seu interior.
Assim, a "estrela" nunca nasce!
Um corpo com massa inferior a 0,08 massas solares nunca será uma estrela, mas sim
um corpo escuro, às vezes chamado de Anã Infravermelha, pois só consegue emitir esse tipo
de radiação, que é oriunda da perda de energia potencial durante a contração.
Figura 6. Júpiter (Anã Marrom, Infravermelha ou Castanha)
Esses corpos podem, no caso de girarem em torno de uma estrela, passarem a ser
chamados de Planetas. Júpiter é o caso de uma "estrelinha" frustrada: se tivesse uma massa
ligeiramente maior do que aquela que possui, Júpiter poderia ter-se tornado uma estrela
irmã do Sol!
Vida de uma “Estrela Peso Médio” Descrevamos a provável vida de uma estrela com massa compreendida entre 4 e 8
massas solares.
Figura 7. Evolução Estelar de Estrelas como o Sol
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Veremos que ela pode viver de forma pacata ou de forma explosiva.
Vejamos inicialmente a vida de uma estrela pacata. Sua adolescência é muito
parecida com a do Sol: fusão do H em He; em seguida transforma-se numa Super-gigante
Vermelha (super, pois tem massa suficiente para se torna r muito maior que uma gigante
vermelha já descrita no caso do Sol); ocorre então a contração diferenciada das partes mais
internas e das mais externas transformando-se numa Nebulosa Planetária; e ...aí acabam as
semelhanças!
Como sua massa é muito grande, durante essa contração, a pressão e a temperatura
no seu centro atingem valores suficientes para que se iniciem as reações de fusão nuclear, as
quais transformam o He em Carbono [C], originando então uma nova fonte de energia. Esse
combustível garantirá que a estrela poderá ficar em equilíbrio durante algum tempo.
Quando se esgota o He de seu centro, a tendência é o esfriamento com a posterior
contração. Se a massa for suficientemente grande, então essa contração poderá aquecer
tanto seu interior que novas reações de fusão nuclear ocorrerão, transformando C em
Oxigênio [O] e conseguindo nova fonte de combustível nuclear.
Em resumo, a estrela ficará sujeita a uma sequência de expansões e contrações,
durante as quais ocorrerão fusões nucleares de elementos cada vez mais pesados, com a
consequente liberação de energia (reações exotérmicas).
Até que tipo (massa atômica) de elemento químico teremos em seu interior, vai
depender da massa da estrela: quanto maior a massa, poderão resultar elementos químicos
mais pesados.
E agora descrevamos a vida da estrela de temperamento explosivo.
Para algumas estrelas, quando atingem a fase de fusão do He, a geração de energia
pode ser tão intensa que a camada de atmosfera estelar, que circunda o núcleo, não
consegue, de forma eficiente, transportar, para fora do núcleo, a energia gerada. A
temperatura e a pressão, no seu interior, crescem assustadoramente, até que a pressão
gravitacional não mais consegue suportar a pressão térmica, e a estrela explode, ejetando
uma grande quantidade de matéria e luz: surge a estrela Supernova!
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Durante a explosão de uma supernova, a matéria ejetada atinge velocidades muito
grandes, permitindo que eventuais colisões entre suas partículas originem fusões nucleares
de elementos mais pesados: Ferro, Chumbo, Ouro, Urânio etc.
Figura 8. Nebulosa do Caranguejo (Supernova)
A fase de supernova, que representa, para nós, uma beleza rara no céu, para a
estrela é apenas o prenúncio do fim de sua vida!
Morte de uma “Estrela Peso Médio” Vejamos inicialmente o que ocorre com uma estrela peso médio que não se
transforma numa supernova.
Atingindo-se determinado estágio, em que, por mais que a estrela se contraia, a
temperatura não consegue elevar-se a ponto de iniciar a fusão nuclear do elemento mais
pesado de seu núcleo, a tendência é a de a pressão gravitacional suplantar a pressão térmica
e a pressão no núcleo se tornar tão intensa que prótons e elétrons começam a se unir
formando nêutrons. Teremos é o a Estrela de Nêutrons.
