Fenômenos Astronômicos e Conceitos Básicos de

APRESENTAÇÃO DO PROFESSOR MINISTRANTE
Fenômenos Astronômicos e
Conceitos Básicos de Astronomia
Prof. Dr. Dráulio Barros de Araújo, Dr. Jorge Mejía Cabeza
APRESENTAÇÃO DOS PROFESSORES DO MÓDULO DE ENSINO
(
Dr. Jorge Mejía Cabeza. Graduado em Engenharia Mecânica (1995)
pela Universidad Industrial de Santander/(Colômbia), com Mestrado em
Astrofísica (1997) pelo INPE/São José dos Campos e Doutorado na mesma área
(2002), também pelo INPE. Durante 2 anos, foi bolsista de Pós-Doutoramento da
Divisão de Astrofísica do INPE, onde realizou trabalhos relacionados com análise
de dados e instrumentação para Radiação Cósmica de Fundo em Microondas.
Atualmente, é bolsista de Pós-Doutoramento na Divisão de Mecânica Espacial do
INPE, onde trabalha no desenvolvimento do satélite MIRAX, um instrumento para
astronomia de raios-X e gama. Sua área de pesquisa envolve trabalhos em
instrumentação e análise de dados para Cosmologia e Astrofísica de Altas
Energias. Publicou 10 artigos nos últimos 4 anos, em revistas internacionais
indexadas, apresentou palestras de Astrofísica em La Paz, Bolívia, e em
Bucaramanga, Colômbia, e participou na publicação do livro de divulgação de
astronomia “Somos ciudadanos del Cosmos”, editado pela Universidad Industrial
de Santander, Colômbia. Colabora com o LAIFE, Laboratório Interdisciplinar de
Formação do Educador, desde 2003, e participou do Projeto Teia do Saber na sua
edição de 2004.
( Prof. Dr. Dráulio Barros de Araújo. Graduado em Física (1995,
IF/UNB/DF), com Mestrado em Física, pela Universidade Federal do Ceará (1997)
e Doutorado em Física, na área de Física Aplicada à Medicina e Biologia (2002). Fez
o Pós-Doutorado na área de Imagens por Ressonância Magnética no Hospital das
Clínicas da Faculdade de Medicina da Universidade de São Paulo (2002). Desde
outubro desse ano é professor doutor no Departamento de Física e Matemática,
FFCLRP-USP. Sua área de pesquisa envolve o estudo de processos cerebrais em
humanos, através do desenvolvimento de técnicas de análise de imagens
funcionais por ressonância magnética. Coordenou a elaboração do Projeto “No
Picadeiro da Física”, que tem por objetivo levar, em forma de espetáculo interativo,
várias demonstrações de Física, muitas delas presentes no cotidiano das pessoas.
Participou também da primeira versão, em 2003, do Projeto Teia do Saber.
Publicou 10 artigos nos últimos 3 anos, sendo 4 deles voltados à divulgação e
ensino de ciências. Possui sete orientações de mestrado e seis de iniciação cientifica
em andamento.
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Metodologia de Ensino de Disciplinas da Área de Ciências da Natureza, Matemática e suas
Tecnologias do Ensino Médio: Física, Química e Biologia (Tuma inicial)
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Introdução
O objetivo da ciência, antes que defender verdades, é questionar conceitos, na
tentativa de encontrar modelos cada vez melhores e mais completos para os fenômenos da
natureza, que permitam entender como ela funciona, explicar observações passadas e
prever comportamentos futuros.
A astronomia não é alheia a esta procura. Desde que o homem é homem tem se
perguntado sobre as causas e a natureza dos mais variados fenômenos, muitos deles com
raízes astronômicas: a alternância do dia e da noite, o movimento e as fases da Lua, as
estações do ano, a natureza das estrelas, as constelações, o tamanho e forma do seu
mundo, a sua própria origem.
Em conseqüência, o objetivo desta apresentação é conversarmos sobre a evolução
do pensamento astronômico, desde o homem antigo até os nossos dias; sobre o conteúdo
da nossa vizinhança astronômica, o Sistema Solar; sobre a origem, estrutura e futuro do
Universo; e sobre como tudo isso pode ser observado desde o nosso frágil lar: o planeta
Terra. A seqüência de assuntos a serem tratados neste documento é como segue:
- História da Astronomia: A evolução do pensamento astronômico.
- Observando o Céu: A Terra como sistema de referência e o uso da Carta Celeste.
- A Nossa Vizinhança Cósmica: O Sistema Solar.
- Evolução Estelar: Como nascem e morrem as estrelas.
- Introdução à Cosmologia: A origem do Universo.
- Instrumentação em Astronomia: binóculos e telescópios.
Antes de começar, algumas perguntas, muitas das quais me foram formuladas no
passado, em atividades relacionadas com a divulgação da astronomia, ou passaram pela
minha cabeça durante o meu próprio processo de aprendizado. Algumas delas serão
respondidas ao longo deste trabalho, outras ficarão para serem respondidas pelos leitores:
(a) A Terra é redonda (como uma laranja) ou plana/circular (como uma pizza)?
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(b) Se a Terra é redonda, por que as pessoas que moram no lado oposto, e ficam “de
cabeça para baixo”, não caem? Aliás, elas ficam com a cabeça para baixo?
(c) Por que os planetas (a Terra incluída), a Lua, o Sol e as estrelas não caem? O que
significa cair?
(d) Para ver a Lua desde a Terra, temos que olhar para cima. Para ver a Terra desde a Lua,
teremos que olhar para abaixo?
(e) As órbitas dos planetas ao redor do Sol são elipses? É esse formato o responsável pelo
acontecer das estações ao longo do ano?
(f) Como se produzem as fases da Lua? Como se produzem os Eclipses?
(g) Como é o movimento da Lua em torno da Terra? Por que ela mostra sempre a mesma
face para a Terra?
(h) Como se produzem as marés?
(i) O que são as “auroras boreais”?
(j) O que são as estrelas? Elas têm pontas? O Sol é uma estrela? Qual é a estrela mais
próxima a Terra? Qual é a estrela mais brilhante no céu?
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1. História da Astronomia:
A Evolução do Pensamento Astronômico
(Veja, p.e., http://www.geocities.com/CapeCanaveral/1612/history.html, em inglês.).
1.1. O homem primitivo
Contemplação do céu, constelações, planetas, fases da Lua, estações, equinócio, solstício,
eclipses, cometas, supernovas, calendários, horários. Sírio.
1.2. A astronomia clássica
Parmênides de Eleia (c. 515 a.C): Terra esférica.
Aristóteles de Estagira (384 a.C – 322 a.C): modelo científico e filosófico adotado
em Ocidente até o Séc. XVII.
Heráclides: rotação da Terra. Sistema solar misto geocêntrico/heliocêntrico.
Aristarco de Samos (310 a.C – 230 a.C): modelo heliocêntrico do mundo. Estudo
das distâncias da Terra à Lua e ao Sol.
Eratóstenes de Cirênia (276 a.C – 194 a.C) : determinação do diâmetro da Terra.
Hiparco de Nicéia (190 a.C – 120 a.C): catálogo de estrelas, magnitudes estelares.
Precessão dos equinócios. Distância Sol-Terra e Sol-Lua. Com ele, a astronomia
grega passa a ser empírica.
Cláudio Ptolomeu (100 – 170): modelo geocêntrico do mundo. O Almagesto.
Catálogo de 1022 estrelas fixas.
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Outras astronomias: China, Japão, Índia e o mundo árabe.
1.3. A revolução da Astronomia
N. Copérnico: escreveu o livro “Sobre as revoluções dos orbes celestes” (1543), em
que propõe um novo modelo do mundo, centrado no Sol, em torno do qual giram
todos os planetas.
Os modelos geocêntrico e heliocêntrico do Mundo, por volta de 1550.
G. Bruno: escreveu “Sobre o infinito universo e os infinitos mundos” (1584).
Morreu queimado na fogueira (provavelmente) por se recusar a abjurar da sua
teoria.
T. Brahe: o último dos grandes observadores sem telescópio. Compilou grande
quantidade de observações astronômicas. Observou a nova (supernova) de 1572.
G. Galilei: aplicou o telescópio à observação do céu. Descobriu montanhas na Lua,
manchas no Sol, “planetas” girando em torno de Júpiter e a “estranha” estrutura
de Saturno. Estudou a mecânica e a termodinâmica. Propus a lei da inércia.
Defendeu o modelo copernicano do mundo, mesmo a risco da sua própria
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condenação. Galileu não foi o inventor do telescópio e nem o primeiro homem a
apontar uma luneta para os céus e sim Thomas Harriot [1560 – 1621], o primeiro
cartógrafo
da
Lua,
contemporâneo
de
Galileu
(http://www2.uerj.br/~oba/cursos/astronomia/fundamentoshistastro2.htm).
