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autor: Rodolfo Langhi revisado por: Marcelo Breganhola 2002

ASTRONOMIA - Curso Básico De Astronomia

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autor: Rodolfo Langhirevisado por: Marcelo Breganhola

2002

CURSO BÁSICO DE ASTRONOMIA PRÁTICA SUMÁRIO

1. INTRODUÇÃO.................................................................................................. 2 2. OBSERVAÇÃO DO CÉU

Localize-se!............................................................................................... 3 Tudo se movimenta..................................................................................................... 4 As diferenças das estrelas............................................................................................ 4 As constelações.................................................................................................. 5 Usando a carta celeste................................................................................................. 7 Constelações da época................................................................................................. 8 Condições para observações astronômicas........................................................... 8

3. SISTEMAS DE MEDIDAS O tempo universal............................................................................................... 11 Magnitude aparente............................................................................................. 11 Tamanho aparente....... .. .. . .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. . .. .. .. .. .. .. .. . 12 Esfera celeste...................................................................................................... 13 Como localizar um astro?.................................................................................... 15 Outra maneira de localizar um astro..................................................................... 17 Medindo os astros............................................................................................... 19 Medindo distâncias aparentes.............................................................................. 20 Medindo distâncias reais............................................................................. 21 A unidade astronômica....... .. .. .. .. .. .. . .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. . 21 O ano-luz........................................................................................................... 22

4. INSTRUMENTOS ASTRONÔMICOS O telescópio........................................................................................................ 24 Tipos de telescopios..................................................................................................... 24 A ampliação de um telescópio.............................................................................. 26 Ampliação máxima de um instrumento................................................................. 26 As oculares................................................................................................ 27 O campo da ocular...... .. .. .. .. .. .. .. .. . .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. .. . . 28 Medindo a resolução e a luminosidade relativa de um telescópio............................ 29 A Lente Barlow........................................................................................................... 29 Outro acessório importante: a carta celeste................................................................... 30 Localizando os astros na carta celeste.......................................................................... 31 Mapas estelares.................................................................................................. 31 Mapas lunares.................................................................................................... 32 Sugestões para uma observação com telescópios........................................................... 32

5. NOSSO SISTEMA SOLAR A Lua........................................................................................................................ 36 Quando observar a Lua.............................................................................................. 36 O que observar na Lua............................................................................................... 37 O Sol......................................................................................................................... 39 Quando observar o Sol............................................................................................... 39 O que observar no Sol................................................................................................ 40 A observação dos planetas................................................................................. 41 Júpiter....................................................................................................................... 42 O que observar em Júpiter.......................................................................................... 42 Saturno...................................................................................................................... 43 O que observar em Saturno........................................................................................ 43 Marte........................................................................................................................ 44 O que observar em Marte........................................................................................... 44 Vênus........................................................................................................................ 45 O que observar em Vênus........................................................................................... 45 Mercúrio.................................................................................................................... 48 O que observar em Mercúrio...................................................................................... 48 Urano........................................................................................................................ 49 O que observar em Urano........................................................................................... 49 Netuno....................................................................................................................... 49 O que observar em Netuno......................................................................................... 49 Plutão........................................................................................................................ 50 O que observar em Plutão.......................................................................................... 50 Asteróides.................................................................................................................. 50 Como observar os asteróides...................................................................................... 50 Cometas.................................................................................................................... 51 Como observar os cometas ........................................................................................ 51 Meteoros ................................................................................................................... 52 Como observar meteoros ........................................................................................... 53

6. O CÉU PROFUNDO As estrelas................................................................................................................. 55 Estrelas duplas........................................................................................................... 55 Estrelas variáveis....................................................................................................... 56 Aglomerados estelares................................................................................................ 57 Aglomerados abertos.................................................................................................. 57 Aglomerados globulares............................................................................................. 58 Nebulosas.................................................................................................................. 59 Galáxias.................................................................................................................... 60

7. FENÔMENOS CELESTES Satélites artificiais...................................................................................................... 63 Chuvas de meteoros.................................................................................................... 63 Ocultações.................................................................................................................. 63 Trânsitos.................................................................................................................... 64 Novas e supernovas.................................................................................................... 64 Eclipses...................................................................................................................... 65 Eclipses solares.......................................................................................................... 65 Eclipses lunares.......................................................................................................... 66

8. PROJETOS Ficha de observação................................................................................................... 67 Gabaritos de observação............................................................................................. 67 Lua............................................................................................................................ 67 Planetas...................................................................................................................... 68 Chuvas de meteoros.................................................................................................... 68 Variáveis.................................................................................................................... 69 Eclipses lunares.......................................................................................................... 69 Eclipses solares.......................................................................................................... 69 Sol............................................................................................................................. 70 Cometas..................................................................................................................... 70 Ocultações................................................................................................................. 71 Analisando detalhadamente cada constelação.............................................................. 71 Astrofotografia........................................................................................................... 72 O CCD...................................................................................................................... 75

9. APÊNDICES Apêndice nº 1 – Nomes das constelações e suas abreviaturas............................... 77 Apêndice nº 2 – A astrologia não é científica............................................................. 79 Apêndice nº 3 – Mapas dos eclipses solares totais e anulares............................... 80 Apêndice nº 4 – Eclipses lunares................................................................................ 81 Apêndice nº 5 – Tabelas de astrofotografia................................................................. 82 Apêndice nº 6 – Mapa simples da Lua........................................................................ 85

10. BIBLIOGRAFIA BÁSICA............................................................................... 86

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1. INTRODUÇÃO

Há milênios o céu estrelado tem fascinado pessoas de todas as idades. Observar e pesquisar um céu repleto de estrelas faz o homem meditar profundamente sobre a sua própria existência. O céu estrelado sempre nos deixa impressionados por possuir tantos pontinhos reluzentes e brilhantes. Conseguiríamos contar as milhares de estrelas que salpicam o céu noturno? O Universo é muito maior do que enxergamos em uma noite! Na verdade, o Universo é muito maior do que nós imaginamos! Por isso, sempre teremos muito mais para aprender.

Este curso preparado especialmente para todos os que desejam saber mais a

respeito do imenso Universo, tem por objetivo aguçar o nosso anseio pelo aprendizado a respeito desta maravilhosa ciência.

Além disso, conhecer um pouco mais sobre o Universo, nos fará entender

melhor qual é a nossa real posição e quais são as nossas responsabilidades como seres humanos.

Como o próprio título do curso sugere, pretende-se apenas fornecer informações

básicas a respeito do cosmo. Apenas aprenderemos uma pequena “beirada” sobre esta praticamente infinita ciência: a astronomia. Mas faremos isto do modo mais prático possível, sem muitas delongas em conceitos teóricos. Por isso, se precisar de mais detalhes sobre teorias em astronomia, procure livros apropriados. Aqui, teremos projetos de verdadeiras observações astronômicas práticas com uma breve explicação teórica antecipada. Durante a leitura, será possível perceber que surgem tabelas, fotos e figuras (a maioria obtida através da Internet, com o seu respectivo endereço eletrônico ao lado de cada uma) que serão úteis para as observações astronômicas. Além disso, dependendo do assunto em questão, utilizaremos uns poucos cálculos matemáticos e simples regras de geometria. Longe de ser perfeito, este curso está sujeito a alterações, e desde já agradecemos quaisquer sugestões, visando sua melhoria.

Assim, prepare-se para iniciar uma viagem no Universo do conhecimento

cósmico. Tome os primeiros passos para uma observação astronômica de qualidade. Aprenda o funcionamento e o manuseio de um telescópio. Identifique as constelações no céu com suas principais estrelas. Veja como medir o céu estrelado de um modo bem simples. Descubra em que lugares do céu se encontram os objetos celestes que quer observar. Explore os detalhes da superfície do Sol, da Lua e dos principais planetas. Encontre nebulosas, galáxias, aglomerados de estrelas e sistemas de estrelas múltiplas. Realize projetos de verdadeiras observações astronômicas. Estude detalhadamente os fenômenos celestes. Aprenda a fotografar de um modo simplificado o céu noturno. Observe e deleite-se com os tesouros cósmicos que cada região do céu tem a oferecer. Finalmente, perceba através do estudo da astronomia, que esta ciência é uma verdadeira escola de paciência, humildade e de outras qualidades.

Portanto, embora este curso seja apenas um conhecimento superficial do que os astrônomos até hoje conseguiram descobrir, acreditamos que tiraremos muito proveito se estudarmos esta ciência, uma das mais antigas da história universal – a astronomia!

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2. OBSERVAÇÃO DO CÉU Para uma agradável noite de observações astronômicas, temos de ter em mente alguns pontos que nos auxiliarão a desfrutar ao máximo desta fascinante ciência. Como nos localizar? O que são constelações e como identificá-las? Como realizar as observações em boas condições?

Localize-se! Antes de qualquer coisa precisamos nos localizar, identificando

aproximadamente os pontos cardeais: Leste, Oeste, Norte e Sul. Dê uma breve olhada ao redor. Localize os lugares mais afastados que você consegue ver. Dando um giro completo em torno de si mesmo, notará que este limite visual nada mais é do que o encontro de terra e céu, lá ao longe... Este “encontro” ou limite é chamado de horizonte.

Agora, identifique a região do horizonte onde o Sol se esconde ao anoitecer.

Esta região é o Oeste. Abra os braços como se fosse bater asas e deixe-os na posição horizontal. Gire todo o seu corpo de modo que o braço esquerdo aponte para o Oeste. Agora, identifique os pontos restantes: o seu braço direito estará apontando para o Leste, o lugar definido da alva da manhã; na sua frente estará o Norte e atrás de você estará o Sul (fig. 2.1). É claro que esta é apenas uma orientação aproximada, pois para se determinar os pontos cardeais exatos requer-se uma técnica um pouco mais precisa, porém não muito complicada.

Leste

Norte Sul

Oeste

Figura 2.1 – Localização aproximada dos pontos cardeais. Outra necessidade para as observações astronômicas, embora nem sempre

obrigatório, são as coordenadas geográficas: a latitude e a longitude do local onde nos encontramos, o que pode ser conseguido aproximadamente ao se examinar um mapa rodoviário ou da cidade que contenham as coordenadas, ou ainda, usar um método mais sofisticado de localização: um GPS (Global Position System).

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Tudo se movimenta Ao observar o céu ao longo das horas, notará que os objetos celestes não estarão

mais na posição onde inicialmente você os observou. Isto acontece porque eles estão se movimentando. O Sol, por exemplo, ao se movimentar pelo céu ao longo do dia, provoca a variação da posição das sombras na superfície da Terra, ou de qualquer outro planeta. Mas, por que se dá este movimento? E em que direção? Este movimento se dá porque o nosso planeta está girando e nós estamos em cima dele. Então na verdade, apenas temos a impressão de que os corpos celestes se movimentam.

É como se estivéssemos dentro de um ônibus em movimento, e olhando pela

janela: perceberemos que as árvores e as casas começam a surgir em uma extremidade da janela e movimentam-se até sumirem na outra extremidade da janela. Na verdade é o ônibus que se move e não a paisagem. O mesmo se dá com os objetos celestes: eles parecem surgir ou nascer em uma extremidade do horizonte (no caso, o Leste) e parecem se pôr em outra extremidade oposta (no caso, o Oeste). Portanto, não apenas o Sol, mas também a Lua, as estrelas, os planetas, todos os corpos celestes nascem no Leste e se põem no Oeste, por causa do movimento da Terra em torno de si mesma. Este movimento do céu é chamado de movimento aparente da esfera celeste (fig. 2.2).

Leste Norte Sul

Oeste

Figura 2.2 – O movimento aparente dos astros.

As diferenças das estrelas

Olhe para o céu estrelado. Consegue perceber as diferenças entre uma estrela e outra? Se fixar o seu olhar perceberá que elas diferem basicamente em brilho e cor. Algumas brilham mais, outras menos, e ainda outras brilham tão fracamente que nem as enxergamos. Este brilho aparente das estrelas é chamado de magnitude. Quanto a sua coloração, algumas são visivelmente brancas, outras são avermelhadas. A sua cor varia conforme a temperatura da superfície da estrela. As estrelas mais quentes tendem a ser brancas, enquanto as menos quentes são avermelhadas. Conforme a temperatura, as estrelas recebem uma letra para indicar o seu tipo (tabela 2.1).

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Tipo Coloração Faixa de temperatura (k) Estrela como exemplo O Azul 28.000 a 45.000 δ orionis B Azul 10.000 a 28.000 Rigel (β orionis) A Branco-azulada 10.000 a 7.500 Sirius (α canis majoris) F Branca 7.500 a 6.000 Procyon (α canis minoris) G Branco-amarelada 6.000 a 5.000 Sol K Alaranjada 5.000 a 3.500 Arcturus (α boötis) M Vermelho-alaranjada 3.500 a 2.500 Antares (α scorpii)

Tabela 2.1 – Classificação de estrelas conforme sua temperatura.

As constelações Ao olhar para as estrelas, os antigos as ligavam com linhas imaginárias e

formavam figuras de heróis mitológicos, animais e objetos (como alguém que olha para as nuvens e imagina formatos de rostos, objetos e animais). Ao unir tais estrelas em determinados conjuntos, eles davam nomes para eles e os relacionavam a uma história com estes personagens, facilitando assim a memorização destes conjuntos. Estas figuras imaginárias que unem algumas estrelas são chamadas de constelações. Ao todo, temos no céu inteiro (hemisfério norte e sul) 88 constelações, ou seja, todo o céu que enxergamos de todos os lugares do nosso planeta foi dividido em 88 partes ou regiões, como se cada área destas estivesse costurada umas às outras, ou emendadas, de tal forma que ocupam todo o céu acima de nossas cabeças (veja no apêndice nº 1, tabela 9.1, a lista das 88 constelações).

Cada constelação possui o seu nome próprio e ocupa uma determinada área no

céu. Por exemplo, temos a constelação de Órion (um caçador, cujo cinto é formado pelas famosas “três marias”), a constelação de Escorpião (um animal), a constelação do Cruzeiro do Sul (um objeto), e assim por diante.

Figura 2.3 – Área de Órion no céu.

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Figura 2.4 – Área de Crux no céu.

Como as estrelas estão classificadas dentro de suas próprias constelações?

Conforme o seu brilho, ou magnitude. A estrela mais brilhante de uma constelação leva a primeira letra do alfabeto grego, α (alfa). A segunda estrela mais brilhante, é a β (beta), e assim por diante (tab. 2.2). Além da letra grega, segue-se o nome da constelação no genitivo e minúsculo, ou seja, o próprio nome da constelação com final “is”, geralmente. Por exemplo, a estrela mais brilhante da constelação do Cruzeiro do Sul (em grego, Crux) é chamada de α cruxis (alfa cruxis); a segunda estrela mais brilhante da constelação de Órion é chamada de β orionis (beta orionis). Porém, nada impede que utilizemos uma nomenclatura em português, tal como: Alfa do Cruzeiro do Sul, e Beta de Órion, conforme os exemplos acima.

α Alpha β Beta γ Gamma δ Delta ε Epsilon

ζ Zeta η Eta θ Theta ι Iota κ Kappa

λ Lambda µ Mi ν Ni ξ XI ο Omicron

π Pi ρ Rho σ Sigma τ Tau υ Upsilon

ϕ Phi χ Chi ψ Psi ω Omega

Tabela 2.2 – Alfabeto grego em letras minúsculas. Além destes nomes, algumas estrelas possuem nomes próprios, que foram dados no

decorrer da história da humanidade. Por exemplo, a estrela α orionis (ou alfa de Órion) chama-se também Betelgeuse. A estrela α canis majoris (ou alfa do Cão Maior) chama-se Sírius, que é a estrela mais brilhante do céu noturno, e também a quinta mais próxima de nós (tab. 2.3).

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Nome Classificação Constelação Sirius α Canis Major

Canopus α Carina Proxima Centauri α Centaurus

Arcturus α Boötes Veja α Lyra Rigel β Orion

Capella α Auriga Agena β Centaurus Altair α Áquila

Betelgeuse α Orion Tabela 2.3 – Nomes próprios de algumas estrelas e suas constelações.

Usando a carta celeste Mas ao olhar para o céu infinitamente estrelado, como podemos distinguir estas

constelações no firmamento? Para sermos capazes de identificar as constelações no céu estrelado, é necessário utilizar um mapa celeste, conhecido como carta celeste. Ali encontramos as constelações que visualizamos a partir do local em que estamos situados na superfície da Terra. Isto significa que existem constelações que só são visíveis em outras partes do planeta. Também percebemos na carta celeste os pequeninos círculos pintados de branco ou amarelo que representam as estrelas, e estes círculos variam de tamanho para indicar o brilho (ou magnitude) da estrela; ou seja, as “bolinhas” maiores denotam estrelas mais brilhantes, e as menores, as menos brilhantes.

Pegue uma carta celeste (fig. 2.5). Perceberá que ela é na verdade um mapa

giratório. Em sua borda, encontramos doze divisões que correspondem aos doze meses com seus respectivos dias, contados de cinco em cinco. Para se obter a representação correta do céu em uma determinada hora, basta segurar a carta com a mão esquerda, sobre a cabeça, alinhando os pontos cardeais, e com a outra mão girar o disco, até fazer coincidir a data do mês (no disco) com a hora (na cobertura fixa) correspondente ao

momento da observação astronômica. Por exemplo: para encontrar o aspecto do céu visível às 20h 30min do dia 15 de maio, gire o disco móvel das estrelas até que 15 de maio coincida com a hora de observação, isto é, 20h 30min. Verá então que a constelação de Escorpião está próximo do horizonte Leste; que Cão Maior está a Oeste; e ao Sul, encontra-se o Cruzeiro do Sul. Ao passar das horas, você deve ir girando a carta celeste para corresponder a data ao horário. Ao fazer isso, perceberá na carta que as estrelas estão nascendo no Leste e se pondo no Oeste, exatamente como acontece do céu real.

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Figura 2.5 – Modo correto de se usar uma carta celeste.

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Constelações da época A aparência do céu noturno varia conforme a época do ano, pois conforme a

Terra se movimenta em torno do Sol, ela passa por “cenários” diferentes de estrelas ao fundo do espaço. Como este movimento também provoca as estações do ano, então cada estação terá o seu próprio “cenário celeste”. Assim, as estrelas que vemos às 23:00 no verão, por exemplo, não são as mesmas que vemos no inverno, no mesmo horário. Isto ocorre porque as estrelas nascem quatro minutos mais cedo a cada noite que passa, justamente devido ao movimento do nosso planeta em torno do Sol. Por exemplo, suponhamos que Betelgeuse surgiu no horizonte Leste (ou “nasceu”) hoje às 20:00 h; então amanhã ela nascerá às 19:56 h aproximadamente. Isto provocará uma mudança no aspecto do céu com o passar dos dias e das estações do ano. Para facilitar o reconhecimento das constelações, adotou-se uma constelação principal para cada estação do ano. Ao olhar para o céu e identificar tal constelação principal, torna-se mais fácil localizar as demais, tomando como ponto de partida esta constelação. As constelações principais relacionadas com as estações do ano são:

Céu de verão Órion

Céu de outono Leão Céu de inverno Escorpião

Céu de primavera Pégasus Tabela 2.4 – Constelações das estações do ano.

Em que estação do ano nos encontramos

agora? De acordo com estação de hoje, pegue a sua carta celeste e identifique a constelação da época lá no céu estrelado. A seguir, localize outras constelações a partir desta principal (lembre-se de uma coisa: o tamanho da constelação na carta celeste é bem diferente do tamanho da constelação verdadeira no céu).

A constelação do Cruzeiro do Sul (ou Crux)

é visível para nós na maior parte do ano, o que nos facilita localizar outras constelações, já que podemos utiliza-la como ponto de partida.

Condições para observações astronômicas Quais são algumas condições para se realizar uma boa observação astronômica?

São muitas, mas as mais comuns são: condições atmosféricas, iluminação externa, local da observação e conforto. Analisemos cada uma delas.

Costuma-se dizer que um dos grandes inimigos do astrônomo são as nuvens.

Elas impedem que a luz dos objetos celestes que parte lá do espaço sideral chegue finalmente na retina de nossos olhos. Mas, existem períodos do ano que merecem atenção especial para observações astronômicas. Por exemplo, nas épocas das grandes

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Figura 2.6 – Órion, com sua figura mitológica.

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chuvas (verão) dificilmente o céu estará aberto para realizarmos uma pesquisa, pois as nuvens surgem em grandes quantidades, embora nestas épocas, depois de uma forte chuva, o céu pode ficar incomparavelmente limpo. Por outro lado, nas épocas de intenso frio (inverno) a quantidade de nuvens torna-se reduzida, o que facilita as observações, sem contar que o ar geralmente fica mais seco, o que evita a formação de orvalho na lente do telescópio.

Outro fator que influencia negativamente nas observações é a turbulência do ar.

O que vem a ser a turbulência? Nós estamos como que mergulhados na atmosfera da Terra, que é composta de gases que formam o ar que respiramos. É como se estivéssemos mergulhados na água de uma piscina, tentando observar os objetos acima da superfície. Ao ser aquecido pelo Sol, o ar atmosférico começa a se movimentar muito, e isto continua durante toda a noite. Embora a olho nu não percebamos este agito e o céu possa estar bem estrelado, quando olhamos através de um telescópio percebemos que a imagem fica trêmula e mal definida, semelhante ao que acontece quando olhamos através do ar quente que sobe de uma fogueira, ou de um asfalto aquecido pelo Sol. Esta turbulência é muito freqüente nas noites de verão, uma vez que a atmosfera foi bem aquecida pelo longo dia nesta estação do ano. Tendo em vista o prejuízo que a turbulência traz à qualidade da imagem, torna-se necessário o cuidado de não montar o telescópio sobre uma área que foi muito aquecida pelo Sol durante o dia, como um telhado, por exemplo, pois nas primeiras horas da noite, as telhas quentes aquecerão o ar bem acima delas, e qualquer objeto observado que estiver na direção logo acima do telhado, sofrerá turbulência na imagem.

Temperatura é diferente de umidade. Assim, o dia pode estar quente, mas

também pode estar bastante úmido, ou o dia pode estar frio e o ar muito seco. Portanto, noites em que o ar se encontra seco e frio são as melhores para se realizar trabalhos astronômicos que exigem boa qualidade de imagem, como fotografias dos astros (astrofotografia).

Grandes quantidades de partículas em suspensão no ar (poeira, gotículas de

água, orvalho) fazem com que a luz proveniente do espaço sofra muitos desvios, diminuindo a qualidade da imagem observada através do telescópio. Estas são as noites em que a olho nu o céu parece estar limpo, mas ao olhar pelo telescópio, a imagem não tem definição, o que impede de usarmos fortes aumentos no telescópio. Quando isto ocorre, os iniciantes têm a tendência de culpar o aparelho, quando na verdade é o ar atmosférico que está prejudicando as observações. Esta seria uma ocasião para se observar os astros com baixas ampliações.

Não só as nuvens, a turbulência, ou a umidade atrapalham, mas também a

iluminação externa. Locais com luzes fortes ao redor reduzem muito a qualidade de um céu estrelado, por mais limpo que possa estar. Isto é chamado de poluição luminosa. Portanto, apague as luzes!

Para avaliarmos a qualidade do céu noturno para observação, costuma-se usar

uma escala, conforme apresentada abaixo. Nesta escala, quanto menor o número, melhor a imagem. Ela usa como referência alguns pormenores na superfície lunar ou a sua borda, conforme observada através de um telescópio, notando-se a turbulência na imagem conforme a seqüência seguinte:

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1. Imagem imóvel, de excelente qualidade; 2. Pequena oscilação da imagem ou ondulações lentas; 3. Agitação da imagem com breve visão dos pormenores; 4. Rodopios e misturas de contrastes e pormenores; 5. Perturbação intensa, com invisibilidade dos pormenores.

Tabela 2.5 – Escala para avaliação da qualidade da atmosfera. Onde observar? Locais em grandes altitudes são os melhores, enquanto que nos

litorais, por exemplo, a qualidade do céu noturno cai consideravelmente, pois a luz do objeto celeste deve atravessar uma camada mais grossa de atmosfera antes de atingir nossos olhos. Não se esqueça também que os locais mais afastados dos centros das cidades são os melhores, pois estão mais longe da iluminação urbana.

Como observar? O conforto também conta muito, já que se pretende ficar em

posições diferentes das que estamos acostumados no dia a dia. Para isso, um banco de altura apropriada impedirá dores nas costas durante todo o tempo da observação astronômica. Além disso, é bom lembrar que em noites frias, uma boa bebida quente não alcoólica ajuda a manter-nos aquecidos, não esquecendo também de levarmos agasalhos sobressalentes.

