Sistema astronômico de magnitudes - Parte 2

Como vimos na postagem anterior, a divisão de magnitude utilizada até a segunda metade do século 19 havia sido criada por Hiparco há mais de 2 mil anos e fora desenvolvida a partir de observações feitas através da vista desarmada. Vimos também que o olho humano responde de forma não linear aos impulsos luminosos. Para a criação de uma escala científica de magnitudes seria necessário criar um modelo muito mais complexo e que levasse em conta essa característica de não linearidade do aparelho ótico humano.

Em 1850, dois cientistas alemães, Gustav Theodor Fechner e Erns Heinrich Weber, que estudavam a resposta sensorial humana a estímulos externos, constataram que a resposta visual do aparelho ótico de fato não era linear e sim proporcional ao logaritmo da potência luminosa. Essa descoberta ficou conhecida como Princípio de Fechner-Weber e seria a base teórica da nova escala.

Seis anos mais tarde, ancorado no trabalho de Fechner-Weber, o astrônomo inglês Norman Pogson criou um modelo matemático muito preciso para medições de brilhos estelares. De forma engenhosa, Pogson preservou completamente o sistema qualitativo de Hiparco, usado até então, e aplicou a ele seu novo modelo matemático, quantitativo e mensurável. Para ajudar em seu trabalho, Pogson fez uso de um fotômetro, que ainda era uma novidade naquela época, e comparou o brilho de estrelas de 1ª magnitude com estrelas de 6ª magnitude. Após diversas medições Pogson confirmou as observações de Herschel, onde a diferença de brilho entre a 1ª e 6ª magnitudes (cinco magnitudes) era de 100 vezes.

Pogson definiu então sua escala de magnitudes onde uma diferença de 5 pontos corresponderia a uma variação de 100 vezes na intensidade do brilho de um objeto. A escala de Pogson tinha também o mérito de ser logarítmica, validando a base teórica de Fechner-Weber(vide ilustração acima).

Uma vez criada a escala de magnitudes os astrônomos passaram a medir o brilho de diversas estrelas e algumas delas foram usadas como referências de brilho. Dessa forma, a estrela Vega, na constelação de Lira, passou a representar o valor zero na escala. Como a escala era inversa, estrelas e objetos mais brilhantes que Vega teriam números negativos e estrelas mais fracas teriam magnitudes maiores. Pela escala de Pogson, Sirius, a estrela mais brilhante do céu tem magnitude -1.4. Vênus, durante sua fase de maior brilho, -5, enquanto a magnitude da Lua cheia é de -13. O Sol tem magnitude de -27 e o limite da visão humana é de 6.0.

Magnitude Objetos mais populares
-27 - Sol
-13 - Brilho da Lua Cheia

-5 - Vênus em seu momento mais brilhante

-3 - Marte e Júpiter - ambos em máximo bilho

-2.5 - Brilho médio da ISS - Estação Espacial Internacional

-1.45 - Estrela Sirius, a mais brilhante do céu

-1.3 - Planeta Mercúrio

-0.25 - Saturno

0.0 - Estrela Vega, Alpha da constelação de Lira

1.0 -Antares, na constelação do Escorpião

1.3 - Acrux- estrela de maior brilho do Cruzeiro do Sul

1.6 - Estrela Mimosa do Cruzeiro do Sul

1.74 - Eta Carina, na constelação de Carina

5.6 - Planeta Urano em seu brilho máximo

6.0 - Limite da visão humana sem instrumentos

7.6 - Netuno durante maior brilho

9.0 - Limite alcançado com binóculos de 50 mm

13.2 - Capacidade dos telescópios de 6 polegadas

13.6 - Planeta Plutão

28 - Limite dos maiores telescópios terrestres

30 - Capacidade do telescópio Hubble

A não ser para fazer comparações a grosso modo, atualmente magnitude é medida através de fotômetros ultra sensíveis, que permitem estimar brilhos com precisão de várias casas decimais.
Na práticaComo na escala de Pogson uma diferença de 5 magnitudes é igual a 100 vezes, 1 magnitude é igual a 2.512 vezes. Assim, 2.512 x 2.512 x 2.512 x 2.512 x 2.512 x = 100.
Desta forma podemos estimar facilmente as diferenças entre magnitudes. Por exemplo: quantas vezes a estrela Epsilon, a Intrometida da constelação do Cruzeiro do Sul, é mais brilhante que o planeta Urano?