Também não descobriu as manchas solares, mas usou-as como evidência contra a
incorruptibilidade do céu.
J. Keppler: observou a nova (supernova) de 1604. Formulou as 3 leis do movimento
planetário, baseadas na análise dos dados compilados sobre o planeta Marte por T.
Brahe:
(1) os planetas se deslocam em órbitas elípticas com o Sol num dos focos, (2) a
velocidade de translação do planeta muda com a posição na órbita de tal forma que
a linha que vai do Sol até o planeta varre áreas iguais em tempos iguais e (3) o
quadrado do tempo que o planeta leva para dar uma volta em torno do Sol é
proporcional ao cubo do raio da órbita.
Newton: formulou a lei da Gravitação, segundo a qual dois objetos com massa
quaisquer se atraem, sendo a força maior quanto maiores forem as massas dos
corpos e menor a distância entre elas, com o que unificou a física celeste com a
física terrestre. Estudou a mecânica, a óptica e inventou o cálculo diferencial.
1.4. A astronomia americana pré-colombiana
O que sabemos sobre o conhecimento que, dos céus, tinham os habitantes das
Américas antes da vinda dos “descobridores” europeus, por volta do ano de 1500?
1.5. Astronomia Moderna
Uma visão geral: o tamanho do Universo a inícios do Séc. XX. A descoberta dos
indicadores de distância. As galáxias e sua recessão generalizada. A origem dos elementos
químicos. A radiação cósmica de fundo em microondas. Os grandes telescópios: Os
observatórios de Mount Wilson, Monte Palomar, Hawaii, os Andes Chilenos. A navegação
espacial: satélites artificiais, a viagem à Lua, a estação espacial, o ônibus espacial, o
telescópio espacial Hubble e outros grandes observatórios em órbita terrestre.
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1.6. Alguns exercícios
(a) Em que dia do ano, ao meio dia, um objeto vertical não projeta sombra? Acontece isso
todos os dias?
(b) Aproveitando a saída e o pôr do Sol no dia do equinócio, determinar os pontos
cardeais verdadeiros (Leste e Oeste).
(c) Como podemos saber que a Terra não é plana? Como medir o diâmetro da Terra e o
diâmetro da Lua? http://resources.yesican.yorku.ca/eratosthenes/
(d) Como podemos saber que a Terra gira sobre si mesma? E que ela se translada ao redor
do Sol?
(e) Como medir a distância da Terra à Lua?
R1: Com um eclipse de Sol:
http://www.algonet.se/~sirius/eaae/aol/market/collaboration/soleclipse/solecl3d.html ou http://www-istp.gsfc.nasa.gov/stargaze/Shipparc.htm
R2: Medindo a altura da Lua simultaneamente desde dois locais na Terra: (faça parte
de um projeto via internet) http://www.stmacnissi.com/eartmoon/eartmoon.htm
R3: Com um eclipse de Lua: http://www-istp.gsfc.nasa.gov/stargaze/Shipprc2.htm
(f) Como medir a distância da Terra ao Sol?
http://www.newton.dep.anl.gov/askasci/ast99/ast99155.htm
(g) Como testar o formato da órbita da Terra em torno do Sol? É ela um círculo perfeito? É
ela uma elipse?
http://solar.physics.montana.edu/YPOP/Classroom/Lessons/Eccentricity/
(h) Como medir a distância da Terra às estrelas mais próximas? E para os objetos mais
distantes?
2. Observando o Céu
2.1. O que ver no céu, numa noite (dia) sem nuvens.
Estrelas -> constelações. Via Láctea. Planetas -> movimento retrógrado. Lua, Sol:
manchas solares. Alguns (pouquíssimos) objetos nebulosos (orion, -Cen, Andrômeda, as
Nuvens de Magalhães). Satélites artificiais.
2.2. O uso da Carta Celeste
A Carta Celeste (ou Mapa do Céu) que você está recebendo junto com este
documento é formada por duas figuras de formato circular que correspondem aos dois
hemisférios celestes: um centrado no Pólo Norte e o outro centrado no Pólo Sul. Para a sua
construção, foi considerado que todas as estrelas se encontram localizadas à mesma
distância do observador (este localizado na Terra), coladas na superfície interna de uma
esfera (na Carta Celeste não aparecem as posições dos planetas, cometas, a Lua, o Sol ou
asteróides, já que, com o passar dos dias, eles mudam de posição com relação às estrelas,
chamadas fixas). Essa esfera (o céu) parece girar em torno da Terra, de tal forma que as
estrelas, fixas nela, parecem sair pelo lado leste do horizonte e se pôr pelo lado oeste do
mesmo, algumas horas depois. O eixo de rotação dessa esfera se corresponde com o eixo
de rotação da Terra (é a Terra que gira no sentido contrario, porém, por estarmos fixos
nela e nos movimentando com ela, nos parece que é o céu que se movimenta).
Adicionalmente, a linha do Equador terrestre foi projetada para o céu, criando-se o
Equador celeste. A esfera celeste, então, foi cortada ao longo do Equador e as duas
metades foram achatadas sobre um plano, criando-se as duas figuras que você recebeu.
Em cada uma dessas figuras você pode notar o seguinte:
1. linhas radiais e círculos concêntricos formam um sistema de coordenadas
equivalente ao sistema utilizado para definir posições sobre a superfície da Terra. As
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linhas radiais correspondem aos meridianos, enquanto que os círculos correspondem aos
paralelos. Igual que na superfície da Terra, a latitude (que no caso do céu é chamada de
declinação) é medida desde o Equador, aumentando na direção dos pólos, positivo para o
Norte e negativo para o Sul. Já a longitude (que no caso do céu é chamada de ascensão
reta), é medida em horas, minutos e segundos (embora relacionados, não confundir com
horas, minutos e segundos de tempo), a partir de uma posição zero que corresponde à
posição no céu em que a Eclíptica (o caminho aparente do Sol no céu ao longo do ano)
corta o Equador Celeste.
2. Ao longo da borda da carta há um anel com os nomes dos meses. No interior
deste, há um outro anel com números múltiplos de 5, entre 0 e 30, que correspondem aos
dias do mês. A seguir, um anel com algarismos romanos que correspondem às horas de
ascensão reta. E, finalmente, um anel com uma seqüência de divisões claras e obscuras, 6
para cada hora, correspondentes a conjuntos de 10 minutos de ascensão reta.
3. O círculo mais externo corresponde ao Equador Celeste, que para um observador
localizado no Equador Terrestre passa por cima da cabeça; para um observador localizado
em algum dos Pólos coincide com o Horizonte; e para um observador em uma latitude
intermediária está inclinado um ângulo medido desde o zênite igual à latitude do local.
Para usar a Carta Celeste, primeiro imagine que você está localizado sobre o
Equador terrestre. Posicione-se olhando para um dos pólos (Norte ou Sul) e tome a carta
do hemisfério correspondente (como exercício, suponhamos que deseja observar na
direção do hemisfério Sul). Note que quando observa para o Sul, o Leste está à sua
esquerda e o Oeste à sua direita, contrário ao que ocorre quando se observa para o Norte
(Leste à sua direita e Oeste à sua esquerda). Procure na carta o mês correspondente à data
da observação (suponhamos que se trata do mês de outubro). Procure agora, no anel
seguinte, o número mais próximo ao dia do mês (vamos supor que se trata do dia 26).
Suspenda a carta por esse ponto. Esse é o ponto que estará sobre a sua cabeça (zênite) às
12:00 da noite do dia 26 de outubro (no nosso exercício, próximo desse ponto está a estrela
Mira da constelação de Cetus). Caso você não esteja no Equador Terrestre, esse ponto
estará deslocado desde o seu zênite para o Norte se você mora no Hemisfério Sul terrestre,
ou para o Sul se você mora no Hemisfério Norte terrestre, um ângulo igual à latitude do
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local de observação. O ponto que se encontra a 90° para a esquerda, sobre o círculo externo
da carta, estará ao Leste do seu horizonte e o ponto que se encontra a 90° para a direita
estará ao Oeste do seu horizonte. A linha reta que liga esses dois pontos na carta é seu
horizonte, abaixo do qual nada é observável nesse momento, por que a superfície da Terra
não o permite. O ponto central da carta corresponde ao ponto que fica bem na sua frente,
que para quem observa desde o Equador Terrestre corresponde ao Pólo Sul Celeste
(lembre que no exercício, estamos olhando a carta correspondente ao hemisfério Sul). Mais
uma vez, se o observador não está localizado no Equador, esse ponto (o Pólo Sul) se
desloca para baixo (para quem mora no Hemisfério Norte) o para cima (para quem mora
no Hemisfério Sul) do horizonte um ângulo igual à latitude do local da observação. Caso
esteja observando na direção Norte, a posição do Leste ficará à sua direita e a do Oeste
ficará à sua esquerda.
