Fenômenos Astronômicos e Conceitos Básicos ... - Cruz Azul · Aristarco de Samos (310 a.C – 230 a.C): modelo heliocêntrico do mundo. Estudo das distâncias da Terra à Lua e

APRESENTAÇÃO DO PROFESSOR MINISTRANTE

Fenômenos Astronômicos e

Conceitos Básicos de AstronomiaProf. 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.

TEIA DO SABER 2005 Metodologia de Ensino de Disciplinas da Área de Ciências da Natureza, Matemática e suas Tecnologias do Ensino Médio: Física, Química e Biologia (Tuma inicial)

2

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.

http://www.geocities.com/CapeCanaveral/1612/history.html


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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.

http://www2.uerj.br/~oba/cursos/astronomia/fundamentoshistastro2.htm


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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/solecl-

3d.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

1. linhas radiais e círculos concêntricos formam um sistema de coordenadas

equivalente ao sistema utilizado para definir posições sobre a superfície da Terra. As

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:


2

linhas

om números múltiplos de 5, entre 0 e 30, que correspondem aos

dias do

or localizado

em alg

o

Equador terrestre. Posicione-se olhando para um dos pólos (Norte ou Sul) e tome a carta

do hem

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 c

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 observad

um 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

isfério 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


3

pm), a carta deve ser “retrocedida” para a posição correspondente

(o céu

te apropriada para a sua latitude utilizando para isso

m software gratuíto (o quase) disponível na internet, no endereço:

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

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 Celes

u

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.

http://nio.astronomy.cz/om/

http://www.muranet.com.br/@stronomia/CartaCeleste1.htm


4

Carta Celeste para o Hemisfério NORTE


5

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.

Mercúrio Vênus Terra Marte Distância média ao Sol (milhões de km) 58 108 150 384

Raio (km) 2440 6052 6380 3397 Densidade (g/cm3) 5,42 5,25 5,5 3,9 Duração do dia (dias terrestres) 58,6 -243 1 1

Duração do ano (dias terrestres) 88 225 365,26 687

Temperatura (K) 90 – 700 400 – 740 140 – 300 Satélites não tem não tem Lua 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 infra-

vermelhos, 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.

Júpiter Saturno Urano Netuno Distância média ao Sol (milhões de km) 778 1430 2871 4500

Raio (km) 71500 60268 25560 24766 Densidade (g/cm3) 1,33 0,69 1,32 1,64 Duração do dia (dias terrestres) 0,41 0,45 -0,72 0,67

Duração do ano (anos terrestres) 11,9 29,5 84,0 164,8

Temperatura (K) Satélites 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

http://www.fourmilab.ch/cgi-bin/uncgi/Solar


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Solar? visite a página http://astro.if.ufrgs.br/ssolar.htm (em português) ou

http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/planetfact.html 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.

http://astro.if.ufrgs.br/ssolar.htm

http://nssdc.gsfc.nasa.gov/planetary/planetfact.html

http://ssd.jpl.nasa.gov/sat_props.html


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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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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


26

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,


27

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


28

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


29

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.


30

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.


31

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.


32

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.


33

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


34

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


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).


36

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)


37

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:


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;


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.


40

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


41

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


42

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


43

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/a-

evolucao-estelar.htm

http://arturmarques.com/Apaa/htm/documents/etc/evolucao-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.

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Fenômenos Astronômicos e Conceitos Básicos ... - Cruz Azul · Aristarco de Samos (310 a.C – 230 a.C): modelo heliocêntrico do mundo. Estudo das distâncias da Terra à Lua e