Epsilon: Magnitude de 3.6Urano: Magnitude de 5.6Diferença de 2 magnitudes = 2.512 x 2.512 = 6.3 vezes mais brilhante.

Outro exemplo: Qual a diferença entre a estrela Vega e o planeta Vênus:
Vega: Magnitude zeroVênus: Magnitude de -5 Diferença de 5 magnitudes = 2.512 x 2.512 x 2.512 x 2.512 x 2.512 = 100 (Vênus é 100x mais brilhante).

Sistema astronômico de magnitudes – Parte 1

Para medir o brilho aparente dos planetas, estrelas e outros corpos celestes, os astrônomos usam um sistema chamado de magnitude visual. Nesta escala, quanto maior o brilho do objeto, menor a sua magnitude.
Não é difícil perceber que quando olhamos o céu estrelado, cada pontinho parece brilhar de forma diferente, com intensidades diferentes. Algumas estrelas têm brilho muito intenso enquanto outras são tão pálidas que mal conseguimos ver.
Os antigos observadores da Grécia antiga também perceberam essa diferença e foi nessa época que o sistema de magnitudes começou a se originar. Em 129 a.C., Hiparco, um dos mais respeitados astrônomos de sua época, finalizou seu catálogo de estrelas, com nada menos que 850 delas devidamente descritas e classificadas levando em conta seu brilho. Nem é preciso dizer a importância que o catálogo de Hiparco teve. Seu trabalho é considerado a primeira tentativa de catalogar estrelas de acordo com seu aparente brilho.
Para fazer seu catálogo, Hiparco utilizou somente a vista desarmada, já que o primeiro instrumento só iria aparecer mais de 1500 anos depois. Com grande acuidade visual, o grego agrupou as 850 estrelas do catálogo em seis divisões diferentes, que chamou de grandezas.
O sistema de Hiparco classificava as 20 estrelas mais brilhantes do céu como sendo de 1ª Grandeza. Essas estrelas seriam as primeiras a surgir depois do pôr-do-Sol. O segundo grupo era formado por estrelas de 2ª Grandeza, um pouco menos brilhantes que as do primeiro grupo. Na seqüência vinha o grupo das estrelas de 3ª Grandeza, mais fracas ainda que o grupo anterior e assim sucessivamente até chegar àquelas extremamente débeis, no limite da visão humana, as de 6ª Grandeza.
Hoje em dia não se utiliza mais a expressão grandeza, que foi substituída por magnitude. Na época de Hiparco, provavelmente o brilho das estrelas estaria associado ao seu tamanho, ou seja, quanto maior o brilho, maior o tamanho da estrela. Hoje em dia sabemos que isso não é verdade.
Trezentos anos se passaram até o ano de 140 da era moderna, quando outro grego, chamado Cláudio Ptolomeu, lançou sua principal obra, o Almagesto. Nesta obra Ptolomeu compilou todo o conhecimento astronômico que o Homem tinha até então, e de quebra ampliou para 1022 o número de estrelas já contabilizado por Hiparco. Em seu catálogo ampliado, Ptolomeu utilizou o mesmo sistema de magnitudes.
O Almagesto teve tanta importância que durante mais de 1400 anos foi a principal referência para o estudo da astronomia, o que ajudou a difundir ainda mais o uso do sistema de magnitudes idealizado por Hiparco. O Almagesto só perdeu sua importância depois que Kepler forneceu as bases consolidaram por definitivo a teoria heliocêntrica formulada por Copérnico.