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Figura 9. Estrela de Nêutrons
Se, num determinado instante, a estrutura da estrela for tal que em seu centro
houver Ferro [Fe] e em camadas concêntricas tivermos Silício [Si], Oxigênio, Carbono, Hélio e
Hidrogênio, respectivamente, conforme vamos nos aproximando da superfície da estrela,
então, não mais ocorrerão fusões nucleares, pois para fundir Fe, para formar um elemento
mais pesado, é necessário que o processo receba energia externa (reações endotérmicas).
Com isso, a estrela tende a se esfriar e as reações de fusão nuclear param.
Figura 10. Estrutura de uma estrela de nêutrons
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Portanto, na prática, Fe é o elemento mais pesado que pode ser sintetizado no
interior de uma estrela. Nesse caso também, a estrela tende a se tornar uma Estrela de
Nêutrons, com a massa concentrada numa região de poucas dezenas de quilômetros de raio,
e portanto com uma densidade imensa.
As estrelas de nêutrons tendem a irradiar, o pouco que resta de sua energia, em
forma predominantemente de ondas de rádio.
Mas, apesar de "mortas" as estrelas de nêutrons podem nos oferecer um outro
espetáculo (geralmente só perceptível com radiotelescópios): essas estrelas costumam ter
campos magnéticos muito itens os, e nem sempre seu eixo magnético coincide com o eixo
de rotação delas; assim, a energia emitida perto dos polos magnéticos (onde o campo
magnético é mais intenso) só pode ser detectada na Terra quando o respectivo polo estiver
voltado para a Terra.
Dessa forma, essas estrelas parecem brilhar de forma pulsante, como um farol de
aviso de navegação. Essas estrelas se chamam Pulsares (acrônimo de "pulsative stars").
Portanto, estrelas com massas compreendidas entre 4 e 8 massas solares morrem como
estrelas de nêutrons, sendo que em alguns casos podem ser detectadas como pulsares.
Além disso, pulsares podem ser também o resultado das estrelas remanescentes da
explosão de uma supernova.
Vida de uma “Estrela Peso Pesado” Como vive uma estrela cuja massa é superior a 8 massas solares?
Essas estrelas têm uma infância parecida com a de qualquer estrela de grande massa:
passam pelas fases de fusão de H, He e C. Como suas massas são muito grandes, o processo
de evolução é muito rápido. E, com ele, vem rapidamente a Morte!
Morte de uma “Estrela Peso Pesado” Durante o processo de fusão do C a temperatura da estrela tende a crescer fazendo
com que a pressão térmica também cresça. Como a massa da estrela é muito grande, a
pressão gravitacional é sempre maior que a térmica: por mais que a temperatura cresça, a
gravidade sempre ganha! A tendência da estrela é a de contração contínua.
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Não se conhece nenhum mecanismo capaz de sustar a contração. A estrela vai
contraindo, contraindo, contraindo... e a partir de uma determinada configuração, a Ciência
atual não mais consegue explicar o que vai acontecer com essa estrela. Deve ocorre um
colapso gravitacional.
O que a Ciência pode dizer é que, a partir de um determinado instante, a
concentração de massa nessa estrela é tão grande que a aceleração gravitacional superficial
nessa estrela É tão grande que nem mesmo a luz consegue escapar da estrela. Ora, mas só
se pode ver uma estrela por causa da luz que ela emite e que atinge nossos olhos. Se a luz
não estiver saindo dessas estrelas então elas deixam de ser vistas. Além disso, ela absorve a
luz (emitida por outras estrelas) que passa perto dela. Assim, ao se olhar para o céu na
direção de uma estrela desse tipo, veremos, apenas, uma região com aparente ausência de
estrelas. Parecerá um buraco negro no céu.
Buraco Negro é, pois, uma fase terminal (será?) de estrelas de grande massa, que, de
tão concentrada, não permite que a luz que ela gera seja emitida.