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3. SISTEMAS DE MEDIDAS Tudo à nossa volta parece ter sido cuidadosamente medido e calculado. O céu estrelado não deixa de ser uma espantosa prova disso. Portanto, para conseguirmos localizar determinados astros, conhecer seus movimentos, seu brilho, suas dimensões, seus horários corretos de observação, e suas características, temos de usar alguns sistemas de medidas, bem como um pouco de matemática e geometria simples.

O tempo universal Conforme a Terra vai girando em torno de si mesma, o Sol vai iluminando uma

parte dela, e a outra fica na escuridão: são os dias e as noites. O resultado é que cada lugar do mundo possui o seu próprio horário, pois enquanto em alguns países o céu ainda se encontra claro, em outros já é noite. Isto é chamado de fuso horário. Alguns periódicos de astronomia fornecem dados de certos fenômenos astronômicos que poderão ser observados por todos. Por exemplo, um determinado eclipse lunar começará em certo dia às 23h 30min. Mas, se este fenômeno será observado por tantos países, o horário fornecido é para quem? Justamente para se eliminar este problema, adotou-se um horário padrão que serve para todos: o tempo universal (o tempo universal é na verdade o horário local do meridiano de Greenwich). Assim, os fenômenos são informados em TU (Tempo Universal), e cada país se encarregará de transformar o horário em TU para seu próprio horário local, ou TL (Tempo Local). Por exemplo, para o local onde nos encontramos, em São Paulo, temos que subtrair 3 horas do TU. Desta forma, se ouvirmos que um eclipse lunar ocorrerá às 23:30 TU, na verdade para nós ele ocorrerá às 20:30 TL (pois 23:30 menos 3h é igual a 20:30).

No entanto, poderemos estar dentro do “horário de verão”, que nos obriga

avançar uma hora no relógio. Quando isto ocorrer, não poderemos subtrair 3h do TU, mas sim apenas 2h. Desta maneira, se um eclipse lunar ocorrerá às 23:30 TU, e se estivermos no “horário de verão”, então o eclipse na verdade ocorrerá às 21:30 TL para nós. Portanto, os horários fornecidos para fenômenos astronômicos geralmente aparecerão em TU, e nós precisaremos fazer a conversão para o horário de nosso local de observação, ou seja, para TL.

Magnitude aparente

Lembra-se do termo magnitude? Ele é usado para indicar o quanto um determinado astro está brilhando para nossos sentidos visuais. Assim, o valor da magnitude está relacionado com o brilho de um objeto celeste. Mas, o valor da magnitude é inversamente proporcional ao brilho. Isto significa que quanto maior o valor da magnitude, menor é o brilho do astro, e vice-versa. Assim, uma estrela de magnitude 2, por exemplo, é mais brilhante do que uma estrela de magnitude 3.

Utiliza-se como referência uma estrela chamada Vega, da constelação de Lira, cuja magnitude é aproximadamente 0 (zero). Estrelas mais brilhantes que Vega possuem magnitudes negativas (-1, -2, -3,...) e estrelas menos brilhantes que ela, possuem magnitudes positivas (+1, +2, +3,...). Em excelentes condições do céu, nosso olho nú consegue distinguir objetos celestes de até no máximo magnitude +6.

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Esta designação de brilho é chamada de magnitude aparente, pois estrelas de maior brilho não necessariamente estão mais próximas de nós, ao passo que estrelas menos brilhantes podem estar bem mais próximas. Portanto, só porque determinada estrela brilha mais que a outra, isto não significa que obrigatoriamente ela está mais próxima de nós. Por exemplo, considere duas lâmpadas exatamente iguais de 100 Watts cada uma. Coloquemos uma a apenas 1 metro de nós, e a outra a 100 metros. Ao observa-las, os brilhos aparentes delas são diferentes, pois nos dá a impressão de que a mais próxima brilha mais e a afastada brilha menos, mas na verdade, as duas são de 100 Watts e, portanto, possuem o mesmo brilho. Estrelas são semelhantes, pois além de possuírem distâncias diferentes em relação à Terra, também possuem um brilho próprio diferente umas das outras (tab. 3.1).

Sol Lua cheia Sirius Canopus Arcturus Vega Rigel Altair

-26.72 -12.70 -1.46 -0.72 -0.04 +0.03 +0.12 +0.77 Tabela 3.1 – Magnitudes aparentes de alguns dos corpos celestes mais brilhantes.

Tamanho aparente O Sol é maior que a Lua? Depende do ponto de vista. Ao compararmos os dois

no céu, temos a impressão de que ambos possuem o mesmo tamanho, ou diâmetro, pois até mesmo em eclipses solares totais, a Lua encobre completamente o disco solar. No entanto, esta é apenas uma dimensão aparente, pois na verdade o Sol é mais de um milhão de vezes maior que a Lua, em volume. Acontece que o Sol está muito afastado de nós, a uma distância física de cerca de 150 milhões de quilômetros, e a Lua está bem perto de nós, a uns 384 mil quilômetros. Como exemplo, podemos segurar com o braço esticado uma bola de tênis, e ao longe olharmos para uma bola de futebol no chão. Dependendo da distância que estivermos da bola de futebol, teremos a impressão de que as duas bolas possuem o mesmo tamanho aparente, embora na verdade, a bola de futebol seja bem maior. Também, com o braço esticado e um dos olhos fechados, podemos usar o nosso dedo para encobrir o diâmetro todo da Lua cheia, e isto não significa que o nosso dedo possui o mesmo diâmetro real da Lua! É apenas uma questão de diferença na distância dos objetos em questão.

O mesmo se dá ao olharmos para o céu, pois é difícil para nós daqui da Terra

percebermos a noção de distâncias dos corpos celestes. Por isso, temos a impressão de que todos os astros estão na mesma distância de nós, como se estivessem “grudados” numa enorme esfera transparente bem acima de nossas cabeças e nós estivéssemos bem no centro desta esfera.

Portanto, assim como acontece com a magnitude, o tamanho dos astros que

enxergamos também é aparente, e só porque um astro aparenta ser do mesmo tamanho que outro, ele na verdade pode não ser, como acontece com a Lua e o Sol, por exemplo. Por outro lado, um astro pode parecer tão pequenino e frágil, mas na verdade é muito maior do que imaginamos, como acontece com as estrelas, por exemplo, onde encontramos algumas que são dezenas de vezes maiores que o próprio Sol, a nossa estrela. Então, se o Sol é apenas uma estrela comum, por que brilha tanto assim, bem mais do que as outras estrelas no céu? Lembre-se do que acabamos de considerar: ele só brilha tanto assim por estar bem mais perto de nós do que qualquer outra estrela, e por

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isso todas elas apenas nos parecem pequeninos pontos de luz no céu, por estar tão afastadas de nós.

Esfera celeste Como já consideramos, ao olharmos para o céu estrelado, temos a impressão de

que nós estamos situados bem no centro de uma enorme esfera transparente e giratória, em que os astros estão afixados em sua superfície, toda ela dividida em 88 regiões ou áreas com suas respectivas constelações, formando uma enorme abóbada celeste. Aliás, era justamente esta a idéia que os antigos astrônomos tinham a respeito do céu noturno, e seus cálculos astronômicos baseavam-se nesta teoria da esfera celeste, sendo que muitos conceitos e cálculos são usados até hoje e funcionam muito bem (fig. 3.1).

Quais são algumas das características desta esfera celeste? É importante estudarmos algumas delas para nos familiarizarmos, pois estes conceitos são muito utilizados em astronomia. Incline sua cabeça para o céu e observe o ponto mais alto acima de você. Este ponto mais alto do céu é chamado de zênite. É como se uma linha imaginária saísse de sua cabeça em direção ao alto e cruzasse a superfície da esfera celeste neste ponto.

Agora, imagine uma linha que parte desde o ponto cardeal Sul, percorre a superfície circular da esfera celeste, cruza o zênite e termina no ponto Norte. Esta linha curva imaginária, na verdade um arco de circunferência, é o meridiano celeste. Com o decorrer das horas, todos os astros seguem os seus movimentos de Leste para Oeste e sempre acabam cruzando esta linha. Este cruzamento é chamado de passagem pelo meridiano. Por exemplo, o Sol cruza o meridiano celeste sempre ao meio-dia (fig. 3.2).

Se observarmos noite após noite e dia após dia, notaremos que existe uma faixa no céu, por onde percorrem o Sol e a Lua, no decorrer das horas. Eles nunca estarão, por exemplo, pelos lados do horizonte Sul, ou do horizonte Norte, aqui em São Paulo.

Figura 3.1 – A esfera celeste.

Figura 3.2 – Ficando de pé na superfície da Terra, temos a impressão de que estamos em cima de um enorme plano circular, delimitado pela linha do horizonte, e que acima de nossacabeça está metade de uma enorme esfera giratória – a esfera celeste.

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Parece que eles percorrem um caminho pré-determinado. Este caminho, ou faixa imaginária, é chamada de faixa da eclíptica, que não é percorrida apenas pelo Sol e pela Lua, mas também pelos planetas e asteróides principais, ao nascerem no Leste e se esconderem no Oeste. Nesta faixa da eclíptica, encontramos o caminho que o Sol percorre, que é uma linha imaginária, chamada linha da eclíptica ou simplesmente eclíptica (o nome eclíptica significa “a linha dos eclipses”).

No caminho da eclíptica, existem várias constelações, sendo ao todo 12 delas,

que deram origem à crença pagã da astrologia (veja no apêndice nº 2 por que a astrologia não é confiável). Na verdade, o Sol atravessa 13 constelações no decorrer do ano ao percorrer a eclíptica, e estas são chamadas de constelações do zodíaco, e leva este nome porque a maioria destas constelações possui nomes de animais (do grego, “zodiakos” significa “circulo dos animais”, e se refere à faixa do céu por onde passam o Sol, a Lua e os planetas, através das constelações que representam animais, com exceção da constelação da Balança, ou Libra). – tab. 3.2.

Aquarius Capricornus Libra Sagittarius Virgo

Aries Gemini Ophiuchus Scorpius

Cancer Leo Pisces Taurus

Tabela 3.2 – As 13 constelações zodiacais.

Figura 3.3 – Na esfera celeste, encontramos a faixa da eclíptica, onde percorrem todos os planetas, aLua e grande parte dos asteróides. Nesta faixa vemos a linha da eclíptica propriamente dita, que é percorrida pelo Sol, com o passar do tempo. Note que a eclíptica cruza a linha do meridiano, onde o Sol a atravessará sempre ao meio-dia do local.

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Como localizar um astro? Conforme esta “esfera celeste” vai girando, os astros e as constelações vão

nascendo no Leste e se pondo no Oeste, com um rumo fixo. Como podemos medir o movimento destes astros, suas distâncias, e tamanhos aparentes? Utilizaremos um sistema de medida desenvolvido há muito tempo atrás: uma geometria simples.

Olhe para o horizonte ao seu redor e sinta-se como estando de pé bem no centro

de um enorme círculo plano no solo, cuja extremidade é o próprio horizonte. Sabemos que uma volta completa na circunferência é de 360°, e que se der uma volta completa em torno de si mesmo, esta volta foi de 360°, se der meia volta é de 180°, e finalmente se der um quarto de volta, é de 90°. Mas, a partir de que ponto é iniciado a contagem dos graus? É justamente a partir do ponto cardeal Norte (fig. 3.4).

Localize o ponto Norte no horizonte a sua volta. Fique de frente para ele e vá

girando o corpo lentamente para a direita. Contando desde o Norte, teremos 90° (ou um quarto de volta) até o Leste; 180° (ou meia volta) até o Sul; e 270° (ou três quartos de volta) até o Oeste. Esta medida circular, em graus, contada a partir do Norte para a direção do Leste até completar uma volta é chamada de azimute.

Outra medida que precisamos conhecer é em que altura do céu um determinado

astro se encontra. Por exemplo, um astro que está exatamente no horizonte, possui 0° de altura. Outro astro que está exatamente no zênite possui 90° de altura, e outro que está a meio caminho entre o horizonte e o zênite, possui 45° de altura (fig. 3.5).

Figura 3.4 – Contando os graus de azimute a partir do ponto cardeal norte.

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Deste modo, fica muito simples e fácil localizar um astro quando conhecemos o

seu azimute e sua altura no momento que fazemos a observação. Estas são chamadas de coordenadas altazimutais (fig. 3.6).

Mas os astros não se movimentam? Sim, e a cada segundo estão numa posição

diferente do céu. Por isso, as coordenadas altazimutais de um determinado astro variam conforme o passar dos minutos. É como se estas coordenadas altazimutais estivessem impressas em uma outra esfera celeste transparente e fixa, e os astros ficassem se movendo atrás deste sistema de coordenadas. A cada momento cada astro teria uma coordenada altazimutal diferente.

Figura 3.5 – Medindo a altura de pontos diferentes. Aqui temos duas alturas diferentes (45º e 90º), mas pode-se medir qualquer altura numa faixa de 0º a 90º.

Figura 3.6 – As coordenadas altazimutais. O observador (O) posicionado na superfície da Terra tem acima de sua cabeça o zênite (Z) e ao seu redor os pontos cardeais (N, E, S e W). O meridiano celeste (P) passa por N, Z e S. Quais as coordenadas do astro R no céu? O azimute (A) é contado a partir de N, passando por E, por S e por W, até chegar num ponto do horizonte C, onde parte uma linha curva em direção ao astro R. A altura (h) deste astro é medida pelo ângulo desta linha.

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Outra maneira de localizar um astro Existe ainda um outro tipo de sistema de coordenadas que facilita encontrar uma

estrela ou astro. Este outro sistema não muda com o passar dos minutos, pois estão praticamente fixos para cada estrela no céu. Este sistema é muito simples: é como se fosse a latitude e longitude do nosso planeta. Por exemplo, um certo local na superfície esférica do planeta possui uma determinada localização, dada em latitude e longitude. Porém, caso se trate de um veículo móvel (um ônibus, por exemplo) sua latitude e longitude mudarão com o passar dos minutos, pois está se movendo na superfície esférica do planeta. Por outro lado, caso se trate de um objeto fixo (um prédio, por exemplo) sua latitude e longitude não mudarão com o passar do tempo.

longitude

latitude Equador Meridiano de Greenwich

Figura 3.7 – Coordenadas terrestres.

Como o céu acima de nossas cabeças está sendo considerado uma esfera, também podemos dizer que cada estrela possui sua própria coordenada fixa e particular (além das coordenadas altazimutais). Este sistema é chamado de coordenadas equatoriais. Assim como na Terra usam-se a latitude e a longitude, nestas coordenadas, usam-se a ascensão reta e a declinação. A ascensão reta é medida em horas (h), minutos (min) e segundos (s), enquanto que a declinação é medida em graus (º), minutos (’) e segundos (”). Mas atenção: as horas, minutos e segundos da ascensão reta não têm nada que ver com horas, minutos e segundos de tempo. Do mesmo modo, os minutos e segundos da declinação não têm nada que ver com os minutos e segundos de tempo. Mais tarde aprenderemos detalhes a respeito destes sistemas de medidas. Por enquanto, basta saber que estas coordenadas não mudam com o passar dos minutos de tempo, a não ser que se tratem de objetos celestes que se movem pelas estrelas que enxergamos, assim como se dá com um veículo em movimento na Terra que tem suas coordenadas mudadas conforme a sua posição na superfície do planeta no decorrer do tempo. Quais são estes astros que se movem em relação às estrelas de fundo? São eles: Lua, Sol, planetas, asteróides e satélites artificiais. Todos eles estão a cada momento num ponto diferente do nosso céu, pois se movem por entre as estrelas da esfera celeste com o passar do tempo – uns mais velozmente (satélites artificiais) e outros mais vagarosamente (Sol e planetas). Por isso, as coordenadas equatoriais deles variam com o passar dos dias, ou das horas. Porém, para as estrelas, as coordenadas equatoriais são praticamente fixas, mantendo seus valores por muitos e muitos anos, pois por estarem tão afastadas de nós, não percebemos um deslocamento considerável (tab. 3.3).

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Coordenadas Nome A.R.

h min s Dec. º ’

Constelação

Sirius 06 44 57 -16 43 Canis Major Arcturus 14 15 26 +19 12 Boötes

Vega 18 36 49 +38 47 Lyra Rigel 05 14 20 -08 12 Orion

Betelgeuse 05 54 56 +07 24 Orion Sol (em 21/03) 00 00 00 00 00 Pisces Sol (em 21/06) 06 00 00 +23 27 Taurus Sol (em 22/09) 12 00 00 00 00 Virgo Sol (em 22/12) 18 00 00 -23 27 Sagittarius

Lua - - (Variável) Planetas - - (Variável)

Tabela 3.3 – Coordenadas equatoriais de alguns astros. A estrela Sirius, por exemplo, poderá ser encontrada nas coordenadas equatoriais

de AR=06h 44min 54s e dec.= -16º 43’. O Sol, porém, estará em coordenadas diferentes a cada período de tempo, acontecendo o mesmo com a Lua e os planetas, pois eles mudam a sua posição em relação às estrelas com o passar do tempo.

As coordenadas impressas nas cartas

celestes são as coordenadas equatoriais, com sua ascensão reta e declinação. Desta forma, quando possuímos a ascensão reta e a declinação de um astro qualquer, num determinado dia (um cometa, por exemplo), basta marcarmos a posição deste astro na carta celeste e o procurarmos no céu, pois já saberemos de qual estrela ele estará mais próximo, o horário que vai surgir no horizonte Leste, ou o horário que vai se esconder no horizonte Oeste, o horário que estará no ponto mais alto do céu, e outros detalhes que poderemos obter por simplesmente girarmos a carta celeste.

Portanto, podemos localizar um objeto celeste de dois modos diferentes: utilizando o sistema de coordenadas altazimutais ou o sistema de coordenadas equatoriais. Quais delas é a mais usada? Depende da forma como o tubo do telescópio está montado. Ele pode possuir uma montagem equatorial ou uma montagem altazimutal, ou ainda, se for um telescópio eletrônico, poderá conjugar os dois sistemas e poderemos localizar o astro utilizando qualquer um destes sistemas, com o simples apertar de um botão.

Figura 3.8 – A esfera celeste é como uma abóbada com a Terra no centro.A ascensão reta é contada como seconta a longitude terrestre. Adeclinação é contada como se conta alatitude terrestre.

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Medindo os astros Ao localizarmos algum astro, nem sempre é costume dizer que ele está a 150

milhões de quilômetros, ou que possui um diâmetro de 12 mil quilômetros, pois estas são medidas reais de tais astros. Quando realizamos observações astronômicas, usamos termos aparentes. Lembra-se da comparação do tamanho do Sol e da Lua? Embora na realidade, um seja muito maior que o outro, estes astros aparentam ter o mesmo tamanho para nós, lá no céu. Assim, a questão é: como medir o tamanho aparente dos astros?

Conforme vimos, o céu pode ser dividido em graus de arco da geometria. Assim,

uma volta em torno de nós mesmos, resulta em 360°, e dando meia volta, resulta em 180°; e contando desde o horizonte até o ponto mais alto do céu (zênite) teremos 90°, e se continuarmos desde o zênite até o horizonte oposto, teremos mais 90°, totalizando assim 180° de um ponto no horizonte até o ponto oposto do mesmo, passando pelo zênite (fig. 3.5).

Cada grau de arco é dividido em 60 minutos de arco (ou 60’), e cada minuto é

dividido em 60 segundos de arco (ou 60’’). Deve-se tomar o cuidado para não confundir minutos de arco com minutos de tempo, e o mesmo se dá com os segundos. Minutos de arco é uma coisa bem diferente de minutos de tempo, e o mesmo se dá com os segundos. É desta maneira que medimos as distâncias e os tamanhos dos objetos celestes: utilizando os graus de arco da geometria.

Então, qual é o tamanho aparente da Lua? Ela mede cerca de meio grau, ou 0.5°,

ou 30’ (trinta minutos de arco) de diâmetro. E o Sol? Também possui aproximadamente o mesmo tamanho aparente. Segue abaixo uma tabela onde constam os tamanhos aparentes de alguns astros.

Nome Tamanho aparente

Estrelas Pontos luminosos sem diâmetro definido

Urano 4”

Saturno No máximo 20”

Marte No máximo 25” ou quase 0.5’

Lua 0.5º ou 30’

Sol 0.5º ou 30’

Nebulosa de Orion 66’ x 60’ ou 1º 6’ x 1º

Constelação inteira de Orion Aproximadamente 27º x 22º

Desde o horizonte até o zênite 90º Tabela 3.4 – Tamanhos aparentes de alguns astros.

Uma volta completa possui 360º. Meia volta possui 180º.

1º (um grau) é dividido em 60 partes iguais, chamadas minutos (’). 1’ (um minuto) é dividido em 60 partes iguais, chamadas segundos (”).

Assim, 1º possuirá 3600”, pois cada grau possui 60’ e cada minuto possui 60”.

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Medindo distâncias aparentes Quando falamos de distâncias aqui, não nos referimos às distâncias reais, mas

novamente, às distâncias aparentes, e como são medidas em graus de arco (ou ângulos), é mais correto chamá-las de distâncias angulares.

Já vimos que o diâmetro aparente da Lua, por exemplo, é de meio grau, ou seja,

a distância angular de um ponto na borda da Lua até a outra borda oposta é de meio grau, ou trinta minutos de arco (fig. 3.9).

Lua 0.5° ou 30’ Sol 0.5° ou 30’

Figura 3.9 – Medidas angulares dos diâmetros do Sol e da Lua. A distância angular entre o horizonte e o zênite é de 90°. Calcule quantas luas

equivalem a esta distância. Precisaríamos de 180 luas para preencher esta distância de 90º, pois o diâmetro dela é de meio grau. Em outras palavras, enfileirando 180 luas lado a lado iniciando no horizonte, chegaríamos até o zênite. Mas, como medir as distâncias entre os objetos celestes, mesmo que de uma maneira aproximada? É muito simples: temos um instrumento de medida fantástico que nos auxiliará sempre que precisarmos – a nossa mão.

Se esticarmos o braço e mantivermos os dedos juntos, temos o equivalente a 10°,

ou seja, 20 vezes o diâmetro aparente da Lua ou do Sol. Abrindo livremente o polegar, a distância abrangida é da ordem de 15°, enquanto que todos os dedos estando largamente abertos, alcança-se 20° ou 25º. Abaixo, seguem algumas outras sugestões de medidas.

Figura 3.10 – Medindo o céu com as próprias mãos.

Para treinar o uso desta técnica, experimente medir distâncias entre estrelas

conhecidas, ou mesmo tamanhos de constelações inteiras. Confirme, por exemplo, como a distância do horizonte até o zênite é realmente de 90° utilizando o seu palmo aberto e com o braço estendido. A distância angular entre as estrelas que formam o madeiro maior do Cruzeiro do Sul, por exemplo, é de 6° aproximadamente. Entre a estrela beta do Centauro (Hadar) e alfa do Cruzeiro do Sul (Acrux), a distância angular aproximada

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é de 12°. Entre alfa e beta do Centauro o ângulo é de 4,5°. Entre as estrelas mais brilhantes da constelação de Órion - Rígel e Betelgeuse - a distância angular é de aproximadamente 18,5°. Esse último valor, portanto, corresponde quase a uma mão espalmada.

Medindo distâncias reais Até agora vimos os conceitos sobre como medir distâncias aparentes na esfera

celeste, ou seja, ângulos que informam o quanto um astro está distante do outro quando olhamos para o céu. E quanto às distâncias verdadeiras que separam um astro do outro no espaço sideral? Esta distância é medida em quilômetros e representa o quanto os astros estão distanciados uns dos outros fisicamente e não aparentemente. Quando olhamos para o alto, no céu noturno, parece que todos os astros estão a uma mesma distância de nós, como se estivessem fixados numa abóbada giratória, bem alto acima de nossas cabeças. Por exemplo, ao olharmos a Lua no céu ao lado do brilhante planeta Júpiter e com algumas estrelas ao fundo, temos a impressão de que todos estes astros estão a uma mesma distância de nós, observadores terrestres. Isto ocorre porque eles estão tão longe de nós (praticamente no infinito), que nossos olhos não conseguem distinguir uma profundidade entre um astro e outro. No entanto, sabemos que a Lua está a uma distância de uns 384.000 km, mas Júpiter está a 628.000.000 km de nós, e as estrelas a distâncias incrivelmente grandes, que para representá-las em quilômetros, usaríamos muitos “zeros”.

Numa mesma constelação também ocorre o mesmo: algumas estrelas estão mais

próximas de nós, outras bem mais afastadas. Veja por exemplo, a constelação do Cruzeiro do Sul com suas cinco estrelas principais: embora todas elas façam parte de uma só constelação (dividida pelo homem), umas estão mais próximas de nós do que as outras. Estas são, portanto, as distâncias reais dos astros.