Começando a complicar

Por volta de 1610 o físico italiano Galileu Galilei apontou pela primeira vez uma luneta para o céu, e logo percebeu a necessidade de expandir o sistema de magnitudes, já que milhares de estrelas antes invisíveis, passaram a ser observadas. Galileu sugeriu que as novas estrelas, visíveis através de instrumentos, fossem classificadas como de 7ª magnitude.
Duzentos anos mais tarde, o músico e astrônomo alemão Frederick William Herschel realizou uma série de estudos onde comparava o brilho das estrelas e publicou suas observações em diversos catálogos. Como resultado, Herschel fez uma importante descoberta ao constatar que uma estrela de 1ª magnitude possuía um brilho aproximadamente 100 vezes maior que uma estrela de 6ª magnitude.
Conforme os telescópios iam se aprimorando, mais e mais estrelas, antes invisíveis, começaram a despontar à frente dos olhos dos astrônomos, fazendo com que mais classes de estrelas fossem adicionadas ao sistema de magnitudes. Por ser a escala imprecisa e subjetiva, conclui-se, no início do século 19, que era urgente definir de uma vez por todas uma nova maneira de medir as magnitudes, de maneira não subjetiva e com grande precisão.
Na metade do século 19, diversas experiências estavam sendo feitas para entender melhor como o olho humano percebia as diferentes variações de luminosidade. Uma dessas experiências colocava duas lâmpadas, uma com o dobro da potência da outra, a 100 metros de distância. Mesmo com o dobro da potência, a segunda lâmpada não parecia brilhar com o dobro da intensidade. Descobriu-se mais tarde que ssso se deve ao fato de que o olho humano não percebe as diferenças de brilho de maneira linear. Duas vezes mais intensidade não vai parecer duas vezes mais brilhante.

Continua...

Observe a Lua. Mas saiba o que está vendo!

Estamos tão acostumados com a presença da Lua no céu que às vezes nem a percebemos. Ela está ali, natural, como sempre esteve. Algumas vezes, no entanto, especialmente durante a fase cheia, sua beleza e brilho ímpares são difíceis de não serem notados.

O problema é que, mesmo estando sempre disponível, poucas pessoas são capazes de reconhecer as crateras e os mares que formam a paisagem lunar. Os locais de pouso das missões Apollo são ainda mais desconhecidos pela maioria da população.Para dar uma mãozinha a quem tem interesse na observação do nosso satélite, seja à vista desarmada ou através de algum instrumento, essa pequena carta lunar poderá ajudar a dar os primeiros passos na exploração da Lua, mesmo bem longe dela.As legendas mostram os acidentes geográficos vistos com mais facilidade enquanto os círculos numerados indicam os locais em que as missões Apollo fizeram as explorações humanas entre 1969 e 1975.

 Copérnicus - Uma cratera muito fácil de observar. Tem 92 km de diâmetro e foi formada a cerca de 800 milhões de anos devido a um choque com algum meteoro. Uma observação mais apurada mostrará picos centrais e paredes laterais, criadas no momento do impacto.

 Aristarchus - Uma cratera muito recente. É tão brilhante que William Herschel, astrônomo que descobriu Urano em 1781, acreditava que fosse um vulcão ativo.

 Kepler - Uma pequena cratera. Versão miniatura da Copérnicus.

 Grimaldi - Cratera preenchida com Lava é um dos pontos mais escuros que pode ser visto na Lua. Mede aproximadamente 225 km de diâmetro.

 Mare Humorum ou Mar de Umidade - Tem um diâmetro de 350 km. Com um pequeno telescópio ou binóculo é possível ver duas crateras ao longo das bordas.

 Tycho - Cratera jovem, melhor observada durante a lua cheia. As raias brilhantes ao seu redor são formadas por material ejetado após a colisão com um grande asteróide, ocorrida a 109 milhões de anos.