Figura 11. Concepção Artística de um buraco negro
Como um buraco negro não pode ser visto, não há provas de sua existência, mas
apenas indícios, obtidos por fontes de raios X (que por serem raios de alta energia só podem
ser gerados nas cercanias de campos gravitacionais muito intensos, como os que devem
existir ao redor de Buracos Negros) e por movimentos, aparentemente anômalos, de
algumas estrelas (perturbadas por algum buraco negro nas proximidades).
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Contelaço es
Figura 12. Diferentes maneiras de observar a constelação de Órion
(a) foto da Constelação de Orion;
(b) uranografia com o esboço do desenho e tracejado das linhas de construção da constelação;
(c) esboço fora de escala da disposição "real" das estrelas com relação a Terra.
Fonte: Astronomy Today
A posição das estrelas na abóbada celeste é um feito de perspectiva. Estrelas que
parecem vizinhas podem estar de fato a distâncias bem diferentes e não ter entre si a menor
relação. Agrupar as estrelas em constelações, com base numa vizinhança apenas aparente,
não corresponde, pois a qualquer realidade astronômica. Contudo sendo uma maneira
muito cômoda de estabelecer referência no céu e reconhecer as estrelas, sendo empregada
há muito tempo.
Os atuais nomes das constelações datam em sua maioria da Antiguidade. Reconhecer
alguma constelação é algo difícil e que exige prática.
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A União Astronômica Internacional normalizou em 88 constelações o mapa da esfera
celeste, de tal forma que qualquer setor do céu obrigatoriamente pertence ao setor de uma
das 88 constelações.
Na tabela abaixo temos uma relação das 88 Constelações em ordem alfabética de
seu nome original.
Tabela 4. As 88 constelações
N Andromeda (ae) [And] 1 Andrômeda
S Antlia (ae) [Ant] 2 Máquina pneumática
S Apus (odis) [Aps] 3 Ave do paraíso
E Aquarius (ii) [Aqr] 4 Aquário E Aquila (ae) [Aql] 5 Águia
S Ara (ae) [Ara] 6 Altar
E Áries (ietis) [Ari] 7 Carneiro
N Auriga (ae) [Aur] 8 Cocheiro E Bootes (is) [Boo] 9 Boieiro
S Caelum (i) [Cae] 10 Buril
N Camelopardalis (is) [Cam] 11 Girafa
E Cancer (cri) [Cnc] 12 Câncer ou caranguejo N Canes (um) Venatici (orum) [C Vn] 13 Cão de caça
E Canis (is) MAjor (is) [C Ma] 14 Cão maior
E Canis (is) Minor [C Mi] 15 Cão menor
E Capricornus (i) [Cap] 16 Capricórnio S Carina (ae) [Car] 17 Carena ou quilha
N Cassiopeia (eiae) [Cas] 18 Cassiopéia
S Centaurus (i) [Cen] 19 Centauro
N Cepheus (ei) [Cep] 20 Cefeu E Cetus (i) [Cet] 21 Baleia
S Chamaeleon (ontis) [Cha] 22 Camaleão
S Circinus 9i) [Cir] 23 Compasso
S Columba (ae) [Col] 24 Pomba E Coma (ae) Berenices [Com] 25 Cabeleira de Berenice
S Corona (ae) Australis (is) [Cr A] 26 Coroa austral
N Corona (ae) Borealis (is) [Cr B] 27 Coroa boreal E Corvus (i) [Crv} 28 Corvo
E Creater (eris) [Crt] 29 Taça
S Crux (cis) [Cru] 30 Cruzeiro do Sul
N Cygnus (i) [Cyg] 31 Cisne
E Delphinus (i) [Del] 32 Delfim
S Dorado (us) [Dor] 33 Dourado
N Draco (onis) [Dra] 34 Dragão
E Equuleus (ei) [Equ] 35 Cavalo menor
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E Eridanus [Eri] 36 Erídano S Fornax (acis) [For] 37 Forno
E Gemini (orum) [Gem] 38 Gêmeos
S Grus (uis) [Gru] 39 Grou
N Hercules (is) [Her] 40 Hércules
S Holorogium (ii)[Hor] 41 Relógio