Lembre: essa é a posição da esfera celeste à meia noite. Para observar antes da meia
noite (digamos, às 8:00 pm), a carta deve ser “retrocedida” para a posição correspondente
(o céu ainda não chegou na posição da meia noite) tantas horas quantas estão faltando
para a meia noite (4 horas, no nosso caso), na direção do Leste. No nosso exercício, às 20:00
horas do dia 26 de outubro, e observando desde o Equador, teremos sobre a nossa cabeça a
constelação de Aquário. Para um observador em Ribeirão Preto (23° ao Sul o Equador),
essa constelação aparecerá deslocada para o Norte do zênite um ângulo de 23°. Caso
queira fazer as suas observações depois da meia noite (por exemplo, às 4:00 am), um
procedimento similar deve ser seguido, girando a carta no sentido contrário (para o Oeste)
a fim de levá-la para a posição que o céu está ocupando nesse momento (já passou da
posição da meia noite). Dessa forma, no nosso exercício terá sobre a sua cabeça as
constelações de Monoceros e Orion.
Você pode construir uma Carta Celeste apropriada para a sua latitude utilizando para isso
um
software
gratuíto
(o
quase)
disponível
na
internet,
no
endereço:
http://nio.astronomy.cz/om/ ou então pode comprar uma na internet seguindo os
enlaces do endereço: http://www.muranet.com.br/@stronomia/CartaCeleste1.htm.
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Carta Celeste para o Hemisfério NORTE
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Carta Celeste para o Hemisfério SUL
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3. A Nossa Vizinhança Cósmica: O Sistema Solar
O Sol e os planetas em escala de tamanhos. Note que não é possível mostrar, simultaneamente, as
escalas de tamanhos e de distâncias no Sistema Solar. Note, também, que somente alguns satélites
de cada planeta foram mostrados. http://www.freemars.org/jeff/planets/planets5.htm
Diferentemente das estrelas, planetas são corpos celestes que não emitem luz
própria, ou seja, dependem da energia irradiada das estrelas. O termo planeta se origina
no grego, e significa “estrela que se move”, devido a que, quando observados desde a
Terra, os planetas se assemelham às estrelas mas, com o passar dos dias, não conservam a
sua posição em relação com os outros astros, movimentando-se contra o fundo das
“estrelas fixas”.
O Sol é o centro de um sistema de objetos ligados pela força da gravitação - o
Sistema Solar. Ao seu redor nove planetas conhecidos revolucionam (Mercúrio, Vênus,
Terra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano, Netuno e Plutão), junto com seus correspondentes
satélites, assim como cometas, asteróides e poeira. Dessa forma, o Sol é a estrela mais
próxima da Terra, a aproximadamente 150 milhões de km (esta distância é denominada de
“unidade astronômica”). Seu diâmetro é de cerca de 1.400.000 km e a temperatura na sua
superfície e de 6.000 K. Sua massa é 332.946 vezes maior do que a da Terra e estima-se que
a força da gravidade na superfície solar seja quase 28 vezes maior que na superfície
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terrestre. O Sol realiza um movimento de rotação em torno de seu próprio eixo levando
25,38 dias terrestres para completar uma volta. Em torno do centro da Via Láctea, galáxia
da qual o Sistema Solar faz parte, o Sol realiza um movimento de translação com uma
duração estimada de 200 milhões de anos.
O Sol é a principal fonte de energia do Sistema Solar. É ele que fornece luz e calor
para todos os planetas e satélites. Essa energia é gerada através de um processo chamado
de Fusão Nuclear, no qual núcleos de Hidrogênio (prótons) se juntam para formar núcleos
de Hélio.
O Sol, como toda estrela, um dia terá seu fim. Por ser uma estrela razoavelmente
pequena, quando o combustível do Sol acabar, ele se transformará numa estrela anã
branca, uma estrela compacta e muito quente.
Os planetas de que mais temos informações são os que compõem oficialmente o
nosso Sistema Solar. Há fortes evidências da existência de outros planetas fora do nosso
Sistema Solar, mas as suas características ainda não estão bem determinadas. A seguir,
apresenta-se um resumo das principais características de cada um dos planetas do Sistema
Solar.
Propriedades dos planetas telúricos.
Distância média ao
Sol (milhões de km)
Raio (km)
Densidade (g/cm3)
Duração do dia
(dias terrestres)
Duração do ano
(dias terrestres)
Temperatura (K)
Satélites
Mercúrio
Vênus
Terra
Marte
58
108
150
384
2440
5,42
6052
5,25
6380
5,5
3397
3,9
58,6
-243
1
1
88
225
365,26
687
90 – 700
não tem
400 – 740
não tem
Lua
140 – 300
Fobos, Deimos
Mercúrio: A maioria das pessoas, e mesmo astrônomos, passaram a vida toda sem ver
Mercúrio. Isso não porque o planeta apareça particularmente fraco no céu, mas porque, na
condição de planeta mais próximo do Sol, nunca se distancia muito do seu brilho
ofuscante. Mercúrio foi visitado em 1974 pela sonda Mariner 10, e receberá em 2011 a
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visita da sonda Messenger. A superfície do planeta é árida, enrugada, repleta de crateras e
bastante parecida com a da Lua.
Vênus: Este planeta tem quase o mesmo tamanho da Terra. Vênus é o mais quente dos
planetas, apesar de não ser o mais próximo do Sol. Um intenso efeito estufa afeta o
planeta, fazendo com que o calor que recebe do Sol e é re-emitido em forma de raios infravermelhos, permaneça preso na atmosfera e não volte para o espaço.
Terra: É a nossa casa e muito mais do que isso. Além de estar em intensa atividade e
mudança física, abriga vida. A água, a atmosfera (protegendo das radiações), o clima, tudo
contribui para a vida. Além disso, não podemos esquecer de seu satélite, a Lua, outro fator
importante para a vida no planeta.
Marte: Por muitos anos, os astrônomos observaram Marte com a idéia de que lá
encontraríamos vida inteligente. Foi uma expectativa tão grande que muitas pessoas até
hoje confundem os termos “extraterrestre” com “marciano”. Enfim, o planeta tem dias
com a duração muito semelhante à dos nossos (apenas 41 minutos mais longos) e dois
pequenos satélites: Fobos e Deimos.
Propriedades dos planetas gasosos.
Distância média ao
Sol (milhões de km)
Raio (km)
Densidade (g/cm3)
Duração do dia
(dias terrestres)
Duração do ano
(anos terrestres)
Temperatura (K)
Satélites
Júpiter
Saturno
Urano
Netuno
778
1430
2871
4500
71500
1,33
60268
0,69
25560
1,32
24766
1,64
0,41
0,45
-0,72
0,67
11,9
29,5
84,0
164,8
63?
33?
27?
13
Júpiter: O maior dos planetas, aliás, maior do que todos os outros juntos! A Terra caberia
facilmente 1.300 vezes dentro dele! Um gigante formado quase que exclusivamente de
Hidrogênio e Hélio. Uma de suas características mais marcantes é a grande mancha
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vermelha, cuja observação foi reportada pela primeira vez em 1664 por Robert Hooke, que
na verdade é uma gigantesca tempestade com duas vezes o diâmetro da Terra. Vale a pena
lembrar também que o planeta tem pelo menos 63 luas, entre elas Io, Europa, Ganimede e
Calisto, os quatro satélites descobertos por Galileu há mais de 400 anos.
Saturno: Para muitos, o mais belo dos planetas, Saturno sempre foi lembrado pelos seus
anéis, que são a sua característica mais marcante. Os anéis são fileiras de partículas que
circulam em volta do planeta. Engana-se quem pensa que Saturno é o único planeta que
tem anéis. Júpiter, Urano e Netuno também têm camadas de poeira ao redor, porém
nenhum com a espessura e o brilho dos de Saturno. Provavelmente, eles são resultado de
colisões entre satélites ou restos de um objeto que não chegou a se aglomerar. A propósito
de satélites, Saturno tem 33 satélites confirmados.
Urano: Foi o primeiro planeta descoberto nos tempos modernos. Em 1781, W. Herschel
avistou Urano, um planeta que tem seu eixo de rotação inclinado em 98º, o que significa
que segue em sua órbita “de lado”. Possui 27 satélites, entre eles Miranda, Ariel, Umbriel,
Titânia e Oberon, os maiores, e foi visitado pela sonda Voyager 2 em 1986.