A unidade astronômica Para facilitar as medidas de distâncias somente dentro do Sistema Solar,

convencionou-se que a distância média Terra-Sol (149.600.000 km) seja uma distância padrão. Esta distância foi chamada de unidade astronômica ou simplesmente UA Assim, a distância média Terra-Sol vale 1 UA; as distâncias dos planetas mais afastados do Sol do que a Terra, possuem UA maior do que 1; as distâncias dos planetas mais próximos do Sol do que a Terra, possuem UA menor do que 1. O mesmo se dá se quisermos avaliar as distâncias de qualquer corpo astronômico no Sistema Solar. Por exemplo, se um cometa estiver a uma distância de 1,8 UA, isto significa que ele está 1,8 vezes mais distante do Sol do que a Terra. Quando este cometa se aproximar do Sol e estiver com uma distância de 0,5 UA, ele estará apenas na metade do caminho entre o Sol e a Terra (tab. 3.5).

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Planeta Distância

média do Sol em km

Distância média

do Sol em UA Mercúri

o 57.900.000 0.387

Vênus 108.200.000 0.723 Terra 149.600.000 1.000 Marte 227.900.000 1.524 Júpiter 778.200.000 5.203 Saturno 1.428.000.000 9.539 Urano 2.869.200.000 19.188 Netuno 4.495.200.000 30.060 Plutão 5.905.000.000 39.430

Tabela 3.5 – Distância real dos planetas do Sistema Solar. O ano-luz Como as distâncias no espaço começam a ficar cada vez maiores, torna-se

impossível de entendê-las se continuássemos a usar o quilômetro como unidade de medida, ou ainda a própria UA. Por exemplo, a estrela mais próxima de nós é Próxima Centauri, com uma distância de aproximadamente 40 trilhões de km. Fica difícil para a nossa mente imaginar o quanto esta distância representa, pois vivemos num planeta de “apenas” 12.756 km de diâmetro. Ora, a própria distância entre nós e o Sol já dificulta a compreensão, que é de uns 150 milhões de km. Por isso, criou-se esta unidade de medida astronômica: o ano-luz. Um ano luz equivale a 9 trilhões e 500 bilhões de km. Como o ano-luz funciona? Bem, a luz possui uma velocidade de movimento, assim como tudo o que se move, porém, ela é o que existe de mais rápido no Universo, com uma velocidade de uns 300.000 km por segundo. Se pudéssemos viajar a tal velocidade, poderíamos dar umas 7 voltas em torno da Terra em apenas um segundo! Pois bem, a luz que parte do Sol viaja com sua incrível velocidade e para chegar até nós, 150 milhões de km depois, leva cerca de 8 minutos para percorrer esta distância. Assim, dizemos que o Sol está a uma distância de 8 minutos-luz de nós. Quanto à estrela mais próxima, Próxima Centauri, sua luz leva cerca de 4 anos para percorrer a incrível distância de 40 trilhões de km. Dizemos que ela está a 4 anos-luz de nós. Mas existem estrelas tão distantes que sua luz leva até milhões ou bilhões de anos para nos atingir. Isto significa, que ao olharmos para o céu estrelado, estamos vendo as luzes das estrelas que partiram delas há muitos anos no passado e só agora que estão chegando aqui. A luz do próprio Sol, por exemplo, leva cerca de 8 minutos para sair de sua superfície e chegar até a retina de nossos olhos; assim, quando você olhar para o Sol, estará vendo como ele foi há 8 minutos no passado, pois a luz dele que chegou até o seu olho partiu há 8 minutos atrás! Portanto, para cada estrela que olharmos, estaremos vendo um passado diferente do Universo!

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Nome Distância da Terra em ano-luz Sol 0.000015 (8.2 minutos-luz)

Proxima Centauri 4.2 Estrela de Barnard 6.0

Wolf 359 7.7 Sirius 8.6

Nebulosa Saco de Carvão na direção da constelação do

Cruzeiro do Sul 550

Núcleo de nossa galáxia 30.000 Galáxia de Andrômeda 2.200.000 Quasar G2237 + 0305 8.000.000.000

Tabela 3.6 – Distâncias de alguns objetos celestes.

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4. INSTRUMENTOS ASTRONÔMICOS Quais são os melhores instrumentos? Como aproveitar ao máximo a capacidade de um telescópio? Quais os aumentos apropriados para uma boa observação? Como utilizar os outros acessórios? Estas são questões importantes se queremos realmente ampliar nossos horizontes do conhecimento astronômico, usando instrumentos para nos auxiliar.

O telescópio Este instrumento tem dois principais objetivos: captar a maior quantidade de luz

possível e aumentar a imagem do objeto observado para o distinguir melhor. Nem sempre o aumento é mais importante do que a luminosidade, pois é ela quem nos dará mais detalhes do objeto. A maioria das pessoas pensa que o mais importante é o quanto um telescópio aumenta, ou seja, o seu “número de vezes”, mas o que realmente conta é a sua luminosidade, ou seja, o quanto de luz o telescópio consegue coletar.

Quanto mais luminoso um telescópio for, melhor ele será. Do que depende a

luminosidade de um telescópio? Depende do que chamamos de abertura, ou simplesmente do diâmetro do espelho. Quanto maior for o seu diâmetro de abertura, mais luminoso ele será, pois maior quantidade de luz ele poderá captar na área do espelho. Por isso, ao conversarem sobre telescópios, os astrônomos sempre citam a sua abertura e não a sua ampliação.

Vejamos o quanto um telescópio capta mais luz do que um olho humano, por

exemplo. Digamos que a pupila do nosso olho se abra até 6 mm de diâmetro na escuridão. A área da superfície da pupila será então de 28 mm2. Um telescópio de 100 mm de abertura, por exemplo, terá uma área de captação de luz de 7850 mm2. Dividindo 7850 por 28, obtém-se 280, ou seja, este telescópio capta 280 vezes mais luz do que a pupila do nosso olho no escuro. Por este motivo, com o auxílio de um telescópio, conseguimos enxergar estrelas que normalmente não vemos a olho nu. Mas, como são constituídos os telescópios?

Tipos de telescópios Existem basicamente dois tipos de telescópios. A diferença entre eles é que para

observar um objeto distante, um utiliza uma lente e o outro um espelho côncavo. O telescópio que utiliza a lente é chamado de telescópio refrator ou simplesmente luneta, pois a lente faz com que os raios luminosos do alvo que se está observando, refratem até um ponto em comum. O telescópio que utiliza o espelho é chamado telescópio refletor, pois o espelho côncavo faz com que os raios luminosos do alvo que se está observando, também reflitam até um ponto em comum.

Um terceiro tipo de telescópio é o que combina lentes e espelhos, chamado de

catadióptrico. Os telescópios catadióptricos mais conhecidos são os Schmidt-Cassegrain e o Maksutov.

O objetivo de todos eles é sempre o mesmo: captar a maior quantidade de luz

possível e aumentar a imagem do objeto observado para o distinguir melhor. Portanto,

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em todos os telescópios, ocorre uma convergência dos raios luminosos para um ponto em comum. É justamente neste ponto que se forma uma minúscula imagem do alvo. Este ponto é chamado de ponto focal, e a distância deste ponto até o espelho principal (ou lente principal) do telescópio é chamado de distância focal. Estes parâmetros são muito importantes, pois são sempre usados em observações astronômicas (fig 4.1 a 4.3).

Figura 4.1 – O telescópio refrator, ou luneta, usa uma lente principal que concentra os raios luminosos do alvo em um único ponto, chamado ponto focal.

Figura 4.2 – O telescópio refletor usa um espelho côncavo que também concentra a luz do alvo num único ponto focal. Neste telescópio, existe um segundo espelho plano e pequeno que desvia o ponto focal para fora do tubo do telescópio. Este sistema é chamado newtoniano, pois seu idealizador foi Isaac Newton.

Figura 4.3 – Este espelho refletor também usaum espelho côncavo para concentrar os raios luminosos, mas possui um furo em seu centro, pois um segundo espelho pequeno e convexo reflete o ponto focal para fora do tubo do telescópio. Este sistema é chamado de Cassegrain.

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A ampliação de um telescópio Mas, como é realizada a ampliação propriamente dita? Bem, basta agora colocar

uma outra lente bem menor, próxima do ponto focal do telescópio. Esta pequena lente funcionará simplesmente como uma lupa, que ampliará a imagem do objeto, formada no ponto focal. Esta lente é chamada de ocular, pois é nela que colocamos o nosso olho. Desta forma, é a ocular que dará o aumento de um telescópio, já que se utilizarmos uma ocular forte, ela ampliará mais a imagem no ponto focal; por outro lado, se utilizarmos uma ocular fraca, ela ampliará menos a imagem no ponto focal. Portanto, é sábio possuirmos um conjunto de oculares, para conseguirmos diferentes aumentos. O que faz cada ocular dar uma ampliação diferente, já que o telescópio é o mesmo? Poderá notar que cada uma possui seu próprio valor de distância focal. A distância focal de uma ocular é sempre pequena (de 3 mm a 50 mm).

Como calcular o aumento de um telescópio? Basta saber qual ocular você está

usando, e dividir a distância focal do telescópio (que é sempre igual) pela distância focal da ocular utilizada no momento.

Distância focal do telescópio (F) Aumento em vezes (A) = Distância focal da ocular (f) Por exemplo, um telescópio de 2000 mm de distância focal usando uma ocular

de 20 mm de distância focal, proporcionará 100 x de aumento, pois: F 2000 A = , então: A = = 100 x f 20 Se usarmos agora uma ocular de 10 mm, o aumento será de 200 x, pois: F 2000 A = , então: A = = 200 x f 10 Portanto, oculares de menores distâncias focais são as mais potentes, pois

produzem um maior aumento. Porém, em geral, quanto menor for a distância focal, menor será o diâmetro da lente da ocular, e mais difícil será manter o olho fixo na lente. Outra desvantagem de se utilizar grandes aumentos é que a imagem torna-se menos luminosa e com poucos detalhes. Então, qual é o máximo aumento que se pode usar em um telescópio?

Ampliação máxima de um instrumento O máximo aumento de um telescópio será determinado pela ótica do próprio

instrumento e pelas condições atmosféricas. Existe um fator que pode ser utilizado para calcular rapidamente uma faixa de aumento apropriado para o telescópio. Basta multiplicar o diâmetro da lente (ou espelho) do telescópio (em mm) por 1,2. Por exemplo, uma luneta de 60 mm de abertura trabalha muito bem com uma ampliação de

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70 a 75 vezes (pois 60 x 1,2 = 72). Excepcionalmente quando a turbulência da atmosfera é fraca, é possível multiplicar pelo fator 2,5. Assim, a mesma luneta de 60 mm poderá ampliar nesta noite até aproximadamente 150x (pois 60 x 2,5 = 150). Em termos práticos, porém, usa-se o fator 2 multiplicado pelo diâmetro em mm do aparelho. Por exemplo, um telescópio de 200 mm de diâmetro, trabalharia na prática, com um aumento máximo de 400 vezes, pois 2 x 200 = 400.

As oculares Como vimos, dependendo da ocular que usamos, conseguimos aumentos

diferentes. Mas, por que não usar logo o maior aumento para ver melhor? Bem, acontece que nem sempre os melhores aumentos nos dão a imagem melhor. Isto acontece porque ao ampliarmos um determinado alvo, sua luminosidade cai bastante, o que nos faz perder nitidez ou detalhes na imagem.

Desta forma, só poderemos utilizar grandes aumentos quando as condições

atmosféricas forem muito favoráveis. Além disso, dependendo do que estamos querendo observar, não podemos utilizar grandes aumentos, como por exemplo, um cometa, ou uma nebulosa, pois estes objetos já são pouco luminosos, e perderão sua definição ao os ampliarmos demais.

Por isso, convém possuirmos um jogo de oculares capazes de nos fornecer

aumentos variados. A sugestão é que tenhamos no mínimo três oculares principais: a de fraco aumento, a de médio aumento, e a de forte aumento (fig. 4.4).

Como saber quais são as

oculares mais apropriadas para se usar? Depende de quais são seus alvos. Uma ocular fraca é ideal para nebulosas e objetos pouco luminosos e difusos. Uma ocular média é conveniente para os planetas e aglomerados estelares. Uma ocular potente nos dará mais detalhes de um objeto quando as condições atmosféricas forem favoráveis, pois ao se ampliar muito, as turbulências atmosféricas também são ampliadas na imagem, o que dará a impressão de que a imagem “dança” ou “treme”.

Na prática, uma ocular fraca é aquela que proporciona uma ampliação de 3 a 4

vezes por centímetro de abertura do telescópio, uma ocular média aumenta 10 a 12 vezes por centímetro de abertura e uma ocular potente aumenta 18 a 20 vezes por centímetro de abertura do telescópio. Por exemplo, para um telescópio de 200 mm de abertura, ou 20 cm, recomenda-se dispor de basicamente três oculares:

Fraca, que ampliará 20 x 4 = 80 vezes Média, que ampliará 20 x 10 = 200 vezes Potente, que ampliará 20 x 18 = 360 vezes

Figura 4.4 – É conveniente possuir um jogo de oculares para os mais diversos tipos de observações.

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Eventualmente, poderia até se cogitar em possuir uma ocular muito potente, para ser utilizada apenas em condições atmosféricas excepcionalmente favoráveis, que aumentará 24 a 25 vezes por centímetro de abertura do telescópio. Assim, para o caso do nosso telescópio de 20 cm de abertura, a ocular seria aquela que proporcionaria um aumento de 500 vezes (pois 20 x 25 = 500). – tab. 4.1.

Ampliação

fraca (0,4 d)

Ampliação normal (1,2 d)

Ampliação forte

(2,0 d)

Ampliação máxima (2,4 d) Diâmetro do

telescópio Em mm (d) Para observar

nebulosas e aglomerados

Para observar planetas

Para observar estrelas duplas

Dificilmente aplicável

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colocarmos o nosso olho para observar. Ao usar o telescópio de dia, o grande circulo claro que enxergamos através da ocular é o campo da mesma. Quando se utiliza oculares potentes (ou de pequenas distâncias focais) para grandes ampliações, o campo da ocular torna-se reduzido. Por outro lado, quanto mais fraca for uma ocular (ou de grandes distâncias focais), maior será o campo de observação, ou seja, maior será a região do céu que se observa através do telescópio.

O campo da ocular é medido em graus. Por exemplo, sabemos que o diâmetro

angular da Lua cheia é de meio grau aproximadamente. Assim, se ao olharmos através de um telescópio usando uma determinada ocular, e enxergarmos a Lua inteira e por completo no campo da ocular, então este campo será de 0.5°, ou 30’. Caso a Lua não caiba em todo o campo, e só a enxergamos em parte, então o campo da ocular é menor que meio grau. Por outro lado, se a Lua novamente couber no campo da ocular e ainda sobrar espaço em sua volta, então o campo é maior que meio grau.

Podemos realizar uma medida mais precisa deste campo da ocular. Basta

escolher uma estrela bem alta no céu, como Procyon ou uma das três marias, e a observarmos através de uma determinada ocular. Desligando o acompanhamento automático do telescópio, observa-se o deslocamento da estrela através do diâmetro do campo da ocular, contando o tempo em segundos que ela levou para atravessar de uma borda a outra do campo da ocular. Multiplica-se este número por 15 e o resultado será o número de segundos de arco (’’), que resultará exatamente no diâmetro do campo. Por

29

exemplo, numa dada ocular, se a travessia levou 50 segundos, o diâmetro do campo desta ocular é de 750 segundos de arco, pois 50 x 15 = 750. Se preferir, 750 segundos é o mesmo que 12 minutos e 30 segundos (ou 12’ 30”) de arco. Como a Lua possui um diâmetro de 0.5° ou 30’ (trinta minutos), conclui-se que a ela não caberá neste campo da ocular de apenas 12’ 30”, e veremos apenas uma parte da superfie da Lua abrangendo todo o campo da ocular.

Medindo a resolução e a luminosidade relativa de um telescópio O que dá nitidez em uma imagem telescópica não é o seu aumento, e sim a sua

abertura. Usando 100x de aumento em um pequeno instrumento, nós teremos um resultado bem diferente se o mesmo aumento for utilizado num grande telescópio, embora o tamanho da imagem do astro continue o mesmo na ocular. Por exemplo, examinando o planeta Júpiter com 100x de aumento, sua imagem sempre aparecerá do mesmo tamanho (ou diâmetro) na ocular em qualquer telescópio, seja de grande ou pequena abertura. Porém, a diferença estará no maior numero de detalhes que o telescópio de maior abertura mostrará da superfície do planeta, ou de qualquer astro que esteja sendo observado (poder de resolução).

Outra importante característica de um telescópio é a sua relação focal. Esta

característica é conhecida como f/D. Como calculá-la? Como o próprio símbolo nos mostra, basta dividir a distância focal do telescópio pelo diâmetro da sua abertura. Por exemplo, um telescópio que possui 2000 mm de distância focal e uma abertura de 200 mm, possuirá um f/D=10 (pois 2000 : 200 = 10). Note que ambos os valores estão na mesma unidade (mm), e que o número resultante não é dotado de unidade. Agora, analisemos um outro telescópio que possui a mesma abertura e metade da distância focal, ou seja, de 1000 mm. Este instrumento terá um f/D=5 (pois 1000 : 200 = 5). Qual a diferença? O último é mais luminoso que o primeiro, pois concentra muito mais a luz proveniente do astro no ponto focal. Portanto, quanto menor o valor do f/D de um telescópio, mais luminoso ele é.

Qual é o f/D ideal? Depende qual o tipo de observações que desejará fazer. Para

realizar astrofotografias, o recomendado é que não se ultrapasse um f/D=10, pois qualquer valor acima disso, poderá comprometer a qualidade das imagens, e o telescópio acaba se tornando pouco luminoso. Para realizar observações de objetos pouco luminosos, como nebulosas ou cometas, também não se deve usar um telescópio acima de f/D=10. Quanto menor este valor, melhor será a imagem de um objeto tão difuso quanto uma nebulosa ou um cometa.

A Lente Barlow Vamos relacionar o que acabamos de aprender com as ampliações do telescópio.

Suponhamos agora, que conseguíssemos dobrar a distância focal do nosso telescópio, passando de 2000 mm para 4000 mm, sem mudar, contudo, a abertura de 200 mm. Isto proporcionaria um ganho nas ampliações, pois lembre-se: a ampliação de um telescópio é a divisão da distância focal do mesmo pela distância focal da ocular. Assim, ao usarmos uma ocular de 20 mm antes de dobrarmos a distância focal do telescópio (ainda com F=2000 mm), a ampliação será de 100 x (pois 2000 : 20 = 100). Agora, ao dobrarmos a distância focal do telescópio para 4000 mm, e usarmos a mesma ocular de

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20 mm, a ampliação passa a ser de 200 x (pois 4000 : 20 = 200). Ganhamos bastante em ampliação, não é? Sim, mas perdemos do outro lado: na luminosidade. Por que? Lembre-se da razão f/D. Nós agora temos um telescópio de 4000 mm de distância focal, com os mesmos 200 mm de abertura. Assim, o f/D passa a ser 20, pois 4000 : 200 = 20. Como aumentou o f/D (de 10 para 20), perdemos em luminosidade na imagem, e conseqüentemente em qualidade de detalhes. Temos a impressão de que a imagem ficou mais escura, com menos nitidez.

Mas, surge uma nova pergunta: é

possível realmente dobrarmos a distância focal de um instrumento? Sim, usando lentes especiais chamadas Barlow. Estas lentes foram desenvolvidas justamente para aumentar a distância focal de um telescópio, e são encaixadas entre o porta-oculares do instrumento e a ocular propriamente dita. Estas lentes conseguem duplicar, triplicar ou até quadruplicar a distância focal do telescópio. Mas, lembre-se: embora ganhamos em ampliação, infelizmente perdemos em luminosidade. Portanto, estas lentes devem ser

usadas preferencialmente para objetos razoavelmente luminosos, como a Lua ou os planetas, exceto em raras condições atmosféricas favoráveis.

Outro acessório importante: a carta celeste Já aprendemos como utilizar uma carta (ou mapa) celeste. Mas ainda faltam

alguns pormenores que nos ajudarão em muito para nossas observações. Lembra-se das coordenadas equatoriais (ascensão reta e declinação) que nos auxiliam a encontrar um determinado astro? Observe uma carta celeste e notará que ela possui estas linhas imaginárias que funcionam como a latitude e a longitude na superfície da Terra. A ascensão reta inicia em 0 h ou 24 h, e sua linha cruza várias constelações, dentre elas a constelação de Pégaso, por exemplo. A próxima ascensão reta mostrada na carta celeste é a de 2 h, que cruza, dentre outras, a constelação da Baleia, e assim por diante, de duas em duas horas até completar a circunferência completa (as horas e minutos usados em ascensão reta são apenas unidades de medida e não têm nada a haver com horas e minutos de tempo).

Quanto à declinação, temos na carta circunferências que marcam +60°, +30°, 0°,

-30°,-60°. A declinação 0° corresponde ao que chamamos de equador celeste. Assim como o equador aqui na Terra divide os hemisférios norte e sul do planeta, assim também o equador celeste divide a esfera celeste em hemisfério celeste norte e

Figura 4.5 – A lente Barlow é posicionada entre a ocular e otelescópio.

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Figura 4.6 – Exemplo de uma carta celeste ou planisfério.

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hemisfério celeste sul. Declinações positivas são do hemisfério celeste norte e declinações negativas são do hemisfério celeste sul.

O centro da carta celeste que

corresponde à declinação de -90° é o pólo celeste sul. Mas, como identificar o pólo celeste sul no céu verdadeiro? Se estivermos no hemisfério sul da Terra, como é o nosso caso, basta olhar em primeiro lugar o ponto cardeal Sul no horizonte, e logo em seguida levantar os olhos em uma altura correspondente à latitude do local onde nos encontramos. Por exemplo, para São Paulo, nossa latitude é de -23° 30’ aproximadamente. Assim, o pólo celeste sul encontra-se uns 23° e meio acima do ponto do horizonte que corresponde ao ponto cardeal Sul. Como este ponto no céu é o pólo celeste sul, temos a impressão de que todas as estrelas giram em torno deste ponto com o passar das horas, como se fosse o centro de um imenso relógio de ponteiros estelares.(fig.4.7)

Localizando os astros na carta celeste Agora treine com as coordenadas de alguns astros: a estrela Sírius da

constelação do Cão Maior, por exemplo, com ascensão reta de 6h 44’ e declinação de -16° 42’. Observe na borda da carta celeste a ascensão reta e depois localize a declinação da estrela, lembrando de que é negativa. Agora, localize a estrela Vega, da constelação da Lira, com coordenadas de 18 h 36’ e +38° 46’.

Estando bem familiarizado com a localização, usando este sistema, será muito

mais fácil localizar um próximo cometa, por exemplo, quando forem dadas suas coordenadas no decorrer dos dias.

Mapas estelares Já consideramos a carta celeste que é um mapa simplificado das constelações.

Mas, existem mapas mais detalhados do céu, que possuem informações sobre objetos celestes como aglomerados, nebulosas, galáxias, estrelas múltiplas e assim por diante, com maior riqueza de detalhes. Essas informações são retiradas de inúmeros catálogos de objetos celestes e os mais conhecidos são: Messier (M), New General Catalog (NGC), Barnard (B) e Index Catalog (IC), e são usados tanto pelos astrônomos profissionais como pelos astrônomos amadores.

Figura 4.7 – As estrelas giram em torno do pólo celeste, com o passar das horas.

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Mapas lunares Ao realizar observações da Lua através do telescópio é importante acompanhar

as regiões da superfície lunar usando um mapa, pois desta maneira, as observações se tornam muito mais significativas. Qual é aquela cratera? Qual o nome daquela enorme superfície? Como se chama aquela cadeia de montanhas com seus vales? Apenas um mapa da Lua poderá mostrar os nomes e características dos detalhes do solo lunar enquanto você “viaja” sobre o nosso satélite natural. Os mapas lunares variam conforme o editor, podendo trazer a Lua invertida ou não, por causa da inversão da imagem que o telescópio provoca. Assim, como orientar corretamente um mapa da Lua? Quando a Lua está na posição mais alta do céu (ou cruzando o meridiano), o hemisfério sul dela está para cima e o norte está para baixo (para os habitantes do hemisfério sul). Quanto ao oeste e ao leste lunar, nós os encontramos por dedução, imaginando-se de pé na superfície lunar com os braços estendidos, conforme aprendemos a nos localizar no inicio. Depois, basta alinharmos nossa visualização com o mapa lunar. Veja no apêndice nº 6 um mapa simples da Lua.

Sugestões para uma observação com telescópios Quais sugestões poderiam ser colocadas em prática para proporcionar uma noite

agradável e inesquecível de observações astronômicas com telescópios? Segue abaixo, algumas delas em cada parágrafo.