E Hydra (ae) [Hya] 42 Hidra fêmea
S Hydrus (i) [Ind] 43 Hidra macho
S Indus (i) [Ind] 44 Índio N Lacerta (ae) [Lac] 45 Lagarto
E Leo (nis) [Leo] 46 Leão
N Leo (nis) minor (is) [LMi] 47 Leão menor
E Lepus (oris) [Lep] 48 Lebre
E Libra (ae) [Lib] 49 Balança
S Lupus (i) [Lup] 50 Lobo
N Lynx (cis) [Lin] 51 Lince
N Lyra (ae) [Lyr] 52 Lira S Mensa (ae) [Men] 53 Mesa
S Microscopium (ii) [Mic] 54 Microscópio
E Monoceros (otis) [Mon] 55 Unicórnio
S Musca (ae) [Mus] 56 Mosca S Norma (ae) [Nor] 57 Esquadro
S Octans (antis) [Oct] 58 Oitante
E Ophiuchus (i) [Oph] 59 Ofiúco ou Serpentário
E Orion (is) [Ori] 60 Órion S Pavo (onis) [Pav] 61 Pavão
E Pegasus (i) [Peg] 62 Pégaso
N Perseus (ei) [Per] 63 Perseu
S Phoenix (icis) [Phe] 64 Fênix S Pictor (oris) [Pic] 65 Pintor
E Pisces (ium) [Psc] 66 Peixes
S Piscis (is) Austrinus (i) [PsA] 67 Peixe austral
S Puppis (is) [Pup] 68 Popa S Pyxis (idis) [Pyx] 69 Bússola
S Reticulum (i) [Ret] 70 Retículo
E Sagitta (ae) [Sge] 71 Flecha E Sagittarius (oris) [Sgr] 72 Sagitário
E Scorpius (ii) [Sco] 73 Escorpião
S Sculptor (oris) [Scl] 74 Escultor
E Scutum (i) [Sct] 75 Escudo E Serpens (tis) [Ser] 76 Serpente
E Sextans (tis) [Sex] 77 Sextante
E Taurus (i) [Tau] 78 Touro
S Telescopium (ii) [Tel] 79 Telescópio N Triangulum (i) [Tri] 80 Triângulo
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S Triangulum (i) Australe (is) [TrA] 81 Triângulo austral S Tucana (ae) [Tuc] 82 Tucano
N Ursa (ae) Major (is) [UMa] 83 Ursa maior
N Ursa (ae) Minor (is) [UMi] 84 Ursa menor
S Vela (orum) [Vel] 85 Vela
E Virgo (inis) [Vir] 86 Virgem
S Volans (antis) [Vol] 87 Peixe voador
E Vulpecula (ae) [Vul] 88 Raposa
As constelações estão listadas pela ordem alfabética dos nomes latinos sob os quais decidiu-se designá-las após 1922. A indicação N ou S colocada antes do nome da constelação indica se ela está situada ao norte ou ao sul dos paralelos de declinação + 30º (norte) e - 30º (sul); a indicação E é destinada às pertencentes à banda equatorial limitada por esses dois paralelos. É fornecido entre parênteses a regra de formação do genitivo (utilizado para designação das estrelas) e à sua frente, a tradução em português. A indicação colocada entre colchetes [ ] concerne à abreviação oficial adotada pela União Astronômica Internacional.
Fonte: Grande Enciclopédia Larousse Cultural.
A identificação e localização de estrelas e constelações no céu podem ser feitas pela
utilização de cartas celestes ou programas que simulam o posicionamento de estrelas de
acordo com data, horário e localização.
Figura 13. Imagem de carta celeste
Existem alguns sites que fornecem cartas celestes que podem ser construídas por
meio de impressão direta, ou podem ser adquiridas também sozinhas, com livros ou revistas
especializadas.
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Para saber mais
Abaixo você encontra alguns endereços de internet que utilizei para montar as partes
do texto que eu não escrevi e também páginas sobre os assuntos abordados.
Página: Astronomia no Zênite Endereço: http://www.zenite.nu Comentário: Um dos primeiros sites de Astronomia que conheci, possui muito conteúdo e é bem organizado, recomendo a todos que acessem. Recomendo as curiosidades do site, você pode passar um bom tempo lendo os textos.