Netuno: Netuno foi descoberto graças à matemática. Ingleses descobriram que Urano
estava sendo puxado por alguma força desconhecida. Foram ver e lá encontraram Netuno,
esse planeta irmão de Urano, com apenas 3% a menos de tamanho do que aquele. Netuno
tem pelo menos 13 satélites e, como Urano, foi visitado pela sonda Voyager 2 em 1989.
Plutão: O pequeno planeta é tão diferente dos outros que, freqüentemente, há discussões
entre astrônomos pensando em desclassificá-lo, ou seja, não chamar mais Plutão de
planeta. Plutão é o menor planeta do Sistema Solar, tem uma lua (Caronte) com a metade
do seu tamanho, tem uma órbita muito inclinada em relação às dos outros planetas, e
bastante alongada chegando a entrar dentro da órbita de Netuno em algumas épocas.
Quer ver os planetas? Para saber as suas posições, para uma data qualquer, visite a
página http://www.fourmilab.ch/cgi-bin/uncgi/Solar. Quer saber mais sobre o Sistema
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Solar?
visite
a
página
http://astro.if.ufrgs.br/ssolar.htm
http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/planetfact.html
(em
10
português)
ou
e
http://ssd.jpl.nasa.gov/sat_props.html (em inglês).
Que tão elípticas são as órbitas dos planetas do Sistema Solar? Veja o texto a
seguir, tomado da revista Física na Escola, v.4, n. 2, p. 12, 2003, escrito por João Batista
Garcia Canalle.
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4. Evolução Estelar: Como nascem e morrem
as estrelas
Desculpem, mas este texto ainda esta em construção.
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25
5. Introdução à Cosmologia: A origem do Universo
Apesar de fortes restrições interiores, o homem teve aos poucos que abandonar a
noção de que tinha qualquer posição central no Universo, e no começo deste século
reconheceu que vivemos em um planeta nada excepcional, a Terra, que se movimenta em
torno de uma estrela nada excepcional, o Sol, localizada a meio caminho entre a borda e o
centro de uma galáxia espiral normal, a Via Láctea. Esta galáxia faz parte de um grupo de
galáxias, o Grupo Local, localizado na periferia de um grande aglomerado de galáxias.
Mesmo este aglomerado é pequeno em relação aos grandes aglomerados de galáxias que
podemos observar em outras regiões do Universo. Nossa localização no Universo é,
portanto, quase que insignificante.
5.1 O modelo cosmológico padrão (a partir daqui, este capítulo está em espanhol)
El modelo cosmológico estándar se basa en una hipótesis simplificadora
denominada “Principio Cosmológico”, según la cual el Universo, visto en grandes escalas,
presenta las mismas características en cualquier dirección y desde cualquier lugar que se le
observe (se dice, por esto, que es isotrópico y homogéneo). Este modelo cosmológico
tambiém se apoya en un conjunto de observables astronómicos cuya naturaleza física
explica con facilidad, y que serán presentados a seguir.
En 1913, V. Slipher sorprendió a la comunidad astronómica al descubrir, utilizando
medidas espectroscópicas, que la galaxia de Andrómeda se mueve en dirección a la
nuestra a ∼ 300 km/s, una velocidad mucho mayor que la de cualquier objeto celeste
observado hasta esa época. A partir de entonces, la velocidad radial (i.e., a lo largo de la
línea de visión) de varias galaxias fue medida por este método, con el objetivo inicial de
determinar el movimiento del Sol en relación con los objetos distantes. Note que a
comienzos del siglo XX aún no se conocía la naturaleza de los objetos por entonces
llamados de “nebulosas en espiral”, y había un fuerte debate entre si se trataba de objetos
de nuestra propia galaxia o “universos” independientes, debate que sólo sería resuelto en
1924 por E. Hubble, quien observó estrellas variables del tipo Cefeida en la Nebulosa de
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Andrómeda y en otras galaxias, y determinó la distancia que nos separa de esos objetos.
Volviendo a 1914, V. Slipher presentó una lista de 15 velocidades radiales, la mayor parte
de las cuales correspondía a un movimiento de recesión, y todas ellas muy superiores a las
de las estrellas o nebulosas de gas.
Movimiento generalizado de separación de las galaxias en el Universo. La velocidad aparente de
separación de las galaxias es proporcional a la distancia de separación entre ellas,
independientemente de la galaxia en que se encuentre el observador. La galaxia B parece haberse
alejado 1 unidad de distancia de la galaxia A, mientras que la galaxia C, cuya distancia era el
doble de la anterior, parece haberse alejado 2 unidades en el mismo intervalo de tiempo. Lo mismo
ocurre si se comparan las galaxias B, C y D, o cualquier otro conjunto de galaxias.
En 1929, Hubble presentó medidas de velocidad de 46 galaxias, afirmando poseer
valores exactos de la distancia para 24 de ellas, todas a menos de 2 megaparsecs (Mpc) de
nuestra galaxia (1 parsec, pc, es la distancia a la que debe localizarse un objeto celeste para
que subtienda un paralaje de 1 segundo de arco, cuando se le observa desde dos puntos
diametralmente opuestos de la órbita de la Tierra; 1 pc ∼ 3,26 años-luz ∼ 31.000.000 de
kilómetros). Sus resultados mostraban una recesión sistemática de las galaxias, cuya
velocidad era mayor cuanto mayor fuera su distancia. A este efecto de recesión,
confirmado y ampliado en los años siguientes con las observaciones de M. Humason, se le
conoce hoy como la Ley de Hubble. De acuerdo con ella, el Universo se encuentra en
expansión, con todas las galaxias alejándose unas de las otras con velocidad proporcional
a la distancia de separación. Esta ley puede ser expresada de la siguiente forma:
v = H0 d,
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en que v es la velocidad de recesión de la galaxia, d es su distancia hasta el observador y
H0 es una constante de proporcionalidad conocidad como la constante de Hubble.
Observaciones recientes llevadas a cabo con ayuda del Telescopio Espacial Hubble indican
que H0 ∼ 72 (km/s)/Mpc (lo que debe ser leído como que la velocidad de separación entre
dos galaxias es de 72 km/s para cada Mpc de separación). Suponiendo que la velocidad de
expansión haya sido constante durante la evolución del Universo, este valor nos da un
límite máximo para la edad del Universo de poco más de 13.000 millones de años y nos
lleva a pensar que el Universo pasó en algún momento de su historia por un estado de
elevada densidad.
La relación distancia-velocidad, o Ley de Hubble, en la forma presentada por Humason y Hubble
en 1931, alcanzando hasta 30 Mpc. Su resultado indicaba un valor de ∼ 500 (km/s)/Mpc para la
constante de Hubble.
Esas mismas observaciones también llevaron a Hubble y Humason a concluir que
la densidad de galaxias en el Universo es uniforme. Estudios recientes de la distribución
de galaxias en el Universo hasta un desplazamiento al rojo (z) de ~ 2,0 (el desplazamiento
al rojo, o efecto Doppler, puede ser considerado una medida de distancias en el Universo
si aceptamos que se debe a la velocidad de recesión de las galaxias, y ésta es proporcional
a la distancia), realizadas por grupos independientes (como se muestra, por ejemplo, en
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los enlaces en la página web http://lambda.gsfc.nasa.gov/product/lss/), sugieren que la
hipótesis de isotropía de la distribución de galaxias en el Universo es válida en escalas
mayores que ∼ 100 Mpc. La isotropía en la temperatura de la Radiación Cósmica de Fondo
en Microondas (RCFM), de la cual trataré con más detalle en las secciones siguientes,
refuerza la validez del Principio Cosmológico.
A partir de la observación de la expansión del Universo, y con el objetivo de
explicar la formación de núcleos de elementos químicos más pesados que el Hidrógeno, G.
Gamow introdujo en 1946 la idea del Big Bang Caliente. Según él, el Universo debería
haber pasado por una fase cuya temperatura fuera de 1000 a 10.000 millones de grados, lo
que corresponde a la energía necesaria para separar las partículas que forman los núcleos
atómicos. Gamow imaginaba que en este período de nucleosíntesis se producirían todos
los elementos químicos detectados en los espectros estelares. En la realidad, esto no
ocurrió debido a que no existen núcleos atómicos estables de masa atómica 5 y 8, que
permitan continuar la gradual construcción de núcleos más pesados que el 4He. Según el
modelo del Big Bang Caliente, a ∼ 200 segundos de existencia del Universo, cuando la
temperatura ha descendido para cerca de 1 millardo de grados, se da una súbita
producción de elementos como 2H, 3H, 3He, 4He, 6Li y 7Li cuyas abundancias permanecen
constantes hasta la aparición de las primeras estrellas, cuando comienzan a ser destruidos.