Ao observar por horas a fio durante uma noite úmida e estrelada, notará que na

lente principal do telescópio forma-se o que conhecemos por orvalho. Por causa do embaçamento que a formação de orvalho proporciona, as imagens tenderão a ficar cada vez menos nítidas. Por isso, toma-se o devido cuidado para se evitar esta formação de orvalho, por simplesmente utilizar um tubo confeccionado de plástico flexível, com comprimento próximo ao do próprio tubo do telescópio, encaixado na extremidade da lente principal, o que impedirá a umidade do ar de repousar sobre a superfície da lente do telescópio. Por outro lado, alguns preferem utilizar um secador de cabelo para lançar rapidamente ar quente na lente quando percebem a formação de orvalho.

Importante também é lembrar-se do seu conforto durante uma observação, para

que lhe proporcione momentos agradáveis de pesquisa. Não se esqueça de levar agasalhos, alguma bebida quente, algo leve para comer e um banquinho de altura apropriada, para evitar dores nas costas. Cuide do posicionamento tanto do instrumento como do próprio observador, para que o cansaço não se abata sobre ele tão rápido. Lembre-se: a astronomia é uma escola de paciência.

Uma boa observação sempre será lembrada por um bom registro. Por isso, leve

papel, caneta, lápis, borracha e formulários para que o maior número possível de informações possam ser registradas para futura análise, resultando num contínuo aprimoramento. Não se esqueça também dos livros, manuais, catálogos, carta celeste, mapas, que o ajudarão a realizar um bom trabalho.

Como enxergar as anotações no escuro? Uma lanterna de luz vermelha pode ser

utilizada. Consegue-se isto por se usar uma lanterna comum recoberta com um celofane vermelho na saída da luz, a fim de que a luz da lanterna não ofusque a vista e acabe

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atrapalhando nossa visão do cosmo. Não se esqueça de levar pilhas sobressalentes para sua lanterna vermelha.

Quando a pessoa coloca o olho à ocular pela primeira vez, a impressão é que a

imagem formada é de pequenas dimensões. Mas o segredo está em permanecer com o olho por mais tempo até que ela se acostume, e mais detalhes vão sendo revelados. Com mais experiência, notará que a posição da pupila na ocular também faz diferença, uma vez que o olho é mais sensível para captar imagens de fraco brilho se a luz penetrar na pupila mais ao lado, na região mais periférica, e não diretamente no centro. Daí, entenderemos melhor a artimanha de se olhar “de lado” para notar detalhes de objetos fracos, tais como nebulosas e estrelas de fraco brilho. O olho deve estar também corretamente posicionado na ocular, pois se olharmos horizontalmente ou colocarmos o olho afastado da ocular, perde-se o campo de visão. Diferente do costume das pessoas, o olho que não estiver sendo usado para observar deve permanecer aberto para não prejudicar o olho que observa a imagem. Neste caso, será preciso um pouco de treino para se observar com os dois olhos abertos.

Um telescópio sempre produz uma imagem invertida. Por isso, deve-se

acostumar com esta idéia, pois os pontos cardeais no campo da ocular ficam agora em posições diferentes. Como encontrá-los para que não ocorram erros de orientação? Aponta-se para uma estrela próximo do zênite e desliga-se o motor de acompanhamento. Devido ao movimento de rotação do planeta Terra, a estrela se movimentará no campo da ocular em direção a oeste. Por dedução, encontramos o leste, norte e sul.

O aprendizado para se localizar um astro no céu e posicioná-lo no telescópio

manualmente, sem a ajuda de um localizador automático, só virá com a experiência e com a prática. Uma sugestão é usar o buscador (pequena luneta montada paralelamente ao tubo do telescópio) para primeiro encontrar o alvo, e depois utilizar uma ocular de fraco aumento no telescópio, pois o campo de visão na ocular será maior e mais fácil de localizar o alvo. Depois, posiciona-se o astro-alvo no centro da ocular e troca-se por uma de maior aumento, regulando depois o foco. Para o bom funcionamento do buscador é importante que ele esteja bem alinhado com o telescópio, pois ao centralizar o alvo na mira do buscador, ele deve aparecer no centro do campo da ocular. Para um bom alinhamento, pode-se utilizar um alvo terrestre, como um poste ou uma torre bem distante. Usa-se uma ocular de baixo aumento e coloca-se o alvo terrestre no campo de visão. Ajusta-se em seguida o buscador até que o alvo esteja o mais próximo possível do centro do retículo (linhas pretas que se cruzam, como uma mira, no campo de visão do buscador). A seguir, amplia-se ao máximo o aumento, usando uma ocular forte e realizando um ajuste fino do buscador. Desta forma, qualquer objeto celeste que for centralizado no buscador, surgirá no campo da ocular do telescópio.

A focalização correta é essencial para produzir uma boa imagem rica em

pormenores. Pratique a focalização em distantes objetos terrestres e fixos, lembrando que o telescópio inverte a imagem. Os detalhes precisam estar nítidos após a regulagem do foco, embora possa haver algumas oscilações, devido à turbulência atmosférica, produzindo o “efeito de fogão” ou “efeito de asfaltos”, ocasionados pelo calor. Além disso, o foco varia de pessoa para pessoa, ainda mais se sofrer de astigmatismo ou miopia. Se usar óculos é melhor tirá-los e regular o seu próprio foco individual. Mas se

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os óculos servem para corrigir astigmatismo, não se deve retirá-los. Uma vez regulado, este foco encontrado será então definitivo? Não, pois os gases da atmosfera estão em constante movimento e acabam alterando sensivelmente a focalização inicialmente ajustada. Assim, o foco não é definitivo e precisa ser regulado de minutos em minutos. Uma maneira prática de ajustar corretamente o foco é por usar um instrumento facilmente construído pelo astrônomo amador. Consiste em uma folha de cartolina com diâmetro igual à abertura do telescópio com três furos de diâmetros iguais separados por distâncias angulares iguais. Colocando esta folha na abertura frontal do telescópio (na objetiva), ocasionará uma divisão da entrada de luz no interior do mesmo. O resultado é que ao direcionarmos para uma estrela, veremos no campo da ocular três pontos de luz referentes a esta única estrela, pois sua luz se dividiu em três. Mas, ao ajustar a focalização, percebemos que existirá um momento em que estas “três estrelas” se unem num só ponto de luz, formando a imagem única desta estrela. É justamente neste ponto que o foco se aproxima do mais correto, dando a melhor focalização possível. Não alterando a posição do focalizador e retirando o nosso instrumento improvisado de cartolina, veremos a imagem da estrela no campo da ocular com uma excelente focalização.

Os iniciantes sempre têm a tendência de usar fortes aumentos, mas é pura ilusão,

pois uma ocular excessivamente potente fornece geralmente uma imagem imprecisa, tremulante e escura. Assim, uma ocular forte só deve ser usada em casos de condições extremamente favoráveis da atmosfera. Lembre-se: o que importa é a luminosidade de um telescópio e não seu aumento.

Nuvens não necessariamente significam a desistência das observações

astronômicas. Ao contrário, especialmente após uma chuva, a atmosfera acaba se tornando mais límpida, mesmo que ainda persistam algumas nuvens. Embora a presença de nuvens pode desanimar qualquer inicio de observações, às vezes, as noites com algumas nuvens passageiras acabam sendo melhores que noites sem nuvens. Isto ocorre porque apesar de não haver nuvens no céu, dependendo da noite, existe uma fina camada de precipitação atmosférica (névoa) que talvez impeça uma boa qualidade nas imagens. Por outro lado, a noite pode estar com ventos trazendo nuvens rápidas que bloqueiam o nosso alvo, mas existem as aberturas, onde justamente por causa do vento, estas aberturas acabam sendo bem límpidas e se transformam nos melhores momentos de observação. Por isso, é necessário ter calma e aguardar até surgir uma abertura nas nuvens. Sim, a astronomia é uma verdadeira escola de paciência.

As melhores imagens de qualquer astro são aquelas em que ele é observado no

seu ponto mais alto do céu. Quando o astro está a pelo menos 35° ou 40° acima do horizonte, os efeitos negativos da atmosfera sobre a imagem já diminuem. Quando está nas proximidades do zênite, então é o máximo de nitidez conseguida. Mas nem todos os astros passam pelo zênite durante a noite, o que nos obriga a observá-los quando estiverem na sua posição mais alta do céu, ou seja, quando passarem pelo meridiano. Assim, objetos celestes abaixo de 35° de altura começam a se aproximar demais do horizonte, e como conseqüência a sua luz proveniente do espaço, será obrigada a atravessar uma camada mais grossa de atmosfera até chegar nos nossos olhos, o que ocasionará desvios e mais desvios durante esta travessia. Aí está a razão de os astros próximos do horizonte adquirirem um aspecto mais avermelhado, mais piscante e mais

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trêmulo (por isso o Sol e a Lua, bem como outros astros ficam avermelhados quando nascem ou se põem). Isto já não acontece em posições mais altas no céu, como no zênite, por exemplo, pois a quantidade de gases da atmosfera que a luz do astro atravessa é bem menor, diminuindo a sua refração ou desvio. Por isso, as melhores imagens conseguidas são aquelas em que os telescópios estão em locais altos, onde a luz do astro é pouco desviada pelos gases reduzidos da atmosfera. É claro que o ideal seria não existir a atmosfera para observações, ou seja, colocar um telescópio no espaço, onde não existe a interferência atmosférica. É justamente este o objetivo do Telescópio Espacial Hubble.

A estabilidade do instrumento é vital se quisermos estudar uma imagem que não

vibre ou dance na ocular, até mesmo saindo do campo de visão. Lembre-se que o instrumento está ampliando algo dezenas e até centenas de vezes. Isto não exclui as vibrações do próprio instrumento, quer seja por alguém esbarrando nele, quer seja pela brisa ou vento, que também são ampliadas na mesma proporção da ampliação da imagem. Se o aumento utilizado for de 100x, então a mínima vibração no instrumento também será ampliada 100x, o que ocasionará uma instabilidade na imagem. Porém, se o instrumento for estável, qualquer vibração deve cessar após 3 ou 4 segundos no máximo.

A nossa tendência é achar que poeira acumulada na lente principal atrapalha

consideravelmente na qualidade da imagem. No entanto, o pó tem pouca importância relativa, não alterando a imagem. Deve-se evitar ao máximo a limpeza das peças óticas, mas se houver necessidade, use um pincel finíssimo do tipo “pelo de camelo” muito macio. Para remover gorduras, costuma-se usar uma solução composta de 3 partes de água destilada e 1 parte de álcool isopropilico, com apenas uma pequena gota de detergente neutro, usando um algodão ou pano bem macio que não libere fiapos, tomando o cuidado de não exercer excessiva pressão sobre a ótica do instrumento. Sempre trabalhe com a prevenção de sujeira, procurando proteger a ótica do instrumento contra poeira e gordura, com a finalidade de evitar ao máximo a sua limpeza.

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5. NOSSO SISTEMA SOLAR Nosso Sistema Solar está repleto de objetos interessantes e fenômenos para transformar as nossas observações em momentos agradáveis e significativos. Como identificar os planetas no céu? Como realizar um passeio turístico por sobre a superfície lunar olhando através de uma ocular? Quais as condições ideais para se observar “estrelas cadentes”? Como caçar cometas? Que detalhes se devem observar em cada astro? O que, quando, e como observá-los?

A Lua

Diâmetro: 3.476 km Distância Terra-Lua: entre 356.000 km e 406.700 km

Distância média Terra-Lua (centro a centro): 384.000 km Período de rotação (dia lunar): 27d 7h 43min

Repetição das fases: 29d 12h 44min Massa: 1/81 da Terra

Densidade: 3,34 (água=1) Temperatura na superfície: 100°C (dia) e - 150°C (noite)

Quando observar a Lua

A Lua tem sido sempre retratada como a companheira fiel da Terra, exercendo influências sobre nosso planeta, como as marés dos oceanos. Sem dúvida a Lua é o objeto mais fácil e mais próximo da Terra para iniciarmos nossas observações. As melhores ocasiões para se enxergar detalhes lunares são aquelas em que a Lua não está em sua fase cheia, pois como os raios solares incidem diretamente sobre a sua superfície nesta fase, praticamente não existem sombras dos seus relevos, e sem sombras fica difícil de distinguirmos

profundidade na superfície. Nosso satélite natural está a uma distância da Terra de aproximadamente 374.000 km, de superfície a superfície. Usando uma ampliação de 100x, nos dará a impressão de que a Lua está a apenas 3.740 km! A borda circular da Lua é chamada de limbo lunar, e a linha que divide a parte iluminada da Lua e a parte escura é chamada de terminador, sendo nesta região em que ocorrem as projeções das maiores sombras no solo lunar (pois os raios solares o atingem de rasante, algo semelhante na Terra ocorre quando o Sol se põe ou nasce) o que nos facilita a visualização do fascinante relevo lunar. O terminador vai se deslocando durante 14 noites. Conforme a Lua se move ao redor da Terra, o terminador vai se deslocando sobre a superfície lunar numa velocidade de uns 10 km por hora na região do equador lunar. Isto significa que se observarmos a Lua durante mais de uma hora, perceberemos que os detalhes iluminados na região do terminador serão suavemente diferentes. O melhor período de observação está compreendido entre três noites antes e três noites depois do quarto crescente ou minguante. Se desejar realizar observações

Fig. 5.1 – A Lua.

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durante a Lua cheia aconselha-se utilizar um filtro lunar para que não ocorra um excessivo ofuscamento e para que seja possível enxergar os mares (planícies mais escuras) da Lua e também as ranhuras que irradiam de algumas crateras, resultantes de material expelido para todas as direções no ato do profundo impacto de meteoritos na superfície lunar, provocando estas raias que se projetam para todos os lados destas enormes crateras, tais como as de Tycho, Kepler e Aristarco. O que observar na Lua Por ser um astro bem próximo da Terra, podemos observar diversos detalhes em sua superfície, e dependendo da ampliação utilizada, a imagem da Lua preencherá todo o campo da ocular. Isto nos dará a impressão de que estamos olhando por uma janela de uma nave espacial que sobrevoa a superfície lunar, realizando um passeio turístico.

Com bastante atenção e dedicado cuidado, podemos observar detalhes que antes não havíamos enxergado. Por quais características devemos procurar na superfície de nosso satélite natural? Os mares são as regiões mais escuras da superfície lunar, onde são vistas poucas crateras. Embora o nome “mar” dá a idéia de que existe água na Lua, estas regiões são na verdade, enormes planícies cobertas com uma poeira mais escura (fig. 5.3).

As montanhas são facilmente observadas na Lua, principalmente quando o terminador lunar está próximo delas, fazendo com que suas sombras sejam lançadas sobre o solo. Algumas montanhas encontram-se bem no centro de enormes crateras. Outras fazem parte de cadeias ou cordilheiras lunares (fig. 5.4).

Figura 5.2 – O terminador é o limite entre o dia e a noite na superfície lunar, e o limbo é a borda da Lua.

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Figura 5.4 – Uma das cordilheiras lunares.

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As crateras são aqueles círculos típicos da paisagem lunar, provocadas principalmente pelo impacto de grandes meteoritos sobre o solo. Existem desde crateras microscópicas até gigantescas, como a cratera Clavius de 240 km de diâmetro e 5300 m de profundidade (fig. 5.5).

As raias ou nervuras são detalhes que irradiam de determinadas crateras, resultado de material expelido em todas as direções no momento do impacto (fig. 5.6).

As fendas, vales e falésias são outras características do relevo lunar que podem ser facilmente observadas através do telescópio (fig. 5.7).

Conforme já vimos, o melhor lugar para apontarmos o nosso olhar, é onde se encontra o terminador (a linha que separa a parte iluminada e a parte escura da Lua), independente de onde o terminador se encontre, seja no centro do disco lunar (durante as fases crescente ou minguante) ou próximo das bordas (durante a proximidade das fases cheia ou nova).

Notará que a Lua não nasce todos os dias no

mesmo horário, em resultado do movimento que a Lua possui em torno da Terra. Ela dá uma volta completa em torno de nosso planeta em cerca de 29 dias, dentro dos quais ocorrem as quatro fases lunares, com aproximadamente uma semana cada fase. Por causa deste

movimento, vemos a Lua no céu a cada dia alterando o seu aspecto, cada noite sendo mais iluminada até a fase cheia, ou cada noite sendo menos iluminada até a fase nova. Em decorrência deste movimento também, a Lua nasce aproximadamente 50 minutos mais tarde no dia seguinte. Por exemplo, se hoje ela nasceu às 20 horas, amanhã ela nascerá aproximadamente às 20 horas e 50 minutos (veja o mapa lunar simplificado e projetos de observação lunar).

Figura 5.5 – Crateras lunares próximas ao terminador.

Figura 5.6 – As raias da cratera Copernicus. ww

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Figura 5.7 – O vale alpino.

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O Sol

Diâmetro: 1.392.530 km Distância média Terra-Sol: 149.597.870 km

Volume: 1 milhão de vezes o da Terra Massa: 332.700 vezes a da Terra Densidade média: 1,41 (água=1)

Temperatura na superfície: 5.480 °C Temperatura no núcleo: 15.000.000 °C

Período de rotação: 24,9 dias no equador solar

Quando observar o Sol O Sol é a nossa estrela mais próxima. Se ele á apenas uma das estrelas do céu, por que ele brilha muito mais do que as outras? Simplesmente porque esta nossa estrela está muito mais perto de nós do que todas as outras. É como comparar o brilho de duas velas acesas: uma bem na frente de seus olhos e a outra a uns 30 metros de distância. Isto nos dará a impressão de que a vela mais próxima possui um brilho mais acentuado.

O Sol é apenas uma das cerca de 100 bilhões de estrelas de nossa galáxia, sem contar nas centenas

de bilhões de outras galáxias, cada uma com seus bilhões de estrelas! Embora o Sol seja uma estrela de tamanho médio e um tanto comum no Universo, é ele quem nos fornece a luz e a energia tão necessária para sustentar a vida no nosso planeta. Ele consegue tamanha energia por meio do processo mais eficaz já conhecido, o da fusão nuclear. Só podemos realizar as observações do Sol durante o dia, mas com todos os equipamentos para proteção. É necessário o uso de vidros especiais para proteção contra excesso de luminosidade, como aqueles usados em máscaras de soldador. Basta colocar este vidro na frente dos olhos se quisermos observar o Sol a olho nú. Para a utilização de telescópios na observação solar, recomenda-se o uso de filtros solares especiais que são colocados na frente da objetiva, ou lente principal do telescópio. O filtro mais conhecido e usado é o mylar. Trata-se de uma espécie de plástico prateado que permite a passagem de uma pequena porcentagem de luz solar.

Não se recomenda o uso de chapas de raios-X, pois elas não filtram os raios solares nocivos aos nossos olhos. Também, não se recomenda usar filtros apenas nas oculares, dispensando o uso de filtros nas objetivas. Por que? Lembre-se do funcionamento do telescópio: ele concentra todos os raios de luz provenientes do espaço em um ponto chamado ponto focal. Imagine como seria concentrar os raios solares em um ponto! Isto provoca um aquecimento considerável no ponto focal, alterando a temperatura interna do tubo do telescópio, o que poderia talvez provocar alguns danos ao instrumento, sem se mencionar o perigo de alguém acidentalmente olhar pela ocular

Figura 5.8 – O Sol, com suas explosões nucleares.

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no momento em que o telescópio está apontado para o Sol. Em questão de menos de um segundo, a retina do olho poderia ficar irreparavelmente queimada. Nem mesmo em telescópios pequenos, ou mesmo binóculos se deve colocar o olho diretamente para se observar o Sol, a menos que se tenha na frente do instrumento a proteção com o filtro acima considerado, e bem seguro, para não haver a possibilidade de ele escorregar bem no momento de uma observação solar.

Em um telescópio pequeno,

a concentração dos raios luminosos não é tão acentuada no ponto focal, de modo que pode ser usado para a observação solar sem o filtro principal. Como? Tendo o cuidado de não observar o Sol com os olhos pela ocular, monta-se o instrumento como se fosse realizar uma observação comum. Porém, ao invés de se olhar pela ocular, usa-se um pedaço de papel branco colocado a alguns centímetros da ocular, por onde sai a luz. No papel, veremos projetada a imagem do Sol, com suas características. Aqui há a vantagem de que várias pessoas podem observar o Sol ao mesmo tempo. Este é o chamado método de projeção solar.

O que observar no Sol A grande esfera que vemos na imagem do Sol é a sua superfície. Embora ele seja

praticamente uma imensa bola de gás incandescente, não é possível enxergar suas partes mais internas, a não ser que se utilize de outros meios especiais. A superfície do Sol que vemos durante a observação é chamada de fotosfera. Na fotosfera a temperatura chega a uns 6.000 graus, e dependendo da época, podemos verificar ali algumas manchas, que são regiões de intensos campos magnéticos. Nestas regiões, a temperatura pode chegar a uns 4.500 graus, o que a faz brilhar menos do que a superfície solar. Por isso, temos a impressão de que as manchas são escuras, o que é na realidade, apenas um contraste entre o brilho mais intenso da superfície e o brilho menos intenso da mancha. As manchas podem durar desde alguns dias até semanas, e variam de forma e dimensões, muitas delas sendo bem maiores que a própria Terra. Ao se utilizar o método da projeção, torna-se fácil desenhar as manchas solares no papel que se utiliza para se projetar a imagem do Sol. Se isto for feito por dias seguidos, é possível até realizar um acompanhamento da duração, movimento e formato das manchas solares, estimando seu tamanho e velocidade.

Figura 5.9 – Um anteparo branco pode ser usado para observar o Sol com segurança.

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Figura 5.10 – Uma mancha solar vista pelo telescópio.

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O Sol possui um ciclo de atividade, em que o número de manchas solares decai até se tornarem raras, onde dizemos que o Sol está em calmaria. Por outro lado, existe o período de atividade intensa, onde o número e tamanho das manchas aumentam consideravelmente. Este ciclo dura cerca de 11 anos em média, passando por um máximo e um mínimo.

A observação dos planetas

Se estivermos acostumados a observar a Lua através do telescópio, com sua

riqueza de detalhes e seu tamanho imenso que, dependendo da ampliação utilizada, nem sequer cabe dentro do campo da ocular, então ao realizar nossa primeira observação planetária é bem possível que paire um sentimento de frustração, pois o tamanho de um planeta através de uma ocular é menor do que o tamanho da Lua. Afinal ele está muitas vezes mais longe! Por exemplo, o diâmetro aparente de Júpiter (o maior planeta) é de 46” no máximo, ou seja, 39 vezes inferior ao da Lua. Mas com um pouco de prática e algum tempo de observação, começa-se a enxergar detalhes a respeito do planeta que antes não percebíamos: tempestades, nuvens coloridas, luas, calota polar, rotação, fases, mudança de aspecto, e assim por diante. A melhor época para se observar um planeta é quando ele se encontra mais perto da Terra, pois nestes dias, fica mais fácil de se observar detalhes em sua superfície. Um dos melhores momentos para a observação de um planeta externo é chamado de oposição, quando Sol, Terra e planeta estão aproximadamente alinhados (planetas externos são aqueles que possuem sua órbita após a da Terra: Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Netuno e Plutão; da mesma maneira, os planetas internos são aqueles cujas órbitas são inferiores à da Terra: Mercúrio e Vênus). Assim, durante a oposição de um planeta, conseguimos enxergar mais detalhes através do telescópio durante praticamente toda a noite. Também ocorre nesta época um aumento no brilho do astro, pois ele se encontra próximo de nós (tab. 5.1).

Marte Júpiter Saturno 28/08/03 02/02/03 17/12/02 07/11/05 04/03/04 31/12/03

03/04/05 13/01/05 Tabela 5.1 – Datas das oposições dos principais planetas externos.

Só não é possível observá-lo quando se encontrar num ponto da órbita que

coincida com a direção de onde está o Sol no céu, pois se ao olharmos na direção do céu onde se encontra o planeta, e ali também estiver o Sol, então obviamente não será possível observá-lo, pois o brilho solar ofuscaria nossa visão. Estas ocasiões que impossibilitam a visualização dos planetas, por causa de sua aparente proximidade do Sol no céu, chama-se conjunção. Estes períodos de impedimento de observação duram alguns meses. Portanto, precisamos aproveitar a época em que os planetas estão facilmente visíveis durante o céu noturno, afastados da região do céu onde se encontra o Sol (fig. 5.20).

Conforme já aprendemos, precisamos saber a longitude celeste do planeta, ou

ainda suas coordenadas celestes (ascensão reta e declinação) para conseguirmos

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localizá-lo na carta celeste, e posteriormente no céu, descobrindo assim o horário que ele vai nascer e se pôr. Mais fácil ainda seria simplesmente saber a constelação em que determinado planeta se encontra naquele mês, e olhar para aquela região do céu. Se já estivermos bem familiarizados com as estrelas que compõem aquela constelação, então haverá ali uma “estrela” a mais, com um brilho ligeiramente diferente (o brilho de um planeta geralmente não cintila como o de uma estrela): é o planeta em questão. Iniciemos nossas observações pelo maior planeta do Sistema Solar.