 Mar da Tranqüilidade - Região plana e com poucos acidentes, formada por lava derretida. Esta foi a região do pouso da Apollo 11 em 20 de julho de 1969, quando os primeiros Homens ali estiveram.

 Mar das Crises - Planície de 550 km de comprimento facilmente identificada à vista desarmada.

 Mar da Serenidade - Planície de lava sólida com 620 km de comprimento.

A Lua está repleta de crateras e pequenos mares, mas os apresentados são os mais fáceis de serem identificados e com um pequeno binóculo diversos acidentes interessantes podem ser vistos e pesquisados.

Apesar de algumas regiões serem chamadas de "Mar", elas não possuem água e têm essa denominação porque os antigos astrônomos acreditavam que eram de fato grandes oceanos.

Como vimos, Observar a Lua é uma tarefa muito prazerosa e fica ainda mais interessante quando se sabe exatamente o que estamos vendo. Bons céus a todos!

Ômega do Centauro: uma jóia no céu do hemisfério sul

Quem observa o céu e já perdeu algumas horas contemplando o aglomerado globular Ômega do Centauro não tem dúvidas de que ele é uma das mais belas jóias encravadas no firmamento. Brilhando com 3.7 magnitudes e distante mais de 17 mil anos-luz, o aglomerado contém milhões de estrelas e seu tamanho angular é similar ao da Lua cheia.

Observado através de um telescópio, mesmo dos mais modestos, o cluster se revela ainda mais incrível, aparentando uma esfera densamente povoada por incontáveis estrelas brilhantes. Ômega do Centauro é um show.

No entanto, para que os segredos desse aglomerado possam ser revelados em sua plenitude, não basta só contemplá-lo. É preciso ir mais a fundo e estudá-lo. Para isso os astrônomos usam a potência dos poderosos telescópios profissionais, capazes de desvendar ainda mais os mistérios que existem por trás de tanta beleza.

A composição acima é uma coleção de dados captados pelo Imageador de campo Largo (WFI) montado no interior do telescópio Max-Planck, de 2.2 metros de diâmetro. O instrumento opera no Observatório de La Silla, construído sobre as áridas montanhas do deserto de Atacama, no Chile. A cena mostra o aglomerado Ômega do Centauro, o mais massivo aglomerado da Via-Láctea, com 150 anos-luz de diâmetro e mais de 10 milhões de estrelas em seu interior.

História

Ômega do Centauro é observado há centenas de anos e tanto o antigo astrônomo grego Ptolomeu e mais tarde Johann Bayer catalogaram o aglomerado como uma estrela. Apenas no século 19 o astrônomo John Frederick William Herschel (filho do descobridor de Urano) percebeu que Ômega do Centauro era na verdade um aglomerado globular

Em tempo: Aglomerado globular, ou simplesmente aglomerado, é o nome que se dá a um tipo de aglomerado estelar cujo formato visual é esférico, com interior muito denso e rico em estrelas antigas, mantidas unidas pela força da gravidade. Normalmente se localizam longe do plano da galáxia e muitas vezes no distante espaço intergaláctico.

Os aglomerados globulares são alguns dos mais antigos agrupamentos estelares e podem ser encontrados nos halos que circundam algumas galáxias, entre elas a própria Via Láctea. A idade aproximada de Ômega do Centauro gira em torno de 12 bilhões de anos.

Um impostor?

Pesquisas recentes de Ômega do Centauro sugerem a existência de um buraco negro de tamanho médio em seu centro. Observações feitas pelo telescópio Hubble e pelo Observatório Gemmini mostraram que as estrelas mais próximas ao centro do aglomerado se movem de maneira diferente da usual, o que segundo os astrônomos é causado pelo efeito gravitacional produzido por um massivo buraco negro 40 mil vezes maior que nosso Sol.