Página: Observatório Nacional (Curso de Sistema Solar) Endereço: http://www.on.br/site_edu_dist_2009/site/index_ss.html Comentário: Página bem interessante que disponibiliza os arquivos em PDF do curso, muito bom para quem deseja estudar um pouco mais sobre o assunto.
Página: Observatório Astronômico Frei Rosário Endereço: http://www.observatorio.ufmg.br Comentário: Página muito simples, mas muito organizada, com conteúdo elaborado e bem instrutivo. Gostei muito da parte de imagens do Hubble, principalmente devido as explicações, o que é em geral difícil de obter quando encontramos estas imagens.
Página: Astronomia e Astrofísica Endereço: http://www.astro.ufrgs.br Comentário: Esta sem dúvida é uma das melhores páginas de Astronomia e Astrofísica em português, em especial devido a clareza e simplicidade de sua construção. Recomendo a todos que naveguem e conheçam. Depois de ler bastante, faça os auto-testes, é bem interessante.
Página: Glossário Astronômico Endereço: http://www.astro.iag.usp.br/~ronaldo/intrcosm/Glossario/ Comentário: Página do Professor Doutor Ronaldo E. de Souza do IAG da USP. Possui a navegação mais simples possível e permite que você tire muitas dúvidas rápidas.
Página: AGA 215 – Fundamentos de Astronomia Endereço: http://astroweb.iag.usp.br/~dalpino/aga215.html Comentário: Uma das diversas páginas para esta disciplina disponíveis no site do IAG da USP. Esta é da Professora Doutora Elisabete Dal Pino. Nela estão disponíveis notas de aula, apostila e alguns exercícios.
Página: Fundamentos de Astronomia Endereço: http://www.astro.iag.usp.br/~jane/aga215/ Comentário: Outra página da disciplina AGA215. Também possui muito material disponível para download sobre a disciplina. Esta página é de responsabilidade das Professoras: Jane Gregorio-Hetem, Vera Jatenco-Pereira e Claudia Mendes de Oliveira.
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Página: micro/macro – Marcelo Gleiser (não oficial) Endereço: http://marcelogleiser.blogspot.com/ Comentário: Página não oficial com os textos publicados na coluna da Folha pelo Marcelo Gleiser.
Página: Cosmobrain Astronomia e Astrofísica Endereço: http://www.cosmobrain.com.br/ Comentário: Site que lembra muito o zênite, também é muito antigo e vale a pena navegar. Destaco a explicação sobre a Lua.
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Big Bang Formação dos Astros e Evolução Química Evolução da vida na Terra
300 mil anos Desacoplamento
até 10-43s Era de Planck
10 mil anos Era da Matéria
até 10-6s Era dos Hádrons
Cronograma da Evolução Teoria do Big Bang
Tabela 1. Cronograma da Evolução a partir do Big Bang
Tempo Cósmico Era Evento
0 Singularidade Big Bang
até 10-43 segundos Era de Planck Inflação (desconhecida)
até 10-6 segundos Era dos Hádrons Criação das partículas pesadas
até 1 segundo Era dos Léptons Criação das partículas leves
1 minuto Era da Radiação Formação do Hélio e Deutério
10 mil anos Era da Matéria A matéria torna-se predominante
300 mil anos Desacoplamento O Universo torna-se transparente
1 bilhão de anos Começa a formação das galáxias
3 bilhões de anos Começa a aglomeração das galáxias
4 bilhões de anos Formação das primeiras estrelas
9,2 bilhões de anos Inicia-se a formação do Sol
10 bilhões de anos Início da vida na Terra
13,7 bilhões de anos Espaço atual
Fonte: Astronomia: uma visão geral – Prof. Dr. Antonio Mário Magalhães Universo em Evolução (Ano internacional de Astronomia) – Prof. Dr. Augusto Damineli
até 1 min Era da
Radiação
até 1s Era dos Léptons
4 bilhões de anos 1 bilhão de anos
13,7 bilhões de anos Momento atual
3 bilhões de anos
9,2 bilhões de anos
10 bilhões de anos
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