Júpiter

Diâmetro: 140.800 km (11,23 diâmetros terrestres) Distância média Jupiter-Sol: 780 milhões km (5,2 UA)

Massa: 318 vezes a da Terra Densidade média: 1,33 (água=1)

Período de rotação (dia jupiteriano): 9,8 horas Período de translação (ano jupiteriano): 11,8 anos

Número de luas: 16 (passível de alteração)

O que observar em Júpiter Júpiter é o maior de todos os planetas do

Sistema Solar, sendo, portanto, o mais fácil para o iniciante em astronomia estudar. Embora Marte seja o planeta externo mais próximo da Terra, Júpiter apresenta um diâmetro aparente maior do que Marte no campo da ocular, pois o seu diâmetro real é muito maior do que o de Marte (cerca de 20 vezes maior, ou seja, vinte planetas Marte enfileirados resultariam no diâmetro de Júpiter).

Com pouco aumento já é possível notar as camadas superiores de nuvens da

atmosfera de Júpiter, com duas faixas principais avermelhadas. Dependendo da ocasião também veremos as quatro luas principais: Io, Calisto, Ganimede e Europa. Ao observar Júpiter por cinco horas seguidas, nota-se o rápido movimento de rotação do planeta, pois um detalhe que víamos em uma extremidade, estará em outra borda do planeta após cinco horas. Também se nota o movimento das luas, algumas sendo eclipsadas pela sombra do planeta, ou então elas mesmas provocando uma sombra na camada superior de nuvens de Júpiter. Em apenas uma noite de observação, torna-se fácil perceber o movimento dos satélites naturais de Júpiter. Io, por exemplo, leva apenas umas 42 horas para dar uma volta em Júpiter, e seu movimento torna-se perceptível durante umas três horas de observação.

Fig. 5.11 – Júpiter.

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O equador do planeta é caracterizado por uma faixa branca, localizada entre duas faixas avermelhadas, que mudam de aspecto, de brilho e de extensão. Vez por outra, surgem manchas brancas nestas faixas, produzidas por furacões enormes. Com uma ampliação de cerca de 50 vezes é possível visualizar estas faixas zonais, que nada mais são do que nuvens de gases na alta atmosfera do planeta.

Além destes detalhes, existe uma grande mancha vermelha com uma forma oval,

medindo 13.000 km por 39.000 km (a Terra possui um diâmetro de 12.756 km), e seguindo o movimento de rotação do planeta, variando de cor e intensidade de brilho. Trata-se, na realidade, de um enorme furacão que perdura desde que foi visto pela primeira vez, há uns três séculos atrás (veja projeto de observação para Júpiter).

De treze em treze meses, Júpiter se aproxima da Terra em oposição. Por uns

cinco meses, Júpiter fica visível na madrugada, e por mais cinco meses, antes da meia-noite. Nos outros três meses restantes, Júpiter fica em conjunção, ou seja, na nossa linha de visada em direção ao Sol, o que impede a sua observação. No seu máximo brilho, durante a oposição, atinge uma magnitude de –2,5. Na verdade, Júpiter é o quarto objeto mais brilhante do céu, depois do Sol, Lua e Vênus (veja as datas das oposições na tabela nº 5.1).

Saturno

Diâmetro: 120.536 km (9,41 diâmetros terrestres)

Distância média Saturno-Sol: 1.426.980.000 bilhões km (9,5 UA) Massa: 95 vezes a da Terra

Densidade média: 0,69 (água=1) Período de rotação (dia saturniano): 10,2 horas

Período de translação (ano saturniano): 29,4 anos Número de luas: 30 (passível de alteração)

Largura dos anéis: 70.000 km Espessura dos anéis: 1 km

O que observar em Saturno Como Saturno é menor que Júpiter e

se encontra mais afastado do que ele em relação ao Sol, este planeta aparece menor que Júpiter no campo da ocular. Durante a oposição, seu brilho pode atingir magnitude 0, e seu diâmetro aparente fica por volta de uns 20”. Entre uma oposição e outra, passam-se 12,5 meses; e como este período é quase igual ao do ano terrestre, então

Figura 5.12 – Júpiter com seus satélites vistos através da ocular.

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Figura 5.13 – Saturno com seus anéis e algumas de suas luas.

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Saturno é visível no céu durante a maior parte do ano. Como o seu movimento em torno do Sol é lento (levando uns 30 anos para completar uma volta em torno do Sol), Saturno é visto na mesma constelação por mais de dois anos (veja as datas das oposições na tabela nº 5.1).

Este planeta é caracterizado por seus anéis, que

são um verdadeiro espetáculo celeste. Embora Júpiter, Urano e Netuno também possuam anéis que só são perceptíveis às câmeras de sondas espaciais, somente os de Saturno são vistos através de um telescópio. Dependendo do aumento, é possível observar uma “falha” nos anéis do planeta, uma faixa fina e escura. Esta é a divisão de Cassini, nome dado em homenagem ao seu descobridor.

Como o planeta está inclinado em relação a Terra e os anéis o acompanham, a cada 15 a 17 anos, a Terra passa através do mesmo plano dos anéis de Saturno, ou seja, para um observador terrestre os anéis ficam de perfil, e como eles possuem uma espessura de apenas 1 km, tornam-se invisíveis para nós. Os detalhes na atmosfera de Saturno são semelhantes aos de Júpiter, porém, são menos acentuados, e a sua coloração é mais amarelada. De todas as luas, as maiores são Titan e Rhea, as únicas visíveis com aumentos moderados. Titan possui um diâmetro de 6800 km, sendo assim maior que a nossa Lua, que Mercúrio e até mesmo que Marte. Utilizando telescópios de maior abertura, torna-se possível observar algumas de outras luas menores: Japeto, Tétis, e Dione.

Marte

Diâmetro: 6.786 km (0,5 diâmetro terrestre) Distância média Marte-Sol: 227.940.000 km (1,5 UA)

Massa: 0,11 vezes a da Terra Densidade média: 3,95 (água=1)

Período de rotação (dia marciano): 24,6 horas Período de translação (ano marciano): 686,9 anos

Número de luas: 2

O que observar em Marte Quando está em oposição, o planeta fica numa

direção do espaço oposto à direção de onde se encontra o Sol. Desta forma, quando o Sol está se escondendo no horizonte Oeste, o planeta está nascendo no horizonte Leste, e fica visível por toda a noite, até o amanhecer. Durante a oposição, Marte permanece com um brilho muito forte, destacando-se de qualquer estrela, com um brilho avermelhado, típico de sua superfície recoberta de óxido de ferro (ferrugem).

Fig. 5.15 – Marte.

Figura 5.14 – Saturno visto através da ocular.

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A oposição de Marte ocorre a cada 780 dias, quando ele, a Terra e o Sol ficam aproximadamente alinhados no espaço, estando os dois primeiros do mesmo lado. Através de um telescópio, Marte aparenta ser um disco avermelhado de 10” de diâmetro aparente, em média. No entanto, durante uma oposição favorável, ele pode ficar tão perto de nós que o seu diâmetro aparente aumenta para até 25”. Podemos observar detalhes de sua superfície, tais como áreas mais escuras e uma mancha esbranquiçada nos pólos, que são as calotas polares, constituídas basicamente por gás carbônico congelado (gelo seco). As calotas podem variar de tamanho conforme a época do ano marciano, pois lá também existem estações devido à inclinação do seu eixo de rotação. Quanto às áreas mais escuras no globo marciano, às vezes podem deixar de ser vistas, devido a fortes tempestades de areia que ocorrem em Marte conforme a estação do ano (veja as datas das oposições na tabela nº 5.1).

Como o planeta rotaciona em torno de si mesmo em 24

horas e 37 minutos, ao observarmos Marte por duas noites seguidas e no mesmo horário, então estaremos vendo o mesmo lado do planeta com as mesmas configurações e detalhes. Só após três semanas é que o hemisfério oposto estará visível para nós se o observarmos no mesmo horário à noite.

Vênus

Diâmetro: 12.102 km (0,95 diâmetros terrestres) Distância média Vênus-Sol: 108.200.000 km (0,72 UA)

Massa: 0,81 vezes a da Terra Densidade média: 5,25 (água=1)

Período de rotação (dia venusiano): 243 dias Período de translação (ano venusiano): 224,7 dias

O que observar em Vênus Confundido com a “estrela da

alva” ou “estrela vespertina”, o planeta Vênus é o terceiro objeto celeste mais brilhante do céu, após o Sol e a Lua, com uma magnitude de -4. Como os seus apelidos sugerem, o planeta (e não estrela, como popularmente é chamado) Vênus só é visto ao amanhecer ou ao entardecer. Por que?

Porque é um planeta de órbita inferior a da Terra, e olhando para o céu, temos a

impressão de que Vênus (e também Mercúrio) sempre acompanham bem de perto o Sol.

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Fig. 5.16 – Marte visto através da ocular.

Figura 5.17 – Vênus.

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Olhando para o céu, Vênus nunca estará a uma distância aparente do Sol maior do que 48°. Nesta distância máxima, o planeta fica visível à noite umas 4 horas após o pôr-do-sol, ou nasce umas 4 horas antes do Sol, na madrugada. Concluímos assim que Vênus (e também Mercúrio) nunca poderão estar brilhando no céu à meia-noite, por exemplo, e também nunca atingirão o zênite durante a noite.

Como notamos no quadro acima, o período de rotação do planeta é maior que o

seu período de translação, ou seja, um dia em Vênus é mais longo do que um ano. Isto significa que ele demora mais para dar uma volta em torno de si mesmo do que dar uma volta em torno do Sol. Além disso, a direção do movimento de rotação do planeta é contrária dos outros. Este movimento de rotação contrário ao comum é chamado de movimento retrógrado.

Como o planeta está localizado em uma órbita mais próxima do Sol do que a

Terra, ele acaba sendo mais aquecido e se transforma num mundo escaldante. Na verdade, Vênus possui uma camada tão espessa de nuvens de dióxido de carbono, que se transforma numa eficiente estufa, com temperaturas na superfície de 500ºC, suficientes o bastante para derreter o chumbo. Embora o planeta tenha aproximadamente o mesmo diâmetro da Terra, esta densa atmosfera exerce uma pressão na superfície com 90 vezes mais força do que a atmosfera da Terra. Aqui está, portanto, a explicação de Vênus ser o planeta mais brilhante para nós no céu: a sua densa camada de nuvens que impede que vejamos qualquer detalhe de sua superfície, reflete a luz do Sol de uma maneira muito eficiente, semelhante a um gigantesco espelho no espaço.

Ao observarmos Vênus através de um telescópio, veremos que ele apresenta

fases como a Lua. Por que? Justamente porque ele se encontra numa órbita interna à nossa. Imagine no espaço que Vênus esteja numa posição alinhada com o Sol e a Terra, com o Sol no meio. Neste momento notaríamos que Vênus apresentaria uma fase cheia, pois o lado do planeta voltado para o Sol é o mesmo lado voltado para a Terra. No entanto, é impossível de se observar Vênus nesta posição de alinhamento, pois ao apontarmos para o planeta, teríamos o Sol bem na nossa frente e o seu brilho impede que enxerguemos o planeta. Esta posição de um planeta interno é chamada de conjunção superior.

Mas, mudemos a posição do planeta. Agora imaginemos que eles estejam

novamente alinhados, mas agora o planeta esteja entre a Terra e o Sol. Neste caso, a parte iluminada do planeta está voltada para o Sol e a parte não iluminada para a Terra. Nesta posição também não o observamos, pois a face voltada para nós está totalmente escura, o que equivaleria à fase nova, além do planeta também estar na mesma direção do Sol no céu. Esta posição de alinhamento é chamada de conjunção inferior. Assim, só poderemos observar os planetas internos (Vênus e Mercúrio) quando eles estiverem em posições que não sejam as conjunções (fig. 5.20).

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Quando o planeta está na conjunção superior, ele se encontra mais afastado de

nós do que durante a conjunção inferior. Isto significa que o diâmetro aparente do planeta no campo da ocular do telescópio é menor quando ele está próximo da conjunção superior, pois está mais afastado da Terra. O diâmetro aparente dele aumenta, porém, quando vai se aproximando da conjunção inferior, quando vai ficando mais perto de nós. Um pouco antes ou um pouco depois deste seu ponto mais próximo da Terra (conjunção inferior), conseguimos observar uma tira do planeta Vênus iluminada

para nós, e o diâmetro aparente chega a ultrapassar 1 minuto (1’).

Esta passagem entre o Sol e a Terra

(conjunção inferior) ocorre a cada 584 dias. O mais interessante em observar Vênus são justamente as suas fases, uma vez que suas nuvens não nos permitem enxergar a superfície. Mas, o que enxergamos quando um planeta inferior se encontra numa posição entre as duas conjunções, formando um ângulo de 90º (ângulo reto) entre a Terra e o Sol? Neste caso, aqui da Terra, veremos apenas

metade do circulo do planeta iluminado, como a fase crescente ou minguante da Lua. Esta posição é chamada de elongação máxima. Nesta posição, Vênus atinge um diâmetro aparente de 25”. Este é o melhor período para se observar o planeta (fig. 5.20).

Figura 5.18 – As fases de um planeta interior vistas da Terra. le

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Figura 5.20 – As principais posições dos planetas são chamadas de Configurações Planetárias. Na figura, a Terra (E) está com alguns alinhamentos com os planetas interiores e superiores, conforme eles se movimentam em torno do Sol (S). Planetas interiores: a conjunção superior (SC) e a conjunção inferior (IC) ocorrem num alinhamento, e as elongações máximas podem ser a leste (EGE) ou a oeste (WGE). Planetas superiores: a conjunção (C) e a oposição (O) também ocorrem num alinhamento no espaço. A posição do planeta superior onde o alinhamento Sol-Terra-Planeta Superior, forma um ângulo reto na Terra, é chamada de Quadratura. A quadratura pode ser a oeste (WQ) ou a leste (EQ).

Figura 5.19 – Vênus visto através da ocular.

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Quando Vênus atinge o seu brilho máximo? Quando ele está a 69 dias antes da conjunção inferior, a 39º de distância aparente do Sol no céu, e a sua magnitude pode atingir –4,4. Para conseguirmos observar algumas manchas sobre as nuvens atmosféricas de Vênus, será necessário um bom instrumento e um céu bem limpo.

Mercúrio

Diâmetro: 4.878 km (0,38 diâmetros terrestres) Distância média Mercúrio-Sol: 57.910.000 km (0,39 UA)

Massa: 0,055 vezes a da Terra Densidade média: 5,43 (água=1)

Período de rotação (dia mercuriano): 58,7 dias Período de translação (ano mercuriano): 87,9 dias

O que observar em Mercúrio Devido à sua proximidade do Sol, sempre

enxergaremos Mercúrio no céu numa posição de no máximo 27º de distância angular do Sol. Isto significa que este planeta nunca nasce ou se põe muito longe do Sol, e é quase sempre visível durante o crepúsculo do amanhecer ou entardecer, bem próximo do horizonte.

Como Mercúrio é um planeta interior assim

como Vênus, ele também apresenta fases conforme a sua posição em torno do Sol em relação à Terra. Durante a sua conjunção inferior, quando o planeta está entre o Sol e a Terra, Mercúrio fica invisível para nós, porque está muito perto do Sol ao

olharmos para o céu em busca dele. Durante esta conjunção, o planeta está no seu ponto mais próximo da Terra. Portanto, um pouco antes ou um pouco depois da conjunção inferior, Mercúrio se apresenta nesta época com o seu máximo diâmetro aparente, mas muito perto do Sol.

Na conjunção superior, o lado do planeta voltado para nós está totalmente

iluminado, ou fase cheia. No entanto, assim como ocorre com Vênus, também não conseguimos observar Mercúrio, pois se o procurarmos no céu, teremos o Sol no nosso caminho, impedindo de observá-lo. Assim, os melhores períodos são os de elongações máximas, pois nestas ocasiões, Mercúrio aparece como um ponto de luz bem brilhante no céu, atingindo magnitude 0, durante o amanhecer ou entardecer, sendo um dos objetos mais brilhantes do céu, e deve ser procurado cerca de meia hora depois do pôr-do-sol, ou antes dele nascer. Durante as elongações favoráveis, Mercúrio aparecerá na ocular como uma meia-lua, com uns 9” (nove segundos de arco) de diâmetro aparente.

O planeta é muito pequeno (pouco maior que a nossa Lua), sendo 2,5 vezes

menor que a Terra, e é cheio de crateras, sem atmosfera alguma. Por estar longe de nós e ser pequenino, não conseguimos observar nele mais do que suas fases, embora com

Figura 5.21 – Mercúrio.

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um bom instrumento e condições atmosféricas excelentes podemos até tentar ver algumas manchas mais escuras em sua superfície.

Urano

Diâmetro: 51.118 km (3,98 diâmetros terrestres) Distância média Urano-Sol: 2,87 bilhões km (19,19 UA)

Massa: 14,5 vezes a da Terra Densidade média: 1,29 (água=1)

Período de rotação (dia uraniano): 17,9 horas Período de translação (ano uraniano): 84 anos

Número de luas: 15 (passível de alteração)

O que observar em Urano Urano nunca brilha mais do que a magnitude 6. Para

o olho nú, ele é praticamente invisível e por isso não era conhecido pelos povos antigos. Em um telescópio médio, ele aparece como um disco esverdeado, mas sem detalhes visíveis, com um diâmetro aparente de uns 4”. Ele possui esta coloração devido à composição de sua atmosfera composta de hidrogênio e hélio, com um pouco de outros gases. Seus satélites só são observáveis através de um

telescópio bem potente. Por estar bem afastado do Sol, ele possui uma velocidade lenta de translação, e isto faz com que o planeta demore mais tempo para passar de uma constelação para outra, ficando em média uns sete anos em cada constelação zodiacal.

Netuno

Diâmetro: 49.528 km (3,81 diâmetros terrestres) Distância média Netuno-Sol: 4,50 bilhões km (30,06 UA)

Massa: 17,14 vezes a da Terra Densidade média: 1,64 (água=1)

Período de rotação (dia netuniano): 19,2 horas Período de translação (ano netuniano): 164,79 anos

Número de luas: 8 (passível de alteração)

O que observar em Netuno Netuno é pouco brilhante, atingindo a oitava

magnitude no céu. Ele se move tão lentamente ao redor do Sol, que também fica por muitos anos numa mesma constelação. Não conseguimos observá-lo a olho nú, mas usando binóculos é possível distinguir o planeta em meio às estrelas da constelação. Com uma ampliação de 200 a 250 vezes, Netuno aparece como um pequenino disco azul-esverdeado, com um diâmetro aparente de uns 2,5”;

Figura 5.22 – Urano.

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Figura 5.23 – Netuno.

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e sua maior lua Tritão pode ser observada debaixo de excelentes condições atmosféricas.

Plutão

Diâmetro: 2.300 km (0,18 diâmetros terrestres) Distância média Plutão-Sol: 5,91 bilhões km (39,5 UA.)

Massa: 0,0022 vezes a da Terra Densidade média: 2,03 (água=1)

Período de rotação (dia plutoniano): 6,39 horas Período de translação (ano plutoniano): 248,54 anos

Número de luas: 1 (passível de alteração)

O que observar em Plutão Plutão só pode ser observado através de

telescópios com aberturas maiores que 250mm, mas sem se distinguir um disco. Sua magnitude não passa de 14, o que não traz muito interesse para o astrônomo amador.

Asteróides Também chamados de “planetas menores”, os asteróides são rochas que

vagueiam pelo espaço numa órbita definida. Entre as órbitas de Júpiter e Marte existe um grande cinturão de asteróides com tamanhos variados que vão desde finas partículas de pó até centenas de km, como é o caso de Ceres, o maior deles, com 914 km de diâmetro. Às vezes, ocorrem perturbações nas órbitas de alguns asteróides, principalmente devido ao tamanho imenso de Júpiter, o que faz com que eles assumam órbitas diferentes das que já possuem, e até acabam se aproximando mais da Terra. Por exemplo, em janeiro de 1991, durante observações rotineiras no observatório de Kitt Peak, no Arizona, EUA, astrônomos identificaram um asteróide de uns 10 metros de diâmetro passando a 170.000 km da Terra.

Como observar os asteróides Os asteróides estão muito afastados da

Terra e são muito pequenos e escuros, o que dificulta sua observação. É preciso saber identificar uma certa região do céu onde determinado asteróide visível irá passar e segui-lo por horas ou dias, dependendo de sua velocidade. Por exemplo, vamos supor que

Figura 5.24 – Plutão.

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Figura 5.25 – Asteróide. ww

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você esteja observando uma região do firmamento onde constam 4 estrelas brilhantes e principais. Consultando um mapa estelar, você nota que uma delas não consta no catálogo. Depois de algum tempo, observando a mesma região do céu novamente, nota-se que aquela “estrela” que não estava no mapa, moveu-se ligeiramente. Ela pode ser um forte candidato para um asteróide. Algumas publicações astronômicas já trazem todas as informações necessárias para se localizar certos asteróides mais brilhantes, bem como as regiões do céu para se observar o movimento destes astros.

Cometas Os cometas são objetos que sempre chamaram muita atenção desde épocas

passadas, devido às suas caudas. Vale salientar, porém, que nem todos os cometas apresentam caudas espetaculares. Eles são feitos de materiais voláteis, como água congelada e gás carbônico congelado, juntamente com um núcleo sólido de rocha. Ao se aproximar do Sol, os cometas são aquecidos e o material volátil passa a se vaporizar, formando uma “nuvem” ou coma ao redor do núcleo rochoso. Devido à radiação que o Sol emite em todas as direções, o chamado vento solar, esta coma é empurrada para trás, formando a cauda do cometa. Por esta razão, a cauda sempre aponta para a direção oposta ao Sol. Como o cometa perde material a cada passagem perto do Sol, isto significa que um dia ele não mais existirá.

Mas, de onde vêm os cometas recém descobertos? Acredita-se que exista um

grande cinturão de objetos cometários ao redor do Sol, muito além da órbita de Plutão e Netuno, e que devido a algumas perturbações, alguns destes objetos acabam por avançar para dentro do Sistema Solar, atingindo uma nova órbita inferior e muito elíptica, ou “esticada”, bem diferente das órbitas da maioria dos planetas, que não são tão elípticas, mas sim, são praticamente circunferências, garantindo uma estabilidade melhor em seu clima. Imagine se a órbita da Terra fosse um tanto mais elíptica, como no caso de um cometa: ela se afastaria demais do Sol e se aproximaria demais dele, impedindo a vida aqui, pois isto provocaria variações intensas de temperatura. Mas, como a Terra está bem estabelecida na distância exata do Sol, esta região é a ideal para garantir a vida terrestre.

Como observar os cometas Uma série de cometas possuem um período de translação menor que 100 anos,

mas infelizmente a maioria deles são pequenos e não produzem tantos espetáculos a olho nú. Além disso, o brilho de um cometa no céu depende de sua distância até o Sol e até a Terra. Alguns formam caudas magníficas e outros formam caudas pequeninas. É necessário consultar publicações especializadas que informam as coordenadas dos cometas mais interessantes para se observar. Cerca de uma dúzia ou mais de cometas são descobertos a cada ano, embora sejam pequenos e difíceis de observar.

52

Contrário do que muitos pensam, os cometas não cruzam rapidamente o céu que observamos, em questão de segundos, como se fosse um meteoro. Um cometa vai estar em determinada região do céu durante a noite toda, e só se movimentará pouco na próxima noite. Apenas quando ele está bem próximo do Sol e/ou da Terra é que ele apresentará um movimento mais rápido por entre o fundo das estrelas. Os binóculos são os melhores instrumentos para se observar os cometas, por que possuem um baixo f/D, ou uma alta luminosidade. Os cometas pequenos aparecem como uma pequena bola de nuvem luminosa no céu noturno, como se fosse uma estrela fora de foco num telescópio. Caso se use telescópios para se observar cometas, não se deve usar fortes aumentos, mas sim o mais baixo aumento, para que o campo da ocular apresente uma boa luminosidade e tamanho.

Cometa Período orbital em torno do Sol (em anos)

Distância atingida no ponto mais próximo do

Sol (em UA) Encke 3.30 0.339

Tempel-2 5.26 1.364 Tempel-1 5.98 1.771

Giacobini-Zinner 6.41 0.934 Tempel-Tuttle 32.91 0.981

Halley 76.04 0.587 Tabela 5.2 – Período e distância periélica dos principais cometas.