Una consecuencia del paso del Universo por esta fase de alta temperatura es que
hoy tendría una temperatura de ∼ 10 K. Em 1957, Burbidge y sus colegas mostraron que es
posible crear elementos pesados en las estrellas, aunque continúa a ser necesario el modelo
del Big Bang para que los elementos leves (destruidos en las estrellas) sean producidos. De
cualquier forma, la previsión de Gamow de una radiación de fondo del Universo a ∼ 10 K
cayó en el olvido por un período de casi 20 años.
La RCFM fue descubierta de forma imprevista en 1964 por A. Penzias y R. Wilson.
Por esa época, trabajaban en los laboratorios Bell de AT&T, en Nueva Jersey, estudiando
fuentes de ruido que pudieran contaminar las comunicaciones vía satélite. A pesar de su
cuidadoso trabajo, no pudieron encontrar una explicación para una señal persistente,
equivalente a la emisión de un cuerpo negro a 3,5 K, e independiente de la dirección de
observación. La naturaleza de esta radiación fue explicada por R. Dicke y sus
colaboradores del Palmer Physical Laboratory en Princeton, Nueva Jersey, como el
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remanescente de una fase inicial del Universo extremadamente caliente y densa. Ellos,
aparentemente, no conocían el trabajo previo de Gamow, Alpher y Herman, y se
encontraban trabajando en el modelo de un universo oscilante con una fase final muy
caliente, durante la cual serían destruidos los elementos pesados formados en ciclos
anteriores. Esta RCFM está formada por los fotones que fueron dispersados por última vez
cuando los electrones se ligaron a los núcleos atómicos (~ 380.000 años después del Big
Bang) y el Universo se hizo transparente a la radiación, y corresponde, por ese motivo, a la
imagen más antigua del Universo que puede ser obtenida con radiación electromagnética.
De esta forma, y de acuerdo con el modelo cosmológico estándar, el Universo
surgió hace cerca de 13 millardos de años, a partir de un estado inicial de elevadísima
densidad y temperatura, cuya expansión podemos ver aún hoy como la recesión
generalizada de los objetos extragalácticos, presentando un estado de homogeneidad e
isotropía en gran escala, reminiscencia de un estado original de equilibrio termodinámico
entre materia y radiación.
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Historia térmica del Universo. En el centro, nosotros, los observadores. Mirando hacia fuera o,
equivalentemente, hacia el pasado, encontramos la superficie de última dispersión, límite físico para
nuestras observaciones de ondas electromagnéticas. Y más lejos, la singularidad en la que se
formaría el Universo que hoy observamos. Adaptado de The Physics Teacher, v. 36, p. 529.
5.2 El descubrimiento de la Radiación Cósmica de Fondo en Microondas
Además de la previsión de Gamow, olvidada por más de 20 años, varias
oportunidades de descubrir la RCFM se presentaron antes de su detección e identificación
con el remanescente del Big Bang, en 1964.
Es común observar, en espectros de estrellas cercanas, líneas de absorción estrechas
provocadas por la presencia de nubes de gas entre nosotros y la estrella. En la mayor parte
de los casos, las líneas se originan en el estado fundamental de esas moléculas
absorbedoras. Una excepción, ya reconocida en 1941, es la molécula de cianógeno (CN), de
la cual fueron observadas, también, líneas originadas en el primer estado rotacional, cerca
de 5x10-4 eV por encima del estado fundamental. Para excitar las moléculas a este estado
sería necesaria radiación en una longitud de onda de 2,64 mm. La relación de intensidades
de las dos líneas espectrales permitiría determinar la temperatura del campo de radiación.
A partir de la observación de las líneas espectrales, McKellar, en 1941, estimó una
temperatura de 2,3 K para este campo de radiación. Este fenómeno fue observado en
diversas direcciones en el cielo, de donde se concluye que el fenómeno se distribuye por
toda la Galaxia, si no por todo el Universo. En 1993, Roth y sus colaboradores obtuvieron
por este método un valor de 2,729 K para la temperatura de la RCF.
Un objetivo importante en los tiempos de la Segunda Guerra Mundial fue construir
equipos de radar que funcionaran en ondas cortas, disminuyendo así su tamanho. En los
Estados Unidos, R. Dicke, entonces en el M.I.T., diseñó y construyó un radar que operaba
entre 1 y 1,5 cm, con el que realizó medidas de la temperatura del cielo. Dicke y sus
colegas determinaron que, de existir, el fondo cósmico isotrópico tendría una temperatura
máxima de 20 K. La tecnología de la época no era tan avanzada como para detectar una
temperatura de fondo de 3 K. Este valor, así como las observaciones de la molécula de CN,
parecen haber pasado desapercibidas para Gamow, aún a pesar de que el resultado de
Dicke fue publicado en el mismo volumen de la revista Physical Review en que apareció la
primera carta de Gamow sobre el modelo del Big Bang caliente.
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Al inicio de la década del 60, los receptores de radio en ondas centimétricas habían
alcanzado una calidad tal que podrían hacerse medidas de temperatura con precisión de
décimos de grado. En los laboratorios Bell, los investigadores se enfrentaban al problema
de exceso de ruido entrando en las antenas, siempre que se apuntaban en la dirección del
cielo. En 1961, Ohm hace referencia a este problema, pero el exceso de ruido termina
siendo atribuido a otras señales, una de las cuales correspondía a la atmósfera terrestre, a
la que Ohm llamó “temperatura del cielo”. Investigadores rusos que leyeron este trabajo
interpretaron el término como si incluyera la atmósfera y una posible radiación de fondo
cósmica. Puesto que el valor indicado por Ohm era muy próximo al valor que ellos
esperaban para la emisión atmosférica, concluyeron, erroneamente, que cualquier
contribución de fondo celeste sería menor que 1 K. Este resultado fue usado por Y.
Zeldovich para negar el modelo del Big Bang Caliente.
El descubrimiento inesperado de la RCFM en 1964 fue reportado por Penzias y
Wilson, y su naturaleza fue explicada por R. Dicke y sus colaboradores, en dos artículos
publicados en el mismo número de la revista Astrophysical Journal de julio de 1965. En
Holmdel, Nueva Jersey, Penzias y Wilson estaban trabajando con una antena
supersensible construída para detectar señales de radio reflejadas de los globos Echo. Para
detectar señales de los satélites de comunicaciones Telstar, todo tipo de interferencias
debía ser eliminado. Después de un trabajo muy cuidadoso, aún restaba un ruido
misterioso 100 veces más intenso que lo esperado, uniformemente distribuído en el cielo, y
presente día y noche. De acuerdo con sus observaciones, una radiación isotrópica y no
polarizada estaba presente en el Universo, que en la frecuencia de 4080 MHz (7,4 cm)
correspondía a un cuerpo negro a una temperatura de 3,5 K. Este descubrimiento les valió,
a A. Penzias y R. Wilson, el Premio Nobel de Física en 1978, el cual fue compartido con P.
Kapitsa por su trabajo en el área de física de bajas temperaturas.
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Antena con formato de cuerno en Holmdel, Nueva Jersey, con la que A. Penzias y R. Wilson
descubrieron la RCFM. (tomada de
http://www.cr.nps.gov/history/online_books/butowsky5/astro4k.htm, visitado en 17/05/2004)
De cualquier manera, para que el exceso de temperatura detectado en microondas
correspondiera a una verdadera reliquia del Universo joven, su espectro debería ser el de
un cuerpo negro y su distribución angular debería ser isotrópica. Poco tiempo después del
descubrimiento de Penzias y Wilson, el equipo de Dicke, que ya trabajaba en la
contrucción de un instrumento con esta intención, determinó que la intensidad de la
radiación de fondo en una longitud de onda de 3,2 cm equivale a la de un cuerpo negro a
3,0 ± 0,5 K, confirmando el resultado anterior. En los años siguientes, varios
otros grupos hicieron determinaciones de la intensidad de la RCFM en diferentes
longitudes de onda, y desde diferentes sitios de observación (a nivel del mar,
cimas de montañas, aviones y globos estratosféricos), siendo todos ellos
compatibles, dentro de los errores experimentales, con un cuerpo negro a 3 K.
Finalmente, el espectro de la RCF fue estudiado con una calidad sin precedentes
con el instrumento FIRAS, a bordo del satélite COBE, cubriendo una banda de
longitud de onda de 0,1 mm a 1 cm, mostrando que corresponde al de um cuerpo
negro a una temperatura de 2,725 ± 0,002 K.