A presença desse buraco negro é uma das razões que fazem os cientistas suspeitarem de que Ômega do Centauro seja na verdade um impostor. Alguns pesquisadores acreditam que o aglomerado seja de fato o coração de uma galáxia anã, destruída após se chocar com a Via-Láctea. Outra evidência aponta para a existência de diversas gerações de estrelas presentes no aglomerado - o que contraria a regra de que um típico aglomerado seja composto somente de estrelas formadas ao mesmo tempo.

A verdade sobre o Ômega do Centauro está para ser revelada. Seja qual for, o aglomerado continuará sendo, por muitos e muitos anos, uma das mais belas jóias existentes no céu do hemisfério sul. Se ainda não viu, não sabe o que está perdendo!

Foto: Aglomerado Globular Ômega do Centauro, com mais de 10 milhões de estrelas é o mais massivo aglomerado da Via-Láctea. Imagem captada com a câmera WFI, pertencente ao ESO - European Organisation for Astronomical Research in the Southern Hemisphere. Crédito ESO/EIS.

O que é a Radioastronomia

Os objetos que os astrônomos estudam, como as estrelas e as galáxias, emitem vários tipos de onda. Desses sinais nossos olhos podem perceber uma mínima parte.
Além da luz visível, existem ondas muito pequenas e energéticas, como os raios X e Gama. No outro extremo, estão as ondas mais amplas e com menos energia, como as que emite um microondas ou um aparelho de rádio.Os lugares mais “frios” do universo, como as nuvens de gás e poeira onde se formam as estrelas, emitem um tipo de ondas chamadas milimétricas, que tem a largura de um cabelo e somente se podem captar graças a radioastronomia. As antenas de ALMA permitirão obter imagens do universo na classe das ondas milimétricas, com uma resolução nunca antes alcançada

NÍTIDAS VISTAS DE BETELGEUSE REVELAN CÓMO PIERDEN MASA LAS ESTRELLAS SÚPER GIGANTES

Develando la verdadera cara de un gigante. Empleando diferentes técnicas de vanguardia en el Very Large Telescope de ESO, dos equipos independientes de astrónomos obtuvieron las vistas más nítidas jamás logradas de la estrella súper gigante Betelgeuse. Éstas muestran que la estrella tiene un amplio penacho de gas casi tan grande como nuestro Sistema Solar y una gigantesca burbuja hirviendo en su superficie. Estos descubrimientos entregan importantes pistas que ayudan a explicar cómo estos titanes se despojan de material a una tremenda velocidad.