Para se caçar cometas ainda desconhecidos, observe com um binóculo sempre na

linha do horizonte leste, um pouco antes do nascer do Sol, ou então, na linha do horizonte oeste um pouco depois do Sol se pôr. É uma tarefa difícil, mas com muita paciência e se ninguém ainda tiver visto, você poderá ser o primeiro a descobrir o cometa. Enquanto isto, nós nos contentaremos em ver os já conhecidos (tab. 5.2).

Meteoros Os meteoros são fenômenos que ocorrem na atmosfera terrestre, e não no espaço

sideral. Portanto, é um evento astronômico bem próximo de nós, a uma altitude de 120 km a 60 km, e duram desde frações de segundos até alguns segundos. Estas são as popularmente conhecidas “estrelas cadentes”, que podem ser vistas em qualquer noite bem estrelada e sem o brilho do luar para atrapalhar. Os meteoros ocorrem porque

Figura 5.26 – Cometa Hale-Bopp.

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existem partículas de pó de rochas, ou meteoróides, que vagueiam pelo espaço, e quando a Terra atravessa o caminho destas partículas, elas são atraídas pela gravidade do nosso planeta e acabam “caindo” em nossa atmosfera, queimando-se totalmente ou parcialmente, devido ao atrito do ar e produzindo aquele brilho característico e rápido. Estes corpos podem atingir velocidades relativas de 12 a 72 km/s, e temperaturas de 3.000°C a 7.000°C. Por dia, a Terra recebe cerca de 2.000 toneladas de poeira meteorítica provinda do espaço. Portanto, a nossa atmosfera serve como um grande manto protetor estendido sobre nossas cabeças.

Muitos pensam que os meteoróides possuem

tamanhos imensos para produzir tanto brilho, mas na verdade, raras vezes o seu tamanho ultrapassa o de um grão de arroz. Apenas os maiores acabam atingindo a superfície da Terra, pois devido ao seu tamanho, o atrito não o queima totalmente. Quando isto ocorre, a rocha que veio do espaço e atingiu a Terra, formando uma cratera, passa a se chamar meteorito. Por ano, registram-se cerca de 30 a 40 quedas (veja a foto de meteoros na fig. 5.28).

Como observar meteoros Os meteoros ocorrem durante o dia e durante a noite. Mas, para se observar

meteoros, é necessário que seja noite, e que esta esteja límpida e sem a luz da Lua ou de postes de iluminação. O melhor horário para observá-los é depois da meia-noite. Durante qualquer noite é possível observar meteoros que ocorrem esporadicamente. Além disso, existem ocasiões em que a Terra atravessa uma grande concentração de meteoróides e numa só noite é possível observar muitos deles. Estas são as chuvas de meteoros, provenientes destas concentrações de poeira que um dia fizeram parte de um cometa (tab. 5.3). Ao observar uma chuva de meteoros, temos a impressão de que todos eles estão partindo de um único ponto do céu e é possível ver até 50 meteoros por hora, dependendo da chuva. Este ponto aparente em que os meteoros surgem é chamado de radiante, e a quantidade média de meteoros que conseguimos ver durante uma hora é chamada de taxa horária. Em ocasiões especiais, já foram observados até mil meteoros por hora, numa chuva. O nome da chuva está sempre relacionado com a constelação onde se encontra o radiante. A posição mais confortável para realizar este tipo de observação é deitado e a olho nú.

Figura 5.27 – Meteorito.

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Nome Constelação Período Máximo Taxa horária

Quadrântida Boötes 25/12 a 10/01 03/01 50

Lyrida Lyra 15/04 a 30/04 21/04 12

Eta aquárida Aquarius 21/04 a 12/05 04/05 20

Persêida Perseus 15/07 a 25/08 11/08 50

Aurígida Auriga 29/08 a 31/08 30/08 35

Píscida Piscis 25/09 a 02/11 07/10 15

Draconídea Draco 08/10 a 12/10 09/10 100

Oriônida Orion 15/10 a 30/10 20/10 25

Leonídea Leo 10/11 a 20/11 17/11 25

Geminídea Gemini 01/12 a 20/12 14/12 50 Tabela 5.3 – Principais chuvas de meteoros.

É possível até mesmo fotografar meteoros em uma noite estrelada e sem luar.

Basta usar uma câmera que permita deixar o obturador aberto durante horas. Geralmente, estas máquinas fotográficas possuem o símbolo “B” onde o obturador fica aberto até que você o destrave. Coloque a máquina num local bem fixo, onde ela não vibre durante a exposição prolongada, de preferência num tripé. Aponte para uma região do céu estrelado e focalize-a no infinito. Dispare o obturador em “B” e aguarde durante algum tempo. Utilizando um filme mais sensível a baixa luminosidade, como o ASA 400 ou maior, e se algum meteoro passar pelo campo de visão onde a máquina estiver apontada, quando revelar o filme, você notará na foto uma série de riscos paralelos, que são os rastros das estrelas, pois conforme elas foram se movimentando no céu, foram deixando seu risco no negativo. Mas se notar um risco não paralelo, de brilho e tamanho diferente, este é o seu meteoro!

Figura 5.28 – Meteoros.

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6. O CÉU PROFUNDO O céu profundo além do Sistema Solar está repleto de objetos interessantes e prontos para serem observados através do telescópio. Basta saber identificá-los para apontarmos o telescópio e apreciarmos estas maravilhas tão longe de nós. Dentre estes objetos estão as nebulosas, aglomerados, galáxias, estrelas variáveis e estrelas múltiplas. O que são e como observá-los?

As estrelas Quando olhamos para as estrelas com a vista desarmada, notamos que em certas

épocas do ano, existem algumas cujo brilho as diferenciam das demais. Se determinado ponto de luz no céu possuir um brilho forte e constante, sem aquele cintilamento característico das estrelas, então há grandes chances de ser um planeta. Para tirar a dúvida, basta apontar um telescópio em sua direção, e será possível notar que aquela “estrela” apresentará no campo da ocular um pequeno disco, ao invés de um ponto de luz, como acontece com qualquer estrela.

Mesmo os maiores telescópios do mundo só conseguem enxergar um mero

ponto de luz brilhante ao apontar para uma estrela, nunca percebendo um disco esférico, como acontece com os planetas, quando os observamos. Isto ocorre porque as estrelas estão tão afastadas de nós que se torna impossível enxergá-las com um formato esférico, mesmo com a maior ampliação possível, de modo que ela aparenta ser no campo da ocular como mero ponto de luz brilhante. No entanto, é possível identificar alguns aglomerados de estrelas, estrelas duplas, nebulosas gasosas, o que nunca enxergaríamos a olho nú.

Estrelas duplas Embora a olho nú, uma certa estrela aparente ser única e solitária no espaço,

quando apontamos o telescópio para ela, pode ser que fiquemos surpresos de notar que ela possui uma companheira bem próxima dela (às vezes até mais de uma). São as estrelas duplas ou binárias, ou ainda no caso de mais companheiras, estrelas múltiplas. O nosso Sol, por exemplo, é um caso de estrela única, pois não há uma outra estrela girando ao seu redor, ou uma ao redor da outra, como ocorre com as binárias. A estrela Alfa Centauri, a mais próxima de nós, é um caso típico de estrela múltipla, pois ao apontarmos o telescópio para ela, observamos duas estrelas brilhantes bem próximas uma da

outra. Na verdade, são três estrelas, mas a terceira é tão fraca que dificilmente a enxergamos.

Assim, as estrelas duplas, a olho nú, parecem uma única estrela brilhante. Veja o

caso da estrela gama de Virgem, que ao telescópio, apresenta uma binária cujas estrelas giram em torno de um centro de equilíbrio (chamado centro de massa), completando

Figura 6.1 – Fotos de uma estrela dupla comseparação de 0.7 segundos de arco entre si, conforme vistas através do telescópio MMT de 6.5 metros de diâmetro.

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uma volta a cada 194 anos. Os períodos de revolução das estrelas múltiplas variam de alguns dias a milhares de anos. Algumas estrelas duplas são coloridas, com suas componentes mostrando cores diferentes, devido à diferença de suas temperaturas.

Existem ainda algumas estrelas duplas que aparecem no campo da ocular, mas

nem sempre significa que elas estejam interagindo entre si, ou seja, uma delas está a uma distância maior de nós do que a outra. Assim, temos apenas a impressão que tais estrelas são duplas, porque não distinguimos a profundidade delas. No entanto, a maioria das binárias que observamos são reais e interagem fisicamente entre si, girando uma em torno da outra, num ponto de equilíbrio, devido à força de gravidade que as mantém unidas como se estivessem amarradas com cordas umas às outras.

Tabela 6.1 – Estrelas duplas de fácil observação. Estrelas variáveis Algumas estrelas não possuem um brilho constante no decorrer do tempo, ou

seja, a sua magnitude varia, aumentando e diminuindo ao longo de um período de tempo bem definido, sendo possível até prever o seu máximo e mínimo brilho. Estas são as estrelas variáveis.

Por que tais estrelas apresentam esta variação? Talvez ela seja uma binária em

que uma das componentes menos brilhante passa em sua frente a cada volta, bem na linha de visada entre a estrela e nós. Isto faria o brilho resultante das duas variar conforme a companheira gira em torno da outra. A olho nú, temos a impressão de que a magnitude desta estrela (que parece ser única) alterou ao longo do tempo. Por exemplo, a variável Algol mantém a magnitude 2 durante dois dias e treze horas, diminuindo depois, de um modo progressivo até atingir magnitude 3.5, voltando depois ao brilho normal. Outra explicação é que a estrela se contrai e depois dilata constantemente num período exato de tempo, como é o caso de Delta de Cefeu, que varia entre as magnitudes 3.7 e 4.6, entre 5.37 dias. Uma outra explicação é que existam erupções bruscas na estrela, que fazem sua magnitude alterar de forma irregular, não sendo possível neste caso, prever a sua alteração, como a variável R da Coroa Boreal, que apresenta variações imprevisíveis (tab. 6.2).

Coordenadas Nome da Estrela A.R.

h min Dec. º ’

Magnit. Apar. de cada Estrela

Separação das estrelas

em seg. de arco

Beta do Capricornius 20 21.0 -14 47 3.5 e 6.0 205 17 da Cab. Berenice 12 28.9 +25 55 5.3 e 6.5 145 Teta de Orion 05 35.4 -05 25 4.9 e 5.0 135 Gama de Lepus 05 44.5 -22 27 3.7 e 6.3 96 Nu de Scorpius 16 12.0 -19 28 4.3 e 6.4 41 Beta do Cygnus 19 30.7 +27 58 3.1 e 5.1 34

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Tabela 6.2 – Algumas estrelas variáveis de fácil observação. Muitas estrelas variáveis acabam tendo um comportamento de alteração de sua

magnitude de um modo bem semelhante a algumas variáveis já tão bem conhecidas. Assim, tais variáveis com características semelhantes às já conhecidas, acabam levando um nome derivado do nome próprio da primeira variável descoberta. Por exemplo, as que variam seu brilho de um modo semelhante à estrela Algol, levam o nome de algólidas. As que são parecidas com a Delta do Cefeu, são as cefeídas, e assim por diante.

Aglomerados estelares Em algumas regiões do céu, observamos não apenas duas ou três estrelas de um

conjunto múltiplo, mas associações de muitas estrelas, atingindo a casa dos milhões delas. São os aglomerados estelares, que se dividem em aglomerados abertos e aglomerados globulares. As estrelas num aglomerado interagem entre si fisicamente, e viajam pelo espaço juntas, como um enorme enxame de estrelas.

Aglomerados abertos Nos aglomerados abertos, encontramos estrelas relativamente jovens, brilhantes

e quentes, azuis e brancas, muitos deles contendo gases e poeira interestelar. Em algumas destas associações, estrelas ainda estão sendo formadas no interior destas enormes nuvens de gases. Certos aglomerados abertos são mais compactos, como as Plêiades, na constelação do Touro, com seis estrelas visíveis a olho nú, e umas trinta com binóculos. Outros aglomerados são mais espalhados e difíceis de distinguir.

Coordenadas Nome Constelação A.R.

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Diâmetro Médio Magnitude

Híades Taurus 04 27 +16 330’ 0.5 Plêiades - M 45 Taurus 03 47.0 +24 07 110’ 1.2

M 44 Cancer 08 40.1 +19 59 95’ 3.1 NGC 869 e 884 Perseus 02 19.0 +57 09 30’ 4.3

M 41 Canis Major 06 47.0 -20 44 38’ 4.6 M 35 Gemini 06 08.9 +24 20 28’ 5.3

Tabela 6.3 – Alguns aglomerados abertos.

Coordenadas Magnitude Nome da Estrela A.R.

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(em dias)

Beta de Perseus 03 08.2 +40 57 2.1 3.4 2.87 Beta de Lyra 18 50.1 +33 22 3.4 4.3 12.91 Delta de Libra 15 01.0 - 08 31 4.8 5.9 2.33 Delta de Cepheus 22 29.2 +58 25 3.5 4.4 5.37 Zeta de Gemini 07 04.1 +20 34 3.8 4.3 10.15 Ômicron de Cetus (Mira) 02 19.3 - 02 59 2.0 10.1 331.96 Eta de Gemini 06 14.9 +22 30 3.2 3.9 232.90 R de Leo 09 47.6 +11 26 4.4 11.3 312.40

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Aglomerados globulares As estrelas dos aglomerados globulares são mais próximas umas das outras,

principalmente na região central. Como o nome indica, estes aglomerados possuem um formato esferoidal de até milhões de estrelas. Muitos aglomerados globulares estão tão afastados da Terra, que apresentam uma visão esfumaçada, assemelhando-se com uma bola de gás luminoso. Como as estrelas que compõem estes aglomerados são antigas, contendo pouco ou nenhum gás e poeira interestelar entre elas, deduz-se que eles são mais antigos do que os aglomerados abertos. Alguns são vistos a olho nú numa noite escura e estrelada, aparentando ser uma pequenina mancha pouco luminosa, como é o caso de Omega Centauri, próximo do Cruzeiro do Sul.

Ao observar estes

aglomerados através do telescópio, nota-se que as estrelas na região central estão tão próximas umas das outras que parecem uma nuvem, mas conforme a vista se acostuma, é possível identificar as estrelas individualmente, dependendo, é claro, do instrumento usado e do aglomerado observado. Esta aparente aproximação das estrelas centrais é enganosa,

pois elas estão separadas por enormes distancias entre si, e só as vemos tão juntas assim, por que o aglomerado está muito distante de nós.

Figura 6.2 – O aglomerado aberto das Plêiades.

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Figura 6.3 – O aglomerado globular Ômega Centauri. user

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Diâmetro Médio Magnitude

M 2 Aquarius 21 33.5 -00 49 13’ 6.5 M 4 Scorpius 16 23.6 -26 32 26’ 6.0 M 5 Serpens 15 18.6 +02 05 17’ 5.8

M 13 Hercules 16 41.7 +36 28 16’ 5.9 M 22 Sagittarius 18 36.4 -23 54 24’ 5.1 M 92 Hercules 17 17.1 +43 08 11’ 6.5

47 Tucanae Tucana 00 24.1 -72 05 31’ 4.5 Omega Centauri Centaurus 13 26.8 -47 29 36’ 3.7

Tabela 6.4 – Os mais belos aglomerados globulares. Nebulosas As nebulosas difusas são imensas nuvens de gás e poeira no espaço, chegando a

cobrir uma área de centenas ou milhares de anos-luz. O gás consiste principalmente de hidrogênio, hélio, nitrogênio e oxigênio, com alguns traços de outros elementos. Sendo uma nuvem, a nebulosa difusa assume as mais variadas formas, muitas das quais alimentaram a imaginação dos homens que as nomearam. Por exemplo, há a nebulosa do Caranguejo, a Cabeça do Cavalo, o Saco de Carvão, e assim por diante.

Muitas nebulosas brilham porque refletem a luz das estrelas em suas

proximidades. São as nebulosas de reflexão. A nebulosa azulada ao redor das Plêiades, na constelação do Touro, é um bom exemplo. Outras brilham porque os gases que a compõem ficam excitados por causa da emissão de partículas eletricamente carregadas que estrelas quentes emitem na sua proximidade. Este efeito é o mesmo que ocorre no interior das lâmpadas fluorescentes, onde o gás em seu interior brilha por que é percorrido por uma corrente elétrica. Estas são as nebulosas de emissão. Um exemplo deste tipo é a Nebulosa de Órion, próxima das “três marias”. Ainda outras não brilham, mas percebemos que existe ali uma enorme nuvem escura de gás, absorvendo a luz de estrelas mais distantes. São as nebulosas de absorção ou escuras. O Saco de Carvão, próximo do Cruzeiro do Sul, é um exemplo desta nebulosa.

Coordenadas

Nome Constelação A.R. h min

Dec. º ’

Tamanho Médio Magnitude

Lagoa (M8) Sagittarius 18 03.8 -24 23 90’ x 40’ 5.8 Ômega (M17) Sagittarius 18 20.8 -16 11 46’ x 37’ 7.0 Trifida (M20) Sagittarius 18 02.6 -23 02 29’ x 27’ 8.5

Neb. de Órion (M42) Orion 05 35.4 -05 27 66’ x 60’ 2.9 Véu (NGC 6960) Cygnus 20 45.7 +30 43 70’ x 6’ -

Norte-América (NGC 7000) Cygnus 20 58.8 +44 20 120’x100’ - Eta Carinae (NGC 3372) Carina 10 43.8 -59 52 120’ 5.0

Tabela 6.5 – As mais belas nebulosas difusas.

60

Algumas nebulosas são berçários de estrelas, onde seus gases estão se

aglutinando devido à força da gravidade, para formar estrelas. Outras nebulosas são o resultado de grandes explosões de estrelas que expelem o seu material em todas as direções do espaço. Esta é a nebulosa planetária, que não tem nada relacionada a planetas, mas apenas lembra um formato de planeta. Um exemplo é a nebulosa do Caranguejo na constelação de Taurus (ou Touro), que é o resultado da explosão de uma estrela chamada supernova.

Coordenadas

Nome Constelação A.R. h min

Dec. º ’

Tamanho Médio Magnitude

Caranguejo (M1) Taurus 05 34.5 +22 01 6’ x 4’ 8.2 Sino (M27) Vulpecula 19 59.6 +22 43 480” x 240” 8.1 Anel (M57) Lyra 18 53.6 +33 02 70” x 150” 9.7

Hélice (NGC 7293) Aquarius 22 29.6 -20 48 900” x 720” 6.5 Tabela 6.6 – As mais belas nebulosas planetárias.

No campo da ocular, nós

observamos as nebulosas sempre esbranquiçadas e com uma certa dificuldade de percebê-las, pois são objetos muito tênues e requerem pouco aumento e muita luminosidade do telescópio. Ao fotografá-las, porém, nota-se a sua coloração verdadeira, pois um filme fotográfico é muito mais sensível do que o nosso olho para notar as suas cores e captar a sua luz fraca e tão distante.

Galáxias Estas são as maiores estruturas do Universo, pois podem medir centenas de

anos-luz de diâmetro, como por exemplo, a nossa própria galáxia, com 100.000 anos-luz de distância, de uma ponta a outra. Também contém bilhões de estrelas, como no

Figura 6.4 – Nebulosa de emissão à esquerda (Órion), de reflexão no centro (Trífida) e de absorção à direita (onde vemos no centro da foto a nebulosa escura chamada Cabeça do Cavalo).

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Figura 6.5 – Nebulosa do Caranguejo (M1).

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caso da nossa, com seus 100 bilhões. Além de estrelas, uma galáxia contém nebulosas, aglomerados, planetas, estrelas variáveis, múltiplas e assim por diante.

Aquela faixa esbranquiçada que enxergamos no céu noturno semelhante a uma nuvem, a Via-Láctea, é na verdade, a nossa galáxia vista de perfil. Ao apontarmos o telescópio ou um binóculo para aquela região, notaremos que tal “nuvem” aparente é formada por milhões de estrelas. As outras que vemos no céu também fazem parte da nossa galáxia, mas a região mais concentrada é aquela faixa leitosa, que vemos principalmente nas noites do nosso inverno. Observando o céu noturno a olho nú, há apenas três objetos que não fazem parte da nossa galáxia, sendo todos eles mesmos galáxias também: a Pequena Nuvem de Magalhães, a Grande Nuvem de Magalhães e a galáxia de Andrômeda. A Pequena e a Grande nuvem de Magalhães são galáxias satélites da nossa, e estão a uma distancia de 200.000 e 170.000 anos-luz, respectivamente, e a galáxia de Andrômeda está a uns 2 milhões de anos-luz, contendo o dobro de estrelas da nossa galáxia, ou seja, cerca de 200 bilhões.

Coordenadas

Nome Constelação A.R. h min

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M 31 Andromeda 00 42.7 +41 16 160’ x 40’ 3.5 M 33 Triangulum 01 33.9 +30 39 60’ x 35’ 6.3 M 51 Canis Venatici 13 29.9 +47 12 11’ x 8’ 8.4 M 81 Ursa Major 09 55.6 +69 04 26’ x 14’ 7.0 M 104 Virgo 12 40.0 -11 37 9’ x 4’ 8.3

Gde. Nuvem Magalhães Dorado 05 23.6 -69 45 650’ x 550’ 0.1 Peq. Nuvem Magalhães Tucana 00 52.7 -72 50 280’ x 160’ 2.3

Omega Centauri Centaurus 13 26.8 -47 29 36’ 3.7 Tabela 6.7 – As galáxias mais brilhantes.

Geralmente elas apresentam no campo da ocular um aspecto nebuloso,

semelhante a uma nuvem de gases e poeira, como uma nebulosa. Por isso, as galáxias foram confundidas por muito tempo como sendo nebulosas, mas agora sabemos que

Figura 6.6 – A Galáxia de Andrômeda.

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aquela “nebulosidade” compõe-se de bilhões de estrelas muito distantes de nós, formando uma galáxia.

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7. FENÔMENOS CELESTES O céu apresenta os mais variados acontecimentos para nos encher de fascinação e admiração, como eclipses, ocultações, chuvas de meteoros, explosões de estrelas e até passagens de satélites artificiais. Basta saber quando, onde e como observá-los.

Satélites artificiais Ao anoitecer, percebemos que as estrelas de maior brilho são as que surgem

primeiro no céu, e vagarosamente vamos notando outras de menor brilho, até que o céu se torna inteiramente livre da luz solar. Nesta parte da noite, bem como após algumas horas depois, notamos alguns objetos semelhantes a estrelas moverem-se através do céu com um movimento constante, semelhante a um avião, mas sem suas luzes piscantes vermelhas (são vistos também sob as mesmas condições antes do nascer do Sol). Com um brilho de uma estrela, mas com a velocidade de um avião, este ponto de luz silenciosamente escorrega-se por entre as estrelas de fundo, até que num dado instante desaparece. São os satélites artificiais que orbitam o nosso planeta a centenas de km acima de nossas cabeças, e brilham porque refletem a luz do Sol, até que mergulham na sombra da Terra projetada no espaço, desaparecendo de nossas vistas. Chuvas de meteoros Em certas épocas do ano, a Terra cruza regiões do espaço que contém inúmeras partículas de poeira provenientes de restos de cometas, que um dia orbitaram nesta região. Quando isto ocorre, temos as chuvas de meteoros, que vemos daqui da Terra e que levam nomes semelhantes às constelações onde se encontra o seu radiante, que é um ponto imaginário no céu de onde parecem surgir todos os meteoros de uma chuva. Por exemplo, a chuva que possui seu radiante na constelação de Órion, leva o nome de oriônidas. Os meteoros de uma chuva não surgem necessariamente neste ponto do radiante, e podem surgir em qualquer lugar do céu, mas sempre com seu rastro inclinado de tal forma que se o prolongarmos, levaria-nos até o radiante.Veja o capítulo 5, sobre meteoros, para rever mais detalhes e a tabela 5.3, bem como a figura 5.28.

Ocultações Conforme a Lua se move através do céu, devido ao seu movimento próprio de

“translação” em torno da Terra, ela passa na frente de uma estrela, ou de um asteróide, ou de um planeta. Ou então, um outro astro pode também ocultar uma estrela. Por exemplo, um asteróide ou um planeta pode passar na frente de uma estrela. Este fenômeno é chamado de ocultação. As mais comuns são as ocultações lunares, provocadas pela Lua enquanto ela se movimenta em torno da Terra numa velocidade de um segundo de arco a cada dois segundos de tempo, e podem ser vistas apenas em determinadas regiões da Terra, uma vez que variações no ponto de observação terrestre representa uma grande variação do ponto de encontro entre a estrela (ou planeta) e a Lua, pois ela está muito mais perto de nós do que o outro objeto ocultado.

Figura 7.1 – A Lua ocultando Saturno.

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Publicações especializadas em astronomia podem fornecer previsões de ocultações observáveis em determinadas regiões da Terra.