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Espectro de la RCFM, detectado por el instrumento FIRAS, a bordo del satellite COBE. Las barras
de
error
fueron
ampliadas
400
veces
para
hacerlas
visibles
(tomado
de
http://aether.lbl.gov/www/EAA4536.pdf, visitado en 17/05/2004).
En relación con la isotropía de la distribución angular de la RCFM, Penzias y
Wilson mencionan que el “exceso de temperatura es, dentro de los límites de nuestras
observaciones, isotrópico, no polarizado y no cambia con las estaciones del año”. El primer
intento de medir la distribución en gran escala de la RCFM fue realizado por Partridge y
Wilkinson. Ellos encontraron que, de existir, las diferencias de temperatura entre dos
puntos cualquiera en el cielo serían menores que 0,1% de su temperatura media (∆T/T0 ∼
10-3).
En la década del año 70, un patrón de anisotropía fue efectivamente observado.
Este efecto, cuyo origen no es cosmológico, se debe al movimiento de nuestro planeta
alrededor del Sol, del Sol en la Galaxia y de la Galaxia en relación con la propia RCF, y
consiste en un patrón de dipolo con amplitud de 3,5 mK, con una región del cielo más fría
que la media y otra, opuesta a la primera, más caliente. Debido a su movimiento, el
observador está sujeto al efecto Doppler, de tal forma que la región del cielo hacia donde
se mueve se ve más caliente y la dirección desde donde parece moverse se ve más fria. De
acuerdo con esta interpretación, el Sistema Solar, y con él nuestro planeta, se desplaza a
una velocidad de ∼ 390 km/s en la dirección de la constelación de Leo, mientras que el
Grupo Local de galaxias se desplaza con una velocidad de ∼ 600 km/s en una dirección a
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45° del Aglomerado de Virgo. Fuera de este patrón, ninguna anisotropía fue encontrada en
la temperatura de la RCFM hasta el inicio de la década del año 90.
5.3 Fluctuaciones en la distribución angular de temperatura de la Radiación Cósmica de
Fondo en Microondas
A pesar de su gran isotropía, la RCFM debería presentar variaciones intrínsecas de
temperatura, reflejo de las semillas de lo que hoy vemos como aglomerados de materia
(galaxias y cúmulos de galaxias). Hasta 1991, la única anisotropía detectada correspondía
al patrón de dipolo producido por el movimiento de la Tierra y, por tanto, de origen
extrínseco a la RCF.
El 18 de noviembre de 1989, fue lanzado por la NASA el satélite COBE (Cosmic
Background Explorer), primer satélite occidental totalmente dedicado al estudio de la
RCFM, llevando a bordo tres instrumentos: FIRAS (Far Infrared Absolute Spectrophotometer),
DIRBE (Diffuse Infrared Background Experiment) y DMR (Differential Microwave Radiometer).
Su objetivo era obtener un espectro preciso de la RCF en la región del espectro
electromagnético comprendida entre 0,1 mm y 10 mm (de 30 a 3000 GHz), realizar
medidas espectrales adicionales en infrarojo distante (entre 1 y 300
m) y estudiar la
distribución de intensidad de la RCFM en escalas angulares grandes, en tres longitudes de
onda: 3,3, 5,7 y 9,5 mm (91, 53 y 31,5 GHz).
La primera detección de fluctuaciones en la distribución angular de intensidad de
la RCF fue anunciada en 1992, lo que llegó a ser calificado como “el mayor descubrimiento
del siglo, si no de todos los tiempos” por S. Hawking, resultado que fue obtenido a partir
de los mapas de la RCF realizados con el DMR. Este instrumento consta de tres receptores
duplos de microondas (un par para cada frecuencia de observación), que comparan la
intensidad de la emisión celeste en dos direcciones diferentes del cielo separadas 60 , y
registran la diferencia. Con la superposición de muchas observaciones de este tipo se
construyen mapas de las fluctuaciones de temperatura del cielo en torno de su valor
medio, en cada región de la esfera celeste. De esta forma, fue posible demostrar la
existencia de fluctuaciones en la temperatura de la RCFM con una amplitud aproximada
de una parte en 100.000 ( T/T
10-5), en escalas angulares de
10 , en torno de un
valor medio de 2,728 K, así como confirmar la existencia del patrón de dipolo con una
amplitud de 3,37 mK que corresponde a un desplazamiento del Grupo Local de galaxias
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35
en la dirección de la constelación de Crater, (AR,dec) = (11,2h, -24,6 ), con una velocidad
de 627 km/s.
La detección de anisotropías en la RCFM por el COBE fue rápidamente confirmada
por otros grupos, con instrumentos en tierra y a bordo de globo estratosférico, en
diferentes escalas angulares (para ver una lista de los principales de entre ellos, visite, por
ejemplo,
las
páginas
Web
http://www.hep.upenn.edu/~max/
o
http://lambda.gsfc.nasa.gov, visitados en 17/05/2004). Las propiedades estadísticas de la
distribución de fluctuaciones de temperatura de la RCFM dependen del contenido de
materia en el Universo y de los procesos físicos que crearon las semillas que, por efecto de
la gravedad, llevaron a lo que hoy vemos como galaxias y aglomerados de galaxias.
Además, los procesos de formación de estructuras en el Universo dejan su marca en la
RCFM, adicionando información que puede ser detectada y estudiada para entender mejor
la evolución del Universo.
Podemos entonces ver que el estudio de las características de la distribución de
fluctuaciones de temperatura de la RCFM puede suministrarnos informaciones valiosas
sobre el origen del Universo, sus características en edades tempranas y su evolución hasta
el estado actual.
Entre 1992 y 2002,
varios instrumentos funcionando a bordo de globos
estratosféricos y desde lo alto de montañas realizaron observaciones cada vez más
detalladas de la RCFM, en pequeñas áreas del cielo. El principal objetivo de todos ellos
consistió en mejorar la resolución de las observaciones, registrar fluctuaciones de la
temperatura de la RCFM en escalas cada vez menores y, al mismo tiempo, experimentar y
cualificar tecnologías y técnicas de observación y análisis de datos para futuras misiones a
bordo de satélite. Por esta razón, un mapa de las fluctuaciones de temperatura de la RCF
cubriendo el cielo entero sólo fue conseguido con la puesta en órbita del satélite WMAP
(Wilkinson Mapping Anisotropy Probe).
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Mapas de anisotropías de la temperatura de la RCFM obtenidos con los datos del DMR/COBE en
53 GHz: mapa original, en que el patrón de dipolo es evidente (a). Una vez removido este efecto, el
plano de la Galaxia aparece como la estrutura dominante (b). Finalmente, para análisis
cosmológicos, el plano de la Galaxia es retirado, restando únicamente las anisotropías en la RCFM
(c). (Tomado de
http://aether.lbl.gov/www/projects/cobe/COBE_Home/DMR_Images.html, visitado en 17/05/2004)
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Durante su primer año de funcionamiento, las observaciones del WMAP llevaron a
la producción de mapas de las fluctuaciones de temperatura de la RCFM, que permitieron
verificar y mejorar los detalles del modelo cosmológico estándar. Así, por ejemplo, los
resultados obtenidos a partir de las observaciones del WMAP permitieron confirmar los
valores de la temperatura de la RCF, la amplitud del dipolo, la constante de Hubble (72
(km/s)/Mpc) y la edad del Universo (13,7 millardos de años). Paralelamente, WMAP
realizó observaciones sin precedentes de la emisión Galáctica y detectó más de 250 fuentes
puntuales extragalácticas.
Por otro lado, estos mismos resultados favorecen un modelo del Universo con una
densidad total levemente superior a la que sería necesaria para detener su expansión (Ωtotal
= ρtotal/ρcrítica = 1,02), por lo que se dice que vivimos en un universo casi plano, constituido
por poco menos que 4% de materia normal, bariónica (protones, neutrones y electrones, en
forma de planetas, estrellas y galaxias), 23% de materia oscura no bariónica y fria (en
forma, p.e., de partículas masivas débilmente interactuantes o WIMPS, como los
neutralinos, axiones y neutralinos, nunca detectados en experimentos de laboratorio) y
73% de una misteriosa energía oscura, un componente cuyo efecto es repulsivo, de
naturaleza desconocida y el cual estamos aún lejos de detectar (algunos modelos teóricos
hablan, p.e., de constante cosmológica o de quintessencia). Dicho de otra forma, nuestro
universo está conformado, en su mayor parte, por un tipo de componente del cual no
conocemos su naturaleza y para cuya observación no tenemos aún herramientas
apropiadas.