Betelgeuse, la segunda estrella más brillante en la constelación de Orión (el Cazador), es un súper gigante rojo, una de las estrellas más grandes que se conocen, y casi mil veces más grande que nuestro Sol [1]. Es también una de las estrellas más luminosas conocida, emitiendo más luz que 100.000 Soles. Tan extremas propiedades predicen el deceso de un monarca estelar de corta vida. Con una edad de sólo unos pocos millones de años, Betelgeuse ya se acerca al fin de su vida y está condenada a explotar pronto como una supernova. Cuando lo haga, la supernova debiera verse fácilmente desde la Tierra, incluso en pleno día.Los súper gigantes rojos aún presentan varios misterios no resueltos. Uno de éstos es cómo estos gigantes se desprenden de cantidades tan enormes de material –alrededor de la masa del Sol– en sólo 10.000 años. Dos equipos de astrónomos emplearon el Very Large Telescope (VLT) de ESO y las tecnologías más avanzadas para mirar más de cerca a esta estrella gigantesca. Su trabajo combinado sugiere que pudiera estar a la mano una respuesta a la pregunta largamente pendiente respecto de la pérdida de masa.El primer equipo usó el instrumento de óptica adaptativa, NACO, combinado con la técnica llamada de “lucky imaging” o “fotografía afortunada”, para obtener la imagen más nítida jamás lograda de Betelgeuse, incluso con una atmósfera de la Tierra turbulenta y distorsionadora de imágenes en su contra. Con esta técnica sólo se escogen las exposiciones más nítidas y luego se combinan para formar una fotografía mucho más nítida que lo que se lograría con una única y más extensa exposición. Las fotografías obtenidas con NACO llegan casi al límite teórico de nitidez alcanzable para un telescopio de 8 metros. La resolución es tan fina como 37 milésimas de arcosegundo, lo que es aproximadamente el tamaño de una pelota de tenis en la Estación Espacial Internacional (ISS, en su sigla en inglés), vista desde la Tierra.“Gracias a estas extraordinarias fotografías, hemos detectado un gran penacho de gas que se extiende por el espacio desde la superficie de Betelgeuse,” dice Pierre Kervella del Observatorio de Paris, quien dirigió el equipo. El penacho se extiende hasta al menos seis veces el diámetro de la estrella, correspondiente a la distancia entre el Sol y Neptuno.“Esto es una indicación clara de que toda la capa externa de la estrella no se está despojando uniformemente de materia en todas las direcciones”, añade Kervella. Dos mecanismos podrían explicar esta asimetría. Uno asume que la pérdida de masa ocurre sobre las capas polares de la estrella gigante, posiblemente debido a su rotación. La otra posibilidad es que tal penacho se genere sobre movimientos de gas a gran escala dentro de la estrella, conocidos como convección, similar a la circulación del agua calentada en una olla.Para llegar a una solución, los astrónomos necesitaban investigar al gigante con mayor detalle. Para este efecto, Keiichi Ohnaka del Instituto Max Planck para Radio Astronomía en Bonn, Alemania, y sus colegas usaron interferometría. Con el instrumento AMBER en el Interferómetro del Very Large Telescope de ESO, que combina la luz de tres de los Telescopios Auxiliares del VLT de 1,8 metros, los astrónomos lograron observaciones tan nítidas como las de un telescopio virtual gigante de 48 metros. Con tan soberbia resolución los astrónomos fueron capaces de detectar indirectamente detalles cuatro veces aún más precisos que las ya asombrosas fotografías obtenidas con NACO (en otras palabras, el tamaño de una bolita en el ISS, vistas desde la Tierra).“Nuestras observaciones con AMBER son las más nítidas de Betelgeuse, obtenidas de cualquier forma. Más aún, detectamos cómo se mueve el gas en diferentes áreas de la superficie de Betelgeus, la primera vez que se ha hecho algo así en una estrella distinta al Sol”, dice Ohnaka.Las observaciones con AMBER revelaron que el gas en la atmósfera de Betelgeuse se mueve vigorosamente hacia arriba y abajo, y que estas burbujas son tan grandes como la misma estrella súper gigante. Sus inigualables observaciones han llevado a los astrónomos a pensar que estos movimientos a gran escala del gas agitándose bajo la roja superficie de Betelgeuse son los causantes de la expulsión del masivo penacho hacia el espacio.

Nota[1] Si Betelgeuse estuviera en el centro de nuestro Sistema Solar se extendería casi hasta la órbita de Júpiter, envolviendo a Mercurio, Venus, la Tierra, Marte y el principal cinturón de asteroides.

Información Adicional:

Esta investigación fue presentada en dos artículos que serán publicados en Astronomy and Astrophysics: El cerrado entorno circunestelar de Betelgeuse: Espectro-fotografía de óptica adaptativa en infrarrojo cercano (Adaptive optics spectro-imaging in the near-IR) con VLT / NACO, por Pierre Kervella y otros, y Resolviendo espacialmente la estructura no homogénea de la atmósfera dinámica de Betelgeuse con VLTI / AMBER, por Keiichi Ohnaka y otros.

O maior de todos

O Telescópio Europeu Extremamente Grande (E-EL, da sigla European Extremely Large Telescope), de 42 metros, poderá ser 100 vezes mais potente que os similares. Ele vai permitir o estudo da origem das primeiras estrelas e galáxias e a busca de planetas extrassolares, assim como a investigação da matéria e da energia escuras que predominam no universo.