Trânsitos Os trânsitos ocorrem quando um planeta passa na frente do disco do Sol, e

enxergamos apenas um pequeno disco negro contra o fundo amarelado do Sol, quando observamos este fenômeno com as devidas proteções com filtros solares instalados no

telescópio. Obviamente que os trânsitos só podem ocorrer com dois dos planetas do Sistema Solar: Mercúrio e Vênus, já que se encontram em órbitas inferiores à nossa, e de vez em quando passam bem na nossa linha de visada para o Sol. Este fenômeno ocorre durante a conjunção inferior do planeta, sendo um acontecimento raro, e também só é visível em determinadas regiões da Terra. Os trânsitos de Vênus, por exemplo, ocorrem duas vezes a cada 121 anos, estando as duas ocorrências separadas por um período de 8 anos e ocorrem sempre em junho ou dezembro.

Novas e supernovas Em sistemas binários de estrelas, ocorrem situações onde uma das componentes

transfere sua massa para a companheira, o que causa um desequilíbrio das reações nucleares da estrela que recebe a massa e ela acaba explodindo superficialmente. Aqui da Terra, enxergamos a estrela aumentando o seu brilho por cinco magnitudes ou mais em apenas alguns dias e então retorna vagarosamente ao seu brilho original em questão de meses ou anos. Estas estrelas, embora explodam suas camadas superiores, não são destruídas por completo durante este fenômeno. Estas são as estrelas novas e levam este nome porque alguns antigos achavam que uma nova estrela estava surgindo no céu, quando ela aumentava o seu brilho, já que ela antes não era visível a olho nú. Realmente, elas são raramente observadas à vista desarmada, mas muitas são descobertas a cada ano com a ajuda do telescópio.

Se a estrela é muito mais massiva do que o Sol e ela perder o equilíbrio das

reações nucleares, então será o fim de sua vida, pois a explosão será muito mais violenta e ela será destruída por completo. Estas são as estrelas supernovas. Durante a explosão de uma supernova, quase todo o seu material é convertido em energia instantaneamente e o seu brilho acaba superando o brilho de bilhões de outras estrelas de sua própria galáxia. Aqui da Terra, vemos a sua magnitude aumentar em 20 num só dia. Estes são fenômenos raros e acontecem em média uma vez numa galáxia a cada centenas de anos. A última supernova observada na nossa galáxia foi em 1604, na constelação de Ophiucus, e em 1987, os astrônomos observaram outra supernova na galáxia satélite, na Grande Nuvem de Magalhães, localizada na direção da constelação de Dorado.

Figura 7.2 – Trânsito deMercúrio, onde ele aparece apenas como uma pequena pinta negra em frente ao disco solar.

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Eclipses O Sol e a Lua são nossos familiares vizinhos celestes. Nós os vemos percorrer o

céu todos os dias, e de vez em quando um deles é obscurecido, devido ao eclipse solar e ao eclipse lunar. Os eclipses ocorrem quando há um alinhamento entre Sol, Lua e Terra, no espaço. Dependendo da ordem destes corpos, o resultado será o eclipse lunar ou o solar.

Eclipses solares Um eclipse solar ocorre quando a Lua passa bem entre a Terra e Sol, e é um

fenômeno bem semelhante ao trânsito, com a diferença de que a Lua possui um diâmetro aparente muito maior do que o dos planetas inferiores. Assim, isto sempre acontece durante a Lua nova. No entanto, o eclipse solar não ocorre em toda Lua nova porque a órbita da Lua é ligeiramente inclinada, o que faz com que ela não passe sempre diretamente em frente do disco solar a cada Lua nova. Ocorrem no mínimo dois eclipses solares e no máximo cinco, a cada ano. Mas, ele não é visto de qualquer lugar da Terra, pois é necessário que você esteja na sombra que a Lua lança sobre a superfície do nosso planeta, e esta sombra varre uma área pequena. Além da sombra (ou umbra) a Lua lança também uma penumbra, e quem estiver na região da penumbra verá um eclipse parcial do Sol.

A órbita da Lua não é uma circunferência perfeita, o que faz com que ela atinja um ponto mais afastado da Terra (apogeu) e um ponto mais próximo de nós (perigeu). Se durante um eclipse solar, a Lua estiver justamente no apogeu, então o seu diâmetro aparente diminui ligeiramente, pois está um pouco mais afastada, e não conseguirá encobrir o Sol totalmente, formando um anel de luz solar ao seu redor. Este é o eclipse anular do Sol. Os eclipses totais do Sol são rápidos e não duram mais do que aproximadamente 7 minutos (veja no apêndice nº 3 os mapas dos futuros eclipses solares).

Figura 7.3 – O espetacular eclipse solar total (à esquerda) e parcial (à direita).

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Eclipses lunares Um eclipse lunar ocorre quando a Lua passa por dentro da sombra da Terra no

espaço. Como o alinhamento segue a ordem Sol-Terra-Lua, estes eclipses só ocorrem durante a Lua cheia, quando a Terra está entre o Sol e a Lua. Os eclipses lunares não ocorrem em toda Lua cheia justamente devido à inclinação de sua órbita em torno da Terra. A Lua passa pela sombra da Terra, no mínimo duas vezes por ano e no máximo cinco vezes. Às vezes, a Lua não é totalmente encoberta pela sombra da Terra e temos um eclipse parcial da Lua, onde apenas uma parte dela fica escura. A Terra também

lança no espaço uma penumbra além da sombra. Quando a Lua passa pela penumbra apenas, temos um eclipse penumbral da Lua, mas este é dificilmente perceptível, pois o brilho da Lua não diminui tanto quanto durante um eclipse total da Lua, onde ela pode apresentar uma coloração avermelhada variável, nunca, portanto, deixando de ser visível por completo. Em contraste com os eclipses solares totais que duram minutos, os da Lua podem durar horas (veja no apêndice nº 4 as datas dos eclipses lunares).

Figura 7.4 – Os fantásticos eclipses solares anulares, quando a Lua está no apogeu.

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Figura 7.5 – Ocorrendo um eclipse lunar.

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8. PROJETOS Precisamos anotar ou registrar fotograficamente certos acontecimentos astronômicos para que no futuro possamos realizar comparações e um estudo mais pormenorizado deles. Neste sentido, o que poderemos fazer na prática, por exemplo, com a Lua, os planetas ou as chuvas de meteoros? Que tipo de anotações precisamos realizar durante o estudo dos astros? O que podemos analisar nas constelações? Quais são algumas noções básicas de astrofotografia?

Ficha de observação Se quisermos realizar um estudo mais detalhado dos astros para conhecer melhor

os detalhes do seu comportamento, nossas observações precisam ser registradas com dados que poderão ser úteis no futuro. Que dados são estes?

Assunto – anotar o objeto que está sendo observado ou fotografado, bem como o número da foto, para futura identificação no negativo do filme. Local – anotar o local da observação, se possível, suas coordenadas geográficas. Data – anotar a data completa (dia/mês/ano) da observação. Hora – anotar o horário exato da observação ou da foto, em TU (Tempo Universal) ou em TL (Tempo Legal). Instrumento utilizado – anotar o tipo (refrator ou refletor), bem como sua distância focal em mm e sua abertura também em mm. Câmera – caso esteja realizando astrofotografias, é necessário anotar o filme utilizado (sensibilidade em ISO), o tempo de exposição da foto (quantos segundos o obturador da máquina ficou aberto). Observadores – anotar o nome da equipe de observadores astronômicos. Observações – anotar detalhes tais como turbulência da atmosfera (conforme a escala já explicada no tópico “condições para observações astronômicas”, no segundo capítulo), oculares utilizadas, tipo de montagem do telescópio com a câmera fotográfica e assim por diante. Gabaritos de observação Acompanhada pela ficha de observação, o gabarito, nada mais é do que uma

circunferência desenhada num papel para que o observador possa reproduzir o objeto observado desenhando seus detalhes. O diâmetro do gabarito depende do planeta que está sendo observado. Para Vênus e Marte, usar gabaritos de 30 mm de diâmetro. Para Júpiter e Saturno, a circunferência deve ser achatada nos pólos, já que estes planetas apresentam esta mesma característica. O gabarito para Júpiter deve ser de 52 mm e 55 mm de diâmetro, e para Saturno, 30 mm e 27 mm.

Lua A Lua se sobressai diante de todos os outros objetos celestes, pois é o que

apresenta maior riqueza de detalhes, uma vez que é o astro mais próximo de nós. Analisar e estudar o relevo lunar traz uma sensação única de que estamos sobrevoando a superfície lunar a bordo de uma nave espacial. Partindo-se da fase nova, conforme os dias vão se passando, a Lua começa a ser cada vez mais iluminada, apresentando

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detalhes de um modo gradual. O que se pode observar na superfície da Lua gradualmente, conforme os dias vão se passando, e quais são suas características mais notáveis?

Conjuntos de grandes de crateras: Teófilo, Cirilo e Catarina (5º dia); Ptolomeu,

Afonso e Arzaquiel (7º dia); Arquimedes, Aristilo e Autólico (8º dia). Crateras imperdíveis: Tycho, de 80 km de diâmetro e um pico central (8º dia);

Platão, o lago Negro, quando o fundo começa a entrar na sombra no 9º dia; Pico, uma montanha isolada de 2400 m de altitude (9º dia); Clávio, de 240 km de diâmetro com crateras na planície interior (10º dia).

Vale espetacular: Vale Alpino, com 130 km de comprimento, entre Platão e Cassini (8º dia).

Fendas: Higino e Triesnecker (6º dia); Scröter, uma falha em forma de W, entre Heródoto e Aristarco (12º dia); Heródoto, em forma de U (12º dia).

Desnivelamento: Muralha Reta, ou Espada da Lua, um enorme paredão com um desnivelamento de 300 m de altitude e de 100 km de comprimento, no bordo do mar das Nuvens (8º e 9º dias).

Ao se observar a Lua com a ajuda de um mapa lunar, fica mais fácil de

distinguirmos individualmente seus detalhes, tais como tamanho, altura, profundidade, sem contar que a observação ficará muito mais interessante (veja no apêndice nº 6 um mapa simples da Lua).

Planetas Para os planetas, deve-se anotar no gabarito acompanhante, as suas

características individuais, tais como fases, passagens de nuvens, coloração das manchas, e assim por diante. Para Mercúrio e Vênus, anotar suas fases e respectivos tamanhos aparentes. Para Marte, anotar a dimensão das calotas polares e aspecto das manchas em sua superfície, que são as regiões de colorações diferentes, ou até mesmo nuvens de tempestades. Para Júpiter e Saturno, registrar a posição dos seus satélites, realizando um acompanhamento dos seus movimentos. Ainda se podem registrar as faixas de nuvens de colorações diferentes que estes planetas apresentam, bem como a posição da Grande Mancha Vermelha de Júpiter e a inclinação dos anéis de Saturno, que se altera no decorrer dos anos.

Chuvas de meteoros Registrar durante uma chuva de meteoros: o momento exato e a duração da

aparição em segundos, ou quartos de segundos; coloração do meteoro; brilho, em comparação com estrelas de fundo, estimando sua magnitude; fenômenos diversos, como variação de brilho, som, despedaçamento e assim por diante; trajetória do meteoro para se determinar mais tarde o radiante da chuva em questão. Este é um trabalho que não se exige instrumento algum, pois deve ser feito a olho nú e confortavelmente. Porém, é necessário adquirir um pouco de paciência e experiência até que os registros de meteoros atinjam um nível satisfatório (veja na tabela 5.3 as datas das principais chuvas de meteoros).

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Variáveis Ao se observar estrelas variáveis deve-se anotar sua magnitude estimada ao

longo do tempo. Como fazer isso? No campo da ocular, aparecerão outras estrelas cujas magnitudes são conhecidas. Basta comparar o brilho da variável com o brilho das estrelas que não são variáveis e estimar a sua magnitude, para aquela hora e dia, e novamente depois de um tempo especifico, acompanhar a variação do brilho desta estrela. Para este tipo de trabalho recomenda-se baixos aumentos, onde o campo da ocular se torna maior e mais luminoso (veja na tabela 6.2 algumas estrelas variáveis).

Eclipses lunares Durante os eclipses lunares, notamos que a Lua fica com uma coloração

avermelhada, que varia conforme a quantidade de poeira em suspensão na atmosfera da Terra. Por isso, é importante estimar o quanto a Lua está visível, mediante uma escala chamada escala de Danjon:

0 – eclipse muito sombrio, Lua quase invisível 1 – eclipse sombrio, cinzento ou acastanhado 2 – eclipse vermelho-sombrio, com os bordos da sombra muito claros 3 – eclipse vermelho-tijolo, sombra clara ou amarelada 4 – eclipse muito claro, vermelho-acobreado com bordos azulados Conforme a sombra da Terra começa encobrir a superfície da Lua, é possível

anotar os horários exatos em que a sombra atinge certas crateras principais escolhidas de antemão pelo astrônomo que a observa através do telescópio. Da mesma forma, anota-se os horários em que a sombra sai de tais crateras, no final do eclipse. É importante anotar também o horário observado exato do primeiro contato da sombra da Terra no bordo da Lua, do momento em que a sombra encobre a Lua totalmente, do momento em que a sombra começa a sair da Lua, e finalmente do momento em que a sombra abandona completamente a Lua. Todos estes horários são chamados de contatos, que a sombra terrestre provoca sobre a superfície lunar, e são numerados do 1º ao 4º, conforme a seqüência acima.

Eclipses solares Nos eclipses solares é interessante acompanhar, com a devida precaução para os

olhos, a passagem da Lua pelas manchas solares. Isto pode ser feito por se colocar um filtro solar na abertura do telescópio ou ainda por se projetar a imagem do Sol em uma folha de papel, por exemplo, na direção da saída da ocular. Este último método é o mais indicado, pois acaba sendo mais seguro e um número maior de pessoas observam ao mesmo tempo o acontecimento ampliado e projetado (veja detalhes de como se observar o Sol com segurança no capítulo 5, no tópico “Sol”). Apenas durante a totalidade é que não se faz necessário utilizar proteção para a vista. Seria conveniente anotar os horários exatos dos contatos aparentes da borda lunar em cada mancha solar durante um eclipse, seja ele parcial ou total. Anota-se também os horários exatos do primeiro contato da Lua com o Sol, onde se inicia o eclipse propriamente dito, da totalidade, quando a Lua

Tabela 8.1 – A escala de Danjon ajuda a avaliar a coloração de um eclipse lunar total.

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encobre o Sol por completo, e do último contato, quando a Lua desaparece da frente do disco solar.

Sol Conforme já explicado no capitulo 5 a respeito do Sol, é importante tomarmos as

devidas precauções ao realizarmos observações solares. O que registrar neste tipo de trabalho? Desenha-se em uma folha de papel uma circunferência de uns 14 cm de diâmetro para que possa representar o Sol de quase 1.400.000 km de diâmetro. Desta forma, estaremos trabalhando com uma escala em que 1 mm de nosso gabarito solar corresponde a 10.000 km da superfície solar, ou seja, quase o equivalente ao diâmetro da Terra. Coloca-se este gabarito próximo à ocular de forma que a imagem do Sol seja projetada no papel, que pode ser preso a uma prancheta. Conforme o papel com o gabarito é aproximado ou afastado da ocular pelo observador, o diâmetro da imagem do Sol pode ser perfeitamente encaixada no gabarito. Logo em seguida, basta apenas desenhar as manchas solares usando lápis e borracha. Com um pouco de prática e experiência é possível arquivar inúmeros registros das posições das manchas solares no decorrer dos dias, não se esquecendo de anotar o dia e hora no gabarito. Com estes registros, é possível calcular o tamanho das manchas solares, classificar o tipo delas, acompanhar a mudança do seu formato, a velocidade e direção do seu movimento na superfície solar. E tudo isso de um dia para o outro!

Cometas Um projeto interessante com cometas é acompanhar o seu movimento diário em

relação ao fundo das estrelas, estimando até mesmo a sua magnitude. Para isso, será necessário desenhar as estrelas mais brilhantes que aparecem no campo da ocular e o próprio cometa próximo delas. Nos dias seguintes, acompanhar o seu movimento realizando novas anotações. Com estes dados registrados, basta agora transferi-los para uma carta celeste e verificar a sua trajetória em meio às constelações, bem como sua velocidade aparente no céu. Comparando o seu brilho com o de outras estrelas, é possível estimar uma magnitude para ele no decorrer dos dias. Para estimar magnitudes de cometas, usa-se um artifício com binóculos, em que se observa a região do cometa com o lado inverso do instrumento, ou seja, a imagem ficará muito mais longe do que a olho nú. Assim, percebe-se que o cometa se torna semelhante a uma estrela, e a sua magnitude pode ser estimada, comparando o seu brilho com as estrelas de magnitudes

Figura 8.1 – O Sol com suas manchas vistas pela ocular.

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conhecidas ao seu redor. Como já foi dito anteriormente, ao se observar cometas é necessário usar baixas ampliações, pois estes objetos geralmente não apresentam muita luminosidade.

Ocultações Vez por outra, a Lua oculta objetos celestes, como planetas, estrelas brilhantes e

asteróides. Faz-se necessário anotar os horários exatos de tais ocultações para que tenhamos um registro fidedigno dos movimentos celestes. O que anotar? Anote principalmente a hora em que a borda de um planeta, por exemplo, “encosta” visualmente na borda lunar, e a hora em que ele efetivamente desaparece atrás da Lua. Ao ressurgir do outro lado da Lua, anotar também o inicio do reaparecimento e o ressurgimento total do planeta. Quando o planeta ou qualquer objeto é ocultado, isto se chama imersão, e quando ele volta a surgir, é chamado de emersão.

Analisando detalhadamente cada constelação O céu está repleto de tesouros e jóias para serem observadas por nós. Basta saber

o que procurar e onde. Anteriormente, citamos várias tabelas com sugestões dos principais objetos celestes que poderão ser encontrados, seja a olho nú, ou através de binóculos e telescópios. Com um pouco de prática e experiência conseguiremos observar os mais lindos espetáculos celestes, tais como nebulosas, galáxias ou aglomerados (veja tabelas nº 6.3 a 6.7).

Caso consiga um mapa celeste mais detalhado que mostre constelações

individuais com seus objetos principais, é possível com um pouco de prática e experiência localizar o que cada constelação tem a oferecer. Como? Em primeiro lugar, escolha uma constelação da época, que esteja visível no céu, de preferência uma que se localize próximo do zênite. Depois, encontre o mapa detalhado desta constelação e veja quais tesouros celestes ela tem para oferecer. Escolha primeiro os maiores e mais brilhantes no mapa, talvez estrelas duplas, variáveis, aglomerados, nebulosas, ou galáxias. Se souber suas coordenadas, digite-as no controle do telescópio, se este possuir um. Ou se o telescópio for do tipo eletrônico, ele mesmo localizará os melhores objetos da noite, se possuir este recurso. Caso contrário, localize estes objetos mostrados no mapa celeste através do buscador do telescópio e centralize-os um a um. Comece com o mínimo aumento e perceba suas belezas e detalhes a vários anos-luz de distância. Faça isto de constelação em constelação, realizando um passeio celeste turístico, aprendendo as características de cada objeto observado, tais como seu tamanho real, magnitude, constituição, distância de nós e assim por diante.

Figura 8.2 – Observar cometas pode ser uma ocasiãoinesquecível.

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Finalmente, com um bom telescópio e com alguns conhecimentos básicos,

estamos prontos para explorar os principais tesouros do espaço cósmico e nos aprofundar em muitos anos-luz de distância, como que num guia turístico celeste. Assim, não deixe de realizar uma viagem espacial em cada uma das principais constelações do céu sem sair do nosso planeta!

Astrofotografia Um dos trabalhos mais gratificantes em astronomia é realizar fotografias dos

astros, a chamada astrofotografia. Para isso, é necessário que se tome algumas ações básicas e se tenha alguns conceitos antecipados.

A máquina fotográfica nada mais é do que uma câmara escura equipada com um

conjunto de lentes e um obturador. O negativo do filme, ou chapa fotográfica, fica mergulhada na escuridão da máquina fotográfica até receber uma imagem do objeto que se quer tirar a foto. Para isso, as lentes da máquina são apontadas para o alvo, e ao apertar o botão, o obturador abre e fecha em questão de décimos ou até centésimos de segundos. Este pouco tempo em que a câmara escura se abre, é o suficiente para que a luz externa que parte do objeto atinja o negativo e o sensibilize, e em menos de um segundo a foto é registrada no negativo. Este tempo em que o negativo do filme fica exposto à luz externa ao se abrir o obturador é chamado de tempo de exposição. Quanto mais iluminado o ambiente, mais rápido o obturador se abrirá e se fechará, para que o excesso de luz não “queime” a foto. Quanto menos iluminado o ambiente, mais demorado será a abertura e o fechamento do obturador, para que o negativo seja atingido por luz suficiente para sensibilizá-lo. Existem filmes que são mais eficientes para ambientes escuros e outros para ambientes mais claros. Esta sensibilidade do filme é medida por uma unidade chamada ASA ou ISO, que aparece na caixa do filme e nele próprio. Quanto maior o seu número, maior a sua sensibilidade, funcionando melhor, portanto, em ambientes mais escuros. Um filme de ISO 400, por exemplo, é mais sensível do que um de ISO 100. O primeiro funciona melhor em ambientes escuros e o segundo em ambientes mais claros. No entanto, existe uma desvantagem quanto à qualidade do negativo quando se aumenta sua sensibilidade: o filme de maior sensibilidade possui qualidade inferior de imagem do que o de menor sensibilidade. Assim, um filme de ISO 100 possui melhor definição de imagem do que um de ISO 400.

Portanto, já percebemos que para astrofotografia, é necessário utilizarmos filmes

mais sensíveis, para ambientes escuros, uma vez que o brilho dos astros no céu é muito fraco. Além disso, para fotos deste tipo, torna-se necessário que a câmera utilizada tenha um obturador que permaneça aberto por mais tempo do que o comum, pois as estrelas possuem um brilho tão fraco, que para sensibilizar o negativo, talvez seja necessário que o obturador fique aberto por alguns minutos. Para isso, verifique se sua máquina possui a opção “B” no botão disparador. Enquanto o botão ficar pressionado nesta opção “B”, o obturador permanecerá aberto, iluminando o negativo, e ao soltá-lo, o obturador se fechará novamente. Geralmente, tais máquinas são as do tipo reflex, em que um espelho interno se movimenta para bater a foto. Estas são as máquinas indicadas para astrofotografia.

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Como uma única foto de estrelas precisará de um obturador pressionado por minutos, a máquina não pode se mover, nem vibrar. Por isso, é sensato colocar a máquina num tripé ou apoiada em uma mesa imóvel. Também será útil um cabo disparador encaixado no botão disparador, para evitar vibrações enquanto se pressiona o mesmo.

Cabo disparador Câmera Tripé

Ao tirar uma foto das estrelas nestas condições, em locais afastados de claridade,

em que o obturador fique aberto por vários minutos, nota-se que a foto surgirá com riscos, em vez de pontos das estrelas. Por que? Simplesmente porque o céu está em movimento e como o negativo ficou recebendo a luz das estrelas por vários minutos, elas “caminharam” no céu, resultando em riscos de estrelas na foto. Se o filme for colorido é possível distinguir as diferentes cores que cada estrela possui, conforme os rastros deixados por elas na foto. Este tipo de fotografia é chamada de astrofotografia fixa.

O que fazer para que as fotos de estrelas

não saiam “riscadas” e sim pontos, como realmente as observamos no céu? Bem, a máquina deverá acompanhar o movimento das estrelas, na mesma velocidade e direção, com o passar dos minutos. Como? Basta prender a máquina de algum modo em um telescópio que possua um motor de acompanhame-nto. Assim, a máquina, com seu obturador

aberto, conseguirá captar luz suficiente das estrelas durante vários minutos, sem que elas deixem rastros no negativo, pois ele estará acompanhando o movimento delas. Este tipo de montagem é chamada de piggy-back. Para que as fotografias deste tipo fiquem com uma boa qualidade, é essencial que o telescópio esteja bem alinhado para realizar um

Figura 8.3 – Uma câmera estável é imprescindível para boas astrofotos.

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acompanhamento perfeito das estrelas no céu. No entanto, nem sempre o telescópio

está perfeitamente alinhado. Como resolver este problema? Se você possuir uma ocular reticulada (é a ocular que possui duas linhas pretas que se cruzam, como uma mira no campo de visão) e um controle de velocidade do motor do telescópio, permitindo-o fazer pequenas correções tanto em ascensão reta como em declinação, basta escolher uma estrela como guia e centralizá-la na ocular reticulada. Se a foto precisar de um tempo de exposição longo, talvez mais de 5 minutos, então é importante que o telescópio funcione desta forma como uma espécie de guiagem, por meio da estrela escolhida como referência. Isto permite que a câmera usada em piggy-back use teleobjetivas de grandes ampliações, captando imagens fantásticas de aglomerados, nebulosas, ou galáxias, sem que a foto fique com leves riscos, ocasionados geralmente por falta de um bom acompanhamento, talvez pelo mau alinhamento do telescópio. Durante o tempo de exposição da foto, o astrônomo deve ficar bem atento para que a estrela-guia não saia do centro da ocular reticulada, realizando as correções em ascensão reta e declinação, quando perceber que a estrela escolhida começa a se deslocar para fora da centralização do retículo da ocular.