5.4 Conclusiones
Del estudio de las propiedades estadísticas de las fluctuaciones de temperatura de
la RCF, en combinación con observaciones utilizando otras técnicas (supernovas a
distancias cosmológicas, abundancias de elementos químicos leves, distribución de
materia en grandes escalas, revisión del estándar de distancias por el Telescopio Espacial
Hubble, entre otras), se ha podido llegar a conclusiones como las siguientes:
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38
Evolución de las observaciones de la RCFM, desde su descubrimiento en 1964 hasta nuestros días. A
la izquierda, los instrumentos que marcaron época en esta área. A la derecha, mapas del cielo como fue
observado por ellos (tomado de http://map.gsfc.nasa.gov/m_ig/030644/030644.html, visitado en
17/05/2004).
que el Grupo Local de galaxias, y nosotros con él, se mueve a 627 km/s en relación
a la RCF, en la dirección de la constelación de Crater;
que la densidad del Universo es apenas ligeramente mayor que la necesaria para
este ser plano, por lo que su expansión deverá continuar indefinidamente;
que la expansión no sólo no va a parar, como que es acelerada (su velocidad
aumenta), de acuerdo con observaciones de supernovas a distancias cosmológicas;
que el Universo esta formado por 4% de materia bariónica (de la que están
constituidos los átomos), 23% de materia no bariónica y 73% de energia oscura, de
acuerdo con el modelo de nucleosíntesis primordial y los estudios de dinámica de
galaxias;
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39
que la velocidad de recesión de los objetos extragalácticos (constante de Hubble)
aumenta con la distancia a una tasa de 72 (km/s)/Mpc, como fue determinado por el
Key Project del Telescopio Espacial Hubble; y
que la edad del Universo, de acuerdo con la edad de las estrellas y cúmulos
globulares más antiguos, es de 13,7 millardos de años.
Contenido del Universo, de acuerdo con el Modelo Cosmológico Estándar y las observaciones
cosmológicas más recientes. Tomado de http://map.gsfc.nasa.gov/m_or/m_or3.html, visitado en
17/05/2004.
El próximo gran objetivo de los estudios en RCFM consiste en la detección de su
polarización. Observaciones de este tipo servirían como una confirmación (teste de
consistencia) de los resultados obtenidos hasta ahora por otros métodos, establecería
límites más estrechos sobre los diferentes parámetros cosmológicos y daría un fuerte
apoyo a los modelos de inflación. Específicamente, es un potencial detector del fondo
estadístico de ondas gravitacionales predicho por esos modelos. Además, las fluctuaciones
en polarización nos dan información directa de la superficie de última dispersión, ya que
ellas no evolucionan entre ella y nosotros, como lo hacen las fluctuaciones en temperatura.
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6. Instrumentação em Astronomia: binóculos e
telescópios
6.1. Formação de imagens com lentes e espelhos
6.2. Telescópios e binóculos
6.3. Montagens
6.4. Instrumentos para luz (radiação) não visível
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7. Apêndices
7.1. Erros Comumente Encontrados nos Livros Didáticos do Ensino Fundamental
(devo o meu reconhecimento ao autor desta compilação cujo nome desconheço)
Uma rápida folheada em um livro, pretensamente didático, destinado ao Ensino
Fundamental, seja de Geografia, seja de Ciências, demonstra, geralmente, um grande
número de erros, de imperfeições, de omissões e/ou de desatualizações na parte referente
à Astronomia. O mais grave dessa situação é que os livros são usados tanto pelos alunos
como pelos professores, sendo, muitas vezes, o único livro de referência disponível.
Assim, o professor aprende errado e ensina errado; o aluno se torna professor, e o ciclo da
ignorância se fecha e perpetua. Mostremos alguns dos erros mais comumente encontrados
nos livros didáticos destinados aos alunos e professores do Ensino Fundamental.
7.1.1. Pontos Cardeais
Um dos erros mais comuns é aquele que afirma que o ponto leste é aquele em que
o Sol nasce. Bastariam alguns dias de observação para se verificar a tolice envolvida nessa
afirmação. Na verdade, o Sol nasce no ponto leste no máximo duas vezes por ano: nas
datas dos equinócios. O Sol nasce no lado leste, mas nem sempre no ponto ou na direção
leste. A determinação dos pontos cardeais deve começar com a determinação do
meridiano local, sendo que para isso basta observar a direção das sombras de uma vara
vertical em dois instantes, de um mesmo dia, de modo que essas sombras tenham os
mesmos comprimentos. A bissetriz interna do ângulo formado por essas sombras define a
direção do meridiano. A linha horizontal perpendicular ao meridiano define a direção
leste-oeste. O ponto leste é o do sentido dessa última linha que aponta para o lado leste. Os
demais pontos cardeais são obtidos facilmente a partir do conhecimento de um deles.
7.1.2. Constelações
Constelação NÃO é um conjunto de estrelas próximas umas das outras.
Constelação é um conjunto arbitrário de estrelas ao qual se associou uma figura real ou
mitológica. As estrelas de uma constelação podem estar, realmente, muito distantes umas
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das outras. A sua proximidade é aparente e se deve ao efeito de projeção sobre a esfera
celeste.
7.1.3. Signos e Constelações Zodiacais
Constelações zodiacais são aquelas pelas quais o Sol, durante o seu movimento
anual aparente, parece passar. São, por convenção, 12 constelações. Cada uma dessas
constelações possui um tamanho diferente. Signos zodiacais são 12 casas, cada uma com
30° de comprimento, começando no ponto do céu onde se encontra o Sol no instante em
que começa a primavera boreal (no hemisfério Norte). Há cerca de 4.000 anos, as
constelações e os signos zodiacais mantinham uma correlação bastante aproximada. Por
causa do movimento de precessão do eixo de rotação da Terra, o ponto do céu onde se
encontra o Sol no instante do início da primavera boreal vai se deslocando no sentido
oposto ao do movimento anual aparente do Sol, de modo que esse ponto vai mudando
com relação às constelações zodiacais. Isso acarreta uma defasagem entre o signo e a
constelação zodiacal homônima que, atualmente, é de aproximadamente uma constelação.
7.1.4. Estações do Ano
Talvez o erro mais grave e comum seja o de definir que as estações do ano ocorrem
por causa da variação da distância da Terra ao Sol ao longo do ano enquanto esta se
movimenta sobra a sua órbita “elíptica”. A causa principal das estações do ano se deve à
variação de calor recebida pelos hemisférios da Terra em função das diferentes posições
desses hemisférios com relação ao Sol. Essa postura, de cada hemisfério com o Sol, se deve
ao fato de o eixo de rotação da Terra estar inclinado de cerca de 66,5 graus com relação ao
plano orbital da Terra.
7.1.5. Sombra de um Corpo ao Meio-Dia
Contrariamente ao que muitos livros afirmam, a sombra de um poste não é um
ponto ao meio-dia. Para locais contidos entre os trópicos, podem ocorrer, no máximo, 2
dias por ano em que a sombra de um poste vertical, ao meio-dia, é um ponto. Para locais
sobre os trópicos, isso pode ocorrer no máximo uma vez por ano, na data do solstício do
verão correspondente. Para locais fora da região intertropical, nunca a sombra de um
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poste vertical é um ponto ao meio-dia. Tudo o que se pode afirmar é que, ao meio-dia
verdadeiro, a sombra de um poste vertical é a mais curta do dia.
7.1.6. O Sol é uma Estrela de Quinta Grandeza
Apesar de essa afirmação ser correta, na maior parte das vezes ela é totalmente
desprovida de valor já que nem professor nem aluno sabem que “grandeza” refere-se a
uma medida de brilho (magnitude) e não de tamanho, além de que, a magnitude a que se
refere é a absoluta e não a aparente. A afirmação só teria significado se o livro explicasse a
classificação de Hiparco para magnitudes estelares aparentes (brilho do objeto quando se
lhe observa desde a Terra) e absolutas (brilho real do objeto).
7.1.7. Estrelinhas Colocadas entre as Órbitas dos Planetas do Sistema Solar
Pode-se passar uma idéia errada das distâncias envolvidas entre o Sol, os planetas
e as estrelas ao se desenhar estrelas por entre as órbitas dos planetas do Sistema Solar.
Sempre se pode contra argumentar dizendo que são estrelas de fundo, mas o estrago
conceitual já está feito. Ou se explica o fato junto à figura, ou ficará muito difícil corrigir o
erro mais tarde.
7.1.8. Confusão Entre a Duração do Dia e o Período de Rotação da Terra
O período de rotação da Terra, ou seja, o tempo para que ela gire de 360 graus em
torno de seu próprio eixo, é de cerca de 23h56m04s, ou seja, cerca de 03m56s mais curto do
que a duração média do dia, já que para este último caso, contribuem tanto o fenômeno de
rotação como o de translação.