Para fotos da Lua, as regras mudam um

pouco, já que sua luz é muito mais intensa do que a das estrelas. Neste caso, talvez seja a hora de fotografarmos a Lua com a máquina adaptada ao telescópio. Para isso, precisaremos de uma câmera que possua lentes intercambiáveis, ou seja, seu conjunto de lentes, ou objetiva, possa ser retirada da máquina. Ficamos assim só com o corpo da câmera e esta pode ser adaptada ao tubo do telescópio sem a ocular, por meio de um simples adaptador.

Na verdade, o que fazemos é

substituir a objetiva da câmera pelo tubo do telescópio com sua lente ou espelho principal. Este método astrofotográfico chama-se foco primário, onde transformamos o telescópio numa enorme objetiva para nossa câmera. Neste caso, usaremos o f/D do telescópio como base para sabermos quanto tempo de exposição usaremos para tirar a foto. Telescópios com f/D maiores que 10 já se tornam difíceis para usar em

Figura 8.6 – Astrofoto de alguns minutos da região do Cruzeiro do Sul obtida pelo método de guiagem piggy-back.

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Figura 8.7 – Um adaptador é necessário para acoplar a máquina aotelescópio.

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75

astrofotografia, pois sua luminosidade é bastante reduzida. O tempo de exposição também depende do filme utilizado (ISO) e do brilho do objeto celeste. Além disso, se alterarmos a distância focal (f) do telescópio, estaremos alterando também o f/D resultante. Lembra-se como alteramos a distância focal? Por adaptarmos uma lente Barlow. Ao colocarmos uma Barlow entre o telescópio e o corpo da máquina fotográfica, estaremos dobrando a distância focal do instrumento e por conseqüência, dobramos também o f/D final, o que exigirá um maior tempo de exposição na fotografia, pois a luminosidade (f/D) abaixou, mas ganhamos em aumento de imagem, embora ela esteja agora menos brilhante.

Ao proteger o telescópio com um filtro solar, com um mylar, por exemplo, e

adaptar uma câmera nele, é possível fotografar o Sol com suas manchas pelo mesmo método do foco primário. Também é gratificante fotografar os espetaculares eclipses. Mas, quais os melhores objetos celestes para se iniciar a astrofotografia? Quais devem ser os tempos de exposição para cada fase da Lua, ou para cada momento de um eclipse lunar ou mesmo solar? Qual deve ser o tempo de exposição para os principais planetas em função do f/D resultante do instrumento? Conforme já vimos, ao aumentarmos a distância focal do instrumento, aumentamos também o tamanho da imagem sobre o negativo; mas, qual é a medida resultante na chapa fotográfica ao variarmos esta distância focal? Por exemplo, qual a medida que a Lua teria no plano do negativo se usarmos uma distância focal de 50 mm, ou ainda, de 2000 mm? Que formulário simples poderíamos usar para anotarmos os detalhes durante uma noite de astrofotografias? Estas perguntas estão respondidas sob a forma de tabelas de astrofotografia encontradas no apêndice nº 5. Portanto, após desenvolver alguma prática e experiência, a escolha de objetos ou fenômenos para astrofotografar só ficará limitada pela sua própria imaginação e criatividade!

Resumindo, podemos dizer que existem 7 regras básicas para uma boa astrofoto:

1) Evitar ao máximo as trepidações; 2) Realizar uma boa focalização; 3) Escolher corretamente o filme mais adequado para o objeto em questão; 4) Utilizar um tempo de exposição adequado; 5) Instalar o instrumento num local livre de poluição luminosa e turbulências reduzidas; 6) Realizar um bom alinhamento do telescópio; 7) Ter muita paciência.

O CCD Com o objetivo de facilitar a obtenção de

imagens astronômicas, desenvolveu-se um chip eletrônico muito semelhante a um mini-negativo fotográfico. Em termos simples, a câmera CCD (Charge Coupled Device) é uma pequena chapa fotográfica eletrônica que capta as imagens de um alvo qualquer. Dependendo de seu fabricante, pode ser mais ou menos sensível à luz, pode ter ou não uma área maior de captação de luz, ou ainda, pode até captar imagens em movimento. Este último tipo de CCD é largamente usado em filmadoras comuns, enquanto as anteriores são usualmente de

Figura 8.8 – Um chip de CCD pode captar imagens eletronicamente.

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76

máquinas fotográficas eletrônicas em que as fotos são armazenadas eletronicamente. Mas existem CCDs fabricados especialmente para a fotografia astronômica, o que permite um maior ganho em captação de baixa luminosidade, maior área de atuação e riqueza em detalhes. As fotos que vemos do telescópio espacial Hubble, por exemplo, são obtidas através de um CCD montado no ponto focal do telescópio.

O uso do CCD traz algumas vantagens principais: não é necessário revelar; a

imagem surge na hora num monitor de computador, ou mesmo de TV; a imagem permite um tratamento informatizado (ajuste de contraste, brilho, cores, etc.) visando sua melhoria; o armazenamento é eletrônico, o que impede o desgaste físico que o ambiente provoca com o passar do tempo sobre uma foto ou negativo comum; permite que muitas pessoas assistam ao mesmo tempo um certo fenômeno astronômico ao vivo, apenas por olhar para a tela de um monitor. Existem CCDs coloridos e em branco e preto, sendo estes últimos os de melhor qualidade de imagens, como ocorre com filmes fotográficos comuns. O procedimento para captação de imagens via CCD é bem semelhante ao uso de uma câmera fotográfica comum: adapta-se a câmera CCD no telescópio da mesma maneira como se fosse uma câmera comum.

Se quisermos gravar em vídeo uma certa imagem telescópica, podemos fazer isto de um modo bem simples. Basta utilizarmos uma filmadora comum e nos aproximarmos da ocular, como se fôssemos realizar uma observação com a filmadora. Ajustamos no telescópio o foco adequado para a filmagem, variando até mesmo depois o zoom da câmera, permitindo uma ampliação maior da imagem da ocular. É importante salientar que se a filmadora estiver montada num tripé e com a sua lente posicionada diretamente na ocular, isto impedirá que a filmagem sofra trepidações. Desta forma, realizamos uma gravação de imagens em vídeo ou ainda transmitimos ao vivo um fenômeno ou observação astronômica para um monitor de TV, onde várias pessoas poderão assisti-lo ao mesmo tempo.

77

9. APÊNDICES

Apêndice nº 1 – Nomes das constelações e suas abreviaturas

n.º Nome da Constelação (em português)

Abreviatura Oficial

Nome oficial da constelação (em latim)

01 Águia Aql Áquila 02 Altar Ara Ara 03 Andrômeda And Andromeda 04 Aquário Aqr Aquarius 05 Ave do paraíso Aps Apus 06 Balança Lib Libra 07 Baleia Cet Cetus 08 Boieiro Boo Boötes 09 Buril Cae Caelum 10 Bússola Pyx Pyxis (nauticus) 11 Cabeleira da Berenice Com Coma Berenices 12 Cães de caça CVn Canes Venatici 13 Camaleão Cha Chamaeleon 14 Cão maior CMa Canis Major 15 Cão menor CMi Canis Minor 16 Capricórnio Cap Capricornus 17 Caranguejo Cnc Câncer 18 Carneiro Ari Áries 19 Cassiopéia Cas Cassiopeia 20 Cavalinho Equ Equuleus 21 Cefeu Cep Cepheus 22 Centauro Cen Centaurus 23 Cisne Cyg Cugnus 24 Cocheiro Aur Auriga 25 Compasso Cir Circinus 26 Coroa Austral CrA Corona Australis 27 Coroa Boreal CrB Corona Borealis 28 Corvo CrV Corvus 29 Cruzeiro do Sul Cru Crux 30 Dragão Dra Draco 31 Erídano Eri Eridanus 32 Escorpião Sco Scorpius 33 Escudo Sct Scutum 34 Escultor Scl Sculptor 35 Espadarte Dor Dorado 36 Fênix Phe Phoenix 37 Flecha Sge Sagitta 38 Fornalha For Fornax

78

n.º Nome da Constelação (em português)

Abreviatura Oficial

Nome oficial da constelação (em latim)

39 Gêmeos Gem Gemini 40 Girafa Cam Camelopardalis 41 Golfinho Del Delphinus 42 Grou Gru Grus 43 Hércules Her Hercules 44 Hidra (fêmea) Hya Hydra 45 Hidro (macho) Hyi Hydrus 46 Índio Ind Indus 47 Lagartixa Lac Lacerta 48 Leão Leo Leo 49 Leão menor LMi Leo minor 50 Lebre Lep Lepus 51 Lince Lyn Lynx 52 Lira Lyr Lyra 53 Lobo Lup Lupus 54 Máquina pneumática Ant Antlia 55 Mesa Men Mensa 56 Microscópio Mic Microscopium 57 Mosca Mus Musca 58 Ofiuco Oph Ophiuchus 59 Oitante Oct Octans 60 Orion, o caçador Ori Orion 61 Pavão Pav Pavo 62 Pégaso Peg Pegasus 63 Peixe Austral PsA Piscis Austrinus 64 Peixe voador Vol Volans 65 Peixes Psc Pisces 66 Perseu Per Perseus 67 Pintor Pic Pictor 68 Pomba Col Columba 69 Popa Pup Puppis 70 Querena ou quilha Car Carina 71 Raposinha Vul Vulpecula 72 Régua Nor Norma 73 Relógio Hor Horologium 74 Retículo Ret Reticulum 75 Sagitário Sgr Sagittarius 76 Serpente Ser Serpens 77 Sextante Sex Sextans 78 Taça Crt Crater 79 Telescópio Tel Telescopium 80 Touro Tau Taurus

79

n.º Nome da Constelação (em português)

Abreviatura Oficial

Nome oficial da constelação (em latim)

81 Triângulo Tri Triangulum 82 Triângulo Austral TrA Triangulum Australe 83 Tucano Tuc Tucana 84 Unicórnio Mon Monóceros 85 Ursa Maior Uma Ursa major 86 Ursa Menor Umi Ursa minor 87 Vela Vel Vela 88 Virgem Vir Virgo

Tabela 9.1 – As 88 constelações de toda a esfera celeste. Apêndice nº 2 – A astrologia não é científica

As descobertas científicas, nos tempos mais recentes, representam formidáveis

desafios para a astrologia. Considere os seguintes fatos:

� Sabe-se agora que as estrelas que parecem estar numa constelação realmente não formam um grupo. Algumas delas estão nas profundezas do espaço, outras acham-se relativamente perto. Assim, as propriedades zodiacais das várias constelações são inteiramente imaginárias. � Os planetas Urano, Netuno e Plutão eram desconhecidos dos primitivos astrólogos, pois eles não foram descobertos senão depois da invenção do telescópio. Como, então, suas “influências” eram englobadas nas cartas astrológicas traçadas séculos antes disso? � A ciência da hereditariedade nos diz que nossos traços de personalidade são formados, não ao nascermos, mas na concepção, quando um dos milhões de espermatozóides do pai une-se com o óvulo da mãe. Todavia, a astrologia fixa o horóscopo da pessoa segundo o instante do nascimento, nove meses depois. � A parte do céu pela qual parecem mover-se o sol, a Lua e os planetas, chamada de zodíaco, é dividida pelos astrólogos em 12 casas iguais, cada uma com uma constelação como signo. Na realidade, existem 13 constelações nessa parte do céu. Elas não são de tamanho igual, e se sobrepõem uma à outra em certo grau. Assim, a carta traçada pelos astrólogos não tem nenhuma semelhança física com aquilo que se acha no céu. � O tempo do percurso do Sol entre as constelações, conforme visto por um observador terrestre, acha-se atualmente cerca de um mês atrasado em relação ao que era há 2.000 anos, quando foram traçadas as cartas e tabelas dos astrólogos. Assim, a astrologia colocaria uma pessoa nascida em fins de junho ou em princípios de julho como sendo de Câncer — altamente sensível, temperamental, reservada — porque, segundo as cartas, o Sol se acha então na constelação de Câncer. Na realidade, contudo, o Sol se acha na constelação de Gêmeos, que, presumivelmente, torna a pessoa “comunicativa, espirituosa e gostando de conversar”.

80

Apêndice nº 3 - Mapas dos eclipses solares totais e anulares

Figura 9.1 – Mapas dos eclipses solares totais e anulares.

81

Apêndice nº 4 - Eclipses lunares Abaixo, temos uma tabela dos eclipses lunares totais (onde a Lua é inteiramente

encoberta pela sombra da Terra) e parciais (onde a Lua é parcialmente encoberta pela sombra da Terra). Os horários são dados em T.U. e devem ser convertidos para a hora local (T.L.), tomando-se o cuidado com a passagem da data. Por exemplo, o máximo do eclipse de 9 de novembro de 2003 ocorre às 1:20 TU, mas ao convertermos para TL encontramos o máximo do eclipse às 22:20 do dia 8 de novembro de 2003.

Além disso, precisamos tomar o cuidado com eclipses que estão na tabela, mas

que não os enxergamos daqui do Brasil. Por exemplo, o eclipse de 16 de julho de 2000 ocorreu às 10:57 TL, mas neste horário a Lua não estava mais no céu do Brasil, pois como os eclipses lunares só ocorrem durante a Lua cheia e ela só nasce logo após o pôr do sol e é visível durante toda a noite, até se esconder novamente ao nascer do sol, este eclipse das 10:57 TL não foi visto daqui, pois estávamos mergulhados na claridade do dia e a Lua estava sendo visível só do outro lado do planeta, onde era noite.

Na coluna “duração da totalidade” encontramos o tempo total em que a Lua fica

totalmente encoberta pela sombra da Terra, ou seja, o tempo entre o 2º contato (a Lua “mergulha” completamente na sombra) e o 3º contato (a Lua começa a sair da totalidade da sombra). É claro que para eclipses parciais não temos o 2º e o 3º contatos. Na coluna “duração total do eclipse” vemos o tempo total do eclipse como um todo, desde o 1º contato (a Lua entra na sombra) até o 4º contato (a Lua acaba de sair da sombra). Para calcularmos o horário destes contatos, basta dividir a duração pela metade e tomarmos como referência o horário do máximo do eclipse. Por exemplo, o eclipse total de 21 de janeiro de 2000 durou 3 horas e 22 minutos ao todo. Então, o horário do 1º contato foi 1 hora e 41 minutos antes do máximo do eclipse, e o horário do 4º contato foi 1 hora e 41 minutos após o máximo do eclipse (pois 3h e 22min dividido pela metade é 1h e 41min). Como o máximo do eclipse ocorreu às 1:45 TL (pois 4:45 TU – 3 horas = 1:45 TL), então o 1º contato ocorreu às 0:04 TL de 21 de janeiro de 2000 (pois 1:45 – 1:41 = 0:04). Portanto, o eclipse teve inicio no quarto minuto do dia 21 de janeiro. Desta mesma maneira, calculamos os horários restantes dos outros três contatos.

Data

Horário do máximo

do eclipse (T.U.)

Tipo Duração da totalidade

Duração total do eclipse

21 jan 2000 04:45 Total 1:16 3:22 16 jul 2000 13:57 Total 1:46 3:56 9 jan 2001 20:22 Total 1:00 3:16 5 jul 2001 14:57 Parcial - 2:38

16 mai 2003 03:41 Total 0:52 3:14 9 nov 2003 01:20 Total 0:22 3:30 4 mai 2004 20:32 Total 1:16 3:22 28 out 2004 03:05 Total 1:20 3:38

82

Data

Horário do máximo

do eclipse (T.U.)

Tipo Duração da totalidade

Duração total do eclipse

17 out 2005 12:04 Parcial - 0:56 7 set 2006 18:52 Parcial - 1:30 3 mar 2007 23:22 Total 1:14 3:40 28 ago 2007 10:38 Total 1:30 3:32 21 fev 2008 03:27 Total 0:50 3:24 16 ago 2008 21:11 Parcial - 3:08 31 dez 2009 19:24 Parcial - 1:00 26 jun 2010 11:40 Parcial - 2:42 21 dez 2010 08:18 Total 1:12 3:28

Tabela 9.2 – Datas e horários dos eclipses lunares. Apêndice nº 5 – Tabelas de astrofotografia Objeto Instrumento Relação f/D ISO Tempo de

exposição

Traços de estrelas Máquina fotográfica em posição B, imóvel

Abertura máxima 200 a 400 15 min a 1 h

Meteoros Máquina fotográfica em posição B, imóvel

Abertura máxima 400 15 min

Satélites artificiais Máquina fotográfica em posição B, imóvel

Abertura máxima 200 a 400 Duração da

passagem

Lua Teleobjetiva ou

telescópio em foco primário

Veja a tabela de fotografia

lunar 50 a 100 1/200 a 1 s

Sol Teleobjetiva ou

telescópio em foco primário

f/32 ou mais fechada

20 a 50 com filtro 1/1000

Planetas Telescópio em foco

primário com máquina fotográfica

Grandes focais resultantes 100 a 200

Veja tabela de fotografia

planetária Constelações e grandes campos

estelares

Máquina fotográfica em piggy-back.

Abertura máxima 200 a 400 10 a 30 min

Objetos difusos (aglomerados,

nebulosas, etc.)

Máquina fotográfica em piggy-back. Até f/10 400 10 a 30 min

Cometas

Teleobjetiva ou telescópio em foco

primário com acompanhamento

Até f/10 400 10 a 30 min

Tabela 9.3 – Guia rápido para astrofotografia.

83

Coordenadas Nome Constelação A.R.

h min Dec.

º ’ Descrição

M 6 Scorpius 17 40.1 -32 13 aglomerado aberto M 7 Scorpius 17 53.9 -34 49 aglomerado aberto M 8 Sagittarius 18 03.8 -24 23 nebulosa difusa

M 17 Sagittarius 18 20.8 -16 11 nebulosa difusa M 20 Sagittarius 18 02.6 -23 02 nebulosa difusa M 31 Andromeda 00 42.7 +41 16 galáxia

47 Tucanae Tucana 00 24.1 -72 05 aglomerado globular Omega Centauri Centaurus 13 26.8 -47 29 aglomerado globular

M 35 Gemini 06 08.9 +24 20 aglomerado aberto M 42 Orion 05 35.4 -05 27 nebulosa difusa M 44 Cancer 08 40.1 +19 59 aglomerado aberto M 45 Taurus 03 47.0 +24 07 aglomerado aberto

Eta carinae Carina 10 43.8 -59 52 nebulosa difusa Tabela 9.4 – Sugestões para astrofotografia inicial.

f/D ISO

Totalmente

iluminada (Lua cheia)

Mais da metade

iluminada

Metade iluminada (quartos)

Menos da metade

iluminada

Apenas o “filete”

iluminado

f/15 25 50

100

1/125 1/250 1/500

1/60 1/125 1/250

1/30 1/60 1/125

1/15 1/30 1/60

1/8 1/15 1/30

f/8 25 50

100

1/60 1/125 1/250

1/30 1/60 1/125

1/15 1/30 1/60

1/8 1/15 1/30

1/4 1/8 1/15

f/10 25 50

100

1/30 1/60

1/125

1/15 1/30 1/60

1/8 1/15 1/30

1/4 1/8

1/15

1/2 1/4 1/8

f/15 25 50

100

1/15 1/30 1/60

1/8 1/15 1/30

1/4 1/8 1/15

1/2 1/4 1/8

1 1/2 1/4

f/22 50

100 200

1/15 1/30 1/60

1/8 1/15 1/30

1/4 1/8 1/15

1/2 1/4 1/8

1 1/2 1/4

f/32 50

100 200

1/8 1/15 1/30

1/4 1/8 1/15

1/2 1/4 1/8

1 1/2 1/4

2 1

1/2

f/50 50

100 200

1/4 1/8 1/15

1/2 1/4 1/8

1 1/2 1/4

2 1

1/2

4 2 1

f/70 50

100 200

1/2 1/4 1/8

1 1/2 1/4

2 1

1/2

4 2 1

8 4 2

f/100 100 200 400

1/2 1/4 1/8

1 1/2 1/4

2 1

1/2

4 2 1

8 4 2

Tabela 9.5 – Tempos de exposição fotográfica para Lua.

84

ISO Lua cheia e céu limpo

Penumbra, depois do primeiro

contato e antes do quarto

No momento do segundo e do

terceiro contato

Durante a totalidade

64 1/250 com f/8 1/60 com f/8 1s com f/2 4s com f/2 80 1/250 com f/9 1/60 com f/9 1s com f/2.4 3s com f/2

125 1/250 com f/11 1/60 com f/11 1s com f/2.8 2s com f/2 160 1/250 com f/13 1/60 com f/13 1s com f/3.5 2s com f/2.4 400 1/250 com f/22 1/60 com f/22 1/4 com f/2.8 1s com f/2.8

Observação: 1º contato: a Lua entra na sombra 2º contato: a Lua “mergulha” completamente na sombra 3º contato: a Lua começa a sair da sombra 4º contato: a Lua acaba de sair da sombra

Tabela 9.6 – Tempos para exposição fotográfica em eclipses lunares.

ISO Fase parcial

Protuberâncias solares

durante a totalidade

Coroa solar interior

durante a totalidade

Coroa solar exterior

durante a totalidade

25 1/125 f/5.6

com filtro

1/125 f/3.5

sem filtro

1/15 f/3.5

sem filtro

1/2 f/3.5

sem filtro 50 1/125

f/6.3 com filtro

1/125 f/4.5

sem filtro

1/15 f/4.5

sem filtro

1/2 f/4.5

sem filtro 64 a 80 1/125

f/8 com filtro

1/125 f/5.6

sem filtro

1/15 f/5.6

sem filtro

1/2 f/5.6

sem filtro 125 a 160 1/125

f/11 com filtro

1/125 f/8

sem filtro

1/15 f/8

sem filtro

1/2 f/8

sem filtro Observação: O filtro recomendado para estes tempos de exposição durante a fase parcial do eclipse é o Kodak Wratten 96, nº 5, ou equivalente.

Tabela 9.7 – Tempos para exposição fotográfica em eclipses solares.

f/D resultante 40 60 80 120

Vênus 1/60 1/30 1/15 1/8 Marte 1/15 1/8 1/4 1/2 Júpiter 1/2 1 s 2 s 4 s Saturno 2 s 4 s 8 s 16 s

Tabela 9.8 – Tempos médios para exposição fotográfica para os principais planetas.

85

Distância focal da objetiva (em centímetros)

5 10 15 20 30 50 100 120 200

1º no céu medido em mm sobre o negativo 0.9 1.7 2.6 3.5 5.3 8.7 17.4 21 34.8 1 mm sobre o negativo corresponde a:

(em graus) 65 32 23 17 11 7 3.4 3 1.7

Diâmetro da Lua ou do Sol em mm no foco 0.5 0.9 1.3 1.8 2.6 4.4 8.8 10.8 18 Tabela 9.9 – Escala de imagens sobre o negativo em função da distância focal.

ÁLBUM nº: FILME: (ISO e marca) TELESCÓPIO CÂMERA

Foto nº Assunto Local Data Hora

(TU) Denomin. f(mm) D(mm) tempo exposição Abert. Foco

Observadores e

Observações

Tabela 9.10 – Exemplo de um relatório de astrofotografia. Apêndice nº 6 – Mapa simples da Lua

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Figura 9.2 – Mapa simples da Lua.

86

10. BIBLIOGRAFIA BÁSICA

BOCZKO, Roberto. Conceitos de astronomia. São Paulo. Edgard Blücher. 1984. HERRINGTON, Philip S. Touring the universe through binoculars. Canada. John Wiley & Sons Inc. 1990. KANTOR, Carlos Aparecido, coord. Anais expoastro 1998 – astronomia: educação e cultura. São Paulo. Secretaria de Educação, Cultura, Esporte e Lazer da Prefeitura do Município de Diadema. 1998. KNOPF, Alfred A. National Audubon Society field guide to night sky. New York. Chanticleer Press Inc. 1997. LACROUX, Jean. Guia prático de astronomia. Lisboa. Gradiva Publicações. 1988. MOURÃO, Ronaldo Rogério de Freitas. Dicionário enciclopédico de astronomia e astronáutica. Rio de Janeiro. Nova Fronteira. 1987. MOURÃO, Ronaldo Rogério de Freitas. Carta celeste do Brasil. São Paulo. Francisco Alves. 1987.