7.1.9. Número de Movimentos da Terra
Deve-se lembrar que a Terra possui um único movimento, que é o movimento que
ela tem. Esse movimento pode ser decomposto em diversas componentes com
características bem definidas. Podemos falar, por exemplo, em movimentos de rotação,
translação ao redor do Sol, precessão, nutação e de translação (junto com o Sol) em torno
do centro da Galáxia.
7.1.10. Tamanhos e Órbitas dos Planetas
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Nos esquemas representando os planetas e suas órbitas em torno do Sol, deveria
constar que os tamanhos e distâncias não estão em escala por motivos técnicos. Além
disso, quando o esquema estiver em perspectiva, tal fato deveria ser mencionado, já que
nesse caso as órbitas aparecem como elipses bastante achatadas, o que não representa o
fato real (as órbitas dos planetas, com exceção da de Plutão, são quase que circulares).
7.1.11. Rotação da Lua
Apesar de a Lua mostrar sempre a mesma face para a Terra, isso não quer dizer
que ela não possua movimento de rotação. Ela possui um movimento de rotação que é
síncrono com seu movimento de translação em torno da Terra. Isso significa que, ao
mesmo tempo em que ela gira em torno de seu eixo, ela gira em torno da Terra. Outro erro
comum é afirmar que o período de translação da Lua é de 29 dias. O período de uma
lunação, ou seja, o intervalo de tempo entre duas luas cheias consecutivas, é de cerca de
29,5 dias, mas o período de translação da Lua em torno da Terra é de cerca de 27,3 dias.
Tal diferença ocorre devido ao fato de que as fases da Lua dependem não só de seu
movimento de translação em torno da Terra, mas também do movimento de translação da
Terra em torno do Sol.
7.1.12. Fases da Lua
Fase, em astronomia, significa cada uma das diversas aparências ou formas com
que se apresentam a Lua e alguns planetas, dependendo da direção de iluminação pelo
Sol. Assim, como a aparência da Lua muda a cada instante, não se pode dizer,
cientificamente, que existem 4 fases. Em países de língua inglesa, por exemplo, definem-se
8 fases. Tradicionalmente, costuma-se dizer que existem as 4 fases: Nova, Quarto
Crescente, Cheia e Quarto Minguante, sendo que cada uma delas começa quando a Lua
está com a fase homônima. Notar que desde o instante da fase de Nova até a fase de Cheia,
a Lua está Crescente. Igualmente, desde a Lua Cheia até o instante de Lua Nova, a lua está
Minguante. Na falta de uso adequado da terminologia, deve-se salientar que "cada" fase
dura cerca de uma semana, mas que o aspecto da Lua muda todo dia.
Na representação das diferentes fases da Lua, os livros didáticos devem tomar o
cuidado para representarem as "4 fases" da Lua conforme elas são vistas pelos habitantes
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do Brasil, já que o aspecto das luas Quarto Crescente e Quarto Minguante depende do
hemisfério do observador (na verdade depende da latitude do observador).
Outro problema a ser resolvido nos livros didáticos é o da distinção entre fases da
Lua e Eclipses. É comum apresentarem um eclipse Lunar Total em lugar da Lua Nova, ou
um eclipse Lunar Parcial para explicar as fases de Quarto Crescente ou Minguante, ou
ainda uma seqüência de imagens de um eclipse para representar a mudança de fases.
7.1.13. Confusão entre Cosmogonia e Cosmologia
A Cosmogonia estuda a origem e a formação do Sistema Solar a partir de uma
nebulosa de gás e poeira. A Cosmologia estuda a origem e a evolução do universo como
um todo. O "Big Bang" é uma teoria associada à origem do universo e não à do Sistema
Solar em particular.
7.2. Alguns Sítios Interessantes da Internet
7.2.1. Céu e a Bandeira
http://www.zenite.nu/
http://planeta.terra.com.br/educacao/astrociencia/bandeira.htm
A bandeira do Brasil, uma das mais belas e sugestivas do mundo, é também a
única a representar uma esfera celeste, o globo imaginário que envolve a Terra com o
firmamento. O círculo interno, em azul, corresponde a uma imagem dessa esfera,
inclinada segundo a latitude da cidade do Rio de Janeiro às 08h e 37min – ou 12 horas
siderais – do dia 15 de novembro de 1889 (data e local da Proclamação da República).
Trata-se da mais completa ilustração celeste já imaginada para uma bandeira nacional.
7.2.2. Sistema solar
http://www.zenite.nu/
http://www.solarviews.com/portug/homepage.htm
Proporção correta: http://www.geocities.com/thesciencefiles/scale/model.html
Se o Sol fosse comparado a uma bola de basquete, Júpiter seria uma bola de golfe; Saturno,
uma bolinha de ping-pong; Urano e Netuno, bolinhas de gude; e Plutão, menor que a
metade da cabeça de um alfinete.
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7.2.3. Telescópios
http://telescopios.sites.uol.com.br/
http://astro.if.ufrgs.br/telesc/node4.htm -http://www.observatorio.ufmg.br/pas10.htm
7.2.4. Planetas
http://orbita.starmedia.com/~ielcinis/
7.2.5. Estrelas
http://astro.if.ufrgs.br/estrelas/estrelas.htm
http://www.cosmobrain.com/cosmobras/res/estprox2.html
As 10 estrelas mais próximas do Sistema Solar
Nome da estrela
Constelação
Distância (anos-luz)
1.
Próxima Centauri
Centauro
4,24
2.
Alfa Centauri A
Centauro
4,35
3.
Alfa Centauri B
Centauro
4,35
4.
Estrela de Barnard
Serpentário
5,98
5.
Wolf 359
Leão
7,78
6.
Lalande 21185
Ursa Maior
8,28
7.
Sirius A
Cão Maior
8,55
8.
Sirius B
Cão Maior
8,66
9.
Luyten 728-8A
Baleia
8,73
10.
Luyten 728-8A (UV Ceti)
Baleia
8,73
Evolução estelar:
http://educar.sc.usp.br/ciencias/astro/cda/sessao-astronomia/seculoxx/textos/aevolucao-estelar.htm
http://arturmarques.com/Apaa/htm/documents/etc/evolucao-estelar.htm
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7.3. Curiosidades
http://www.universitario.net/estrelas/curiosidades.htm
http://www.ufogenesis.com.br/curiosidades/astronomia.htm
A Estrela Antares é tão grande que, se estivesse na posição do Sol, sua esfera
abarcaria as órbitas de Mercúrio, Vênus, Terra e Marte.
O Sol é apenas uma das mais de 200 bilhões de estrelas da Via Láctea.
Numa noite de céu aberto e sem luar, até 2.500 estrelas podem ser vistas a olho nu.
As manchas solares interferem com as transmissões de rádio e TV na Terra.
A luz do Sol leva aproximadamente 8 minutos para chegar até a Terra.
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Alguns asteróides foram batizados com nome de celebridades: um é Evita Perón,
um é Tito (ex-presidente da Ioguslávia) e tem até um chamado de João Figueiredo.
Em março de 1989, um asteróide quase fez um grande estrago por aqui. Ele passou
raspando a Terra, a uma distância de apenas 2 vezes a que separa a Lua da Terra.
Se ele realmente caísse no mar, formaria ondas de até 100 metros, o que acabaria
com grande parte das cidades litorâneas do mundo. Se caísse em terra firme, a
crosta do planeta se fenderia, ocorreriam terremotos e erupções vulcânicas,
milhões de toneladas de sólido seriam lançadas ao ar, e reentrariam na atmosfera
provocando chuvas de fogo, além disso, o barulho da queda seria tão forte que
mataria todos os seres no raio de ação da onda de choque, a vibração pulverizaria
os ossos e cozinharia imediatamente.
O Universo tem aproximadamente 13,5 bilhões de anos.
O planeta Terra tem entre 4 e 5 bilhões de anos de idade.
O nome mais longo de estrela é Torcularis Septentrionalis, dado à estrela ômicron
Piscium da constelação de Peixes.
A constelação do Cruzeiro do Sul é formada por 54 estrelas; porém, somente 5 são
visíveis a olho nu.
O Corpo Celeste mais distante visível a olho nú é a Grande Galáxia, em
Andrômeda, conhecida como M31.
Estima-se que a nossa galáxia, a Via-Láctea, é composta por aproximadamente 200
bilhões de estrelas.
As estrelas não piscam. Nós vemos as estrelas piscando por causa da turbulência
da atmosfera terrestre, que interfere na luz emitida por elas.
Nordlingen: É uma cidade do sul da Alemanha, que foi construída no interior de
uma cratera, feita por um asteróide há 15 milhões de anos.