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.

História dos telescópios

A linha do tempo de 400 anos destaca alguns dos avanços tecnológicos e descobertas astronômicas mais importantes na história dos telescópios.

1609

Há 400 anos, Galileu deu início à astronomia moderna com um instrumento dos mais humildes, hoje preservado em um museu da história da ciência em Florença, na Itália. Uma lente de 3,8 cm se quebrou em 1609. Outras se seguiram. Encaixadas em tubos de madeira simples, não muito compridos, as lentes de Galileu ampliavam os céus, mostrando com nitidez a lua da Terra, as manchas solares e os planetas próximos.

1670

Em Danzig, Johannes Hevelius desenvolveu um telescópio de refração de 46 metros de comprimento. Pendurado em um mastro com cordas, balançava com a menor das brisas.

1789

Sir William Herschel descobriu o planeta Urano em 1781 com um telescópio de reflexão feito à mão.Oito anos depois com apoio financeiro do rei George III , Herschel terminou a construção de seu telescópio de 12 metros em Slough, na Inglaterra. Devido ao tamanhão e peso, o telescópio se mostrou menos eficiente do que o esperado, e a última observação feita com ele foi em 1814.

1840

John William Draper produziu a primeira fotografia da lua em 1840, usando o processo daguerreótipo, criado por Louis-Jacques-Mandé Daguerre.

1845

Lorde Rosse concluiu a construção de seu telescópio de reflexão popularmente conhecido como o “Leviatã de Parsonstown” em 1845, na Irlanda. Com seu espelho primário de 1,8 metro de diâmetro, o telescópio permitiu a Rosse que descobrisse a primeira nebulosa em espiral.

1897

O telescópio de um metro no observatório de Yerkes foi concluído em 1897 e continua sendo o maior telescópio derefração já construído. O telescópio de reflexão, inventado por Isaac Newton no século 17, depois se tornou o instrumento preferencial devido ao uso que faz de espelhos, assim permitindo a construção em tamanhos muito maiores do que o permitido pelas lentes de vidro usadas nos telescópios de refração.

1917

O telescópio Hooker 100, de 2,5 metros, começou a funcionar em 1917, no observatório do monte Wilson, em Pasadena , na Califórnia. Uma das descobertas mais importantes feita com o telescópio foi autoria de Edwin Hubble: ele determinou a distância até a nebulosa de Andrômeda , em 1924, e tirou a conclusão subseqüente de que a nebulosa estava além dos limites da nossa Galáxia.

1930

Clyde Tombaugh descobriu o Plutão, o menor e mais distante planeta do sistema solar, que recentemente foi reclassificado como planeta-anão. Estas chapas fotográficas foram tiradas com intervalo de seis dias com o telescópio de 33 cm no observatório Lowell.

1948

O telescópio Hale de cinco metros, na montanha Palomar, na Califórnia, realiza pesquisas científicas de ponta há 60 anos, com descobertas fundamentais sobre galáxias e quasares.

1990

O telescópio espacial Hubble foi colocado em órbita pelo ônibus espacial Discovery em abril de 1990 e, de lá para cá, vem realizando registros do universo com detalhes sem igual. Quase duas décadas depois do lançamento, manda para casa novas revelações sobre a vida e a morte de estrelas e sobre a natureza do nosso universo em expansão. O telescópio já passou por diversos reparos e melhorias, sendo que a mais recente foi em maio de 2009, para estender sua vida útil e aumentar sua resolução.

2005

O Grande Telescópio Binocular, com dois espelhos, começou a operar no Arizona em 2005 e captou as primeiras imagens binoculares em 2008. O equipamento vai apresentar imagens dez vezes mais nítidas do que as do telescópio espacial Hubble. O GTB pertence a uma nova geração de telescópios gigantes que irão carregar os nossos olhos até os limites do universo e tentarão lançar luz sobre os mistérios da astronomia que ainda imperam.

Tudo pronto para a inauguração do maior telescópio do mundo

Quando Galileu apontou pela primeira vez sua luneta para o céu e viu que Júpiter também tinha luas e que Saturno era um mundo bem diferente, nem podia imaginar o tamanho a porta que acabava de abrir. Com sua pequena luneta vislumbrou outros mundos e disparou uma série de descobertas que parece não ter fim.

Se com uma luneta de poucos milímetros Galileu conseguiu revolucionar toda a astronômica ainda no Século 17, o que o sábio italiano não faria se tivesse acesso a um instrumento mais potente, capaz não só de ver os planetas e estrelas, mas também conhecer com precisão a sua composição?

É com esse objetivo que no próximo dia 24 de julho entrará em funcionamento o Gran Telescópio Canarias. Com um espelho de 10.4 metros de diâmetro o instrumento será o maior coletor de luz em todo o mundo, capaz de revelar detalhes do Universo que Galileu nem sonhava existir.

O telescópio está instalado no topo de uma montanha de 2400 metros de altitude situada na Ilha de La Palma, no arquipélago das Canárias, no noroeste da África. Seu espelho primário é formado por um conjunto de 36 espelhos hexagonais menores alinhados através de computadores que compensam as micro deformações exercidas pela força da gravidade. O resultado é uma superfície única, extremamente polida e mantida alinhada mesmo com o movimento do telescópio.

Cooperação Internacional

O projeto do Gran Telescópio Canárias é ambicioso e já consumiu o equivalente a 140 milhões de dólares e movimentou mais de 1000 pessoas, entre técnicos e cientistas. A maior parte do gasto está sendo custeado pelo governo espanhol, mas o experimento também recebe colaborações do Instituto de Astronomia da Universidade do México e também da Universidade da Flórida. Juntos, desembolsaram a quantia de 20 milhões de dólares.

A inauguração do telescópio será um evento internacional, que contará com a presença de diversas autoridades mundiais, incluindo a visita do próprio rei da Espanha Juan Carlos e da rainha Sofia.

O maior do Mundo

Não é à toa que o telescópio Canárias é o maior de todos. O diâmetro de seu espelho principal deixa para trás os maiores telescópios em funcionamento, entre eles os gêmeos Keck, de 10 metros de diâmetro, em operação na ilha de Mauna Kea, no Havaí, o instrumento SALT, na África do Sul e o norte-americano Hobby Eberly. Esses últimos, apesar de terem espelhos maiores, só permitem que 9.2 metros de diâmetro sejam usados.

De acordo com astrônomos do Instituto de Astrofísica das Canárias, IAC, o novo instrumento permitirá capturar até mesmo a luz inicial do nascimento de novas estrelas, além de permitir o estudo profundo das características dos buracos negros e decodificar os componentes químicos gerados desde a época do Big Bang, a teoria que afirma que o Universo foi criado há 13 bilhões de anos a partir de uma grande explosão cósmica.

Outro objetivo do Gran Telescópio Canárias é o de buscar por novos planetas similares à Terra em galáxias distantes e para "afinar" mais os resultados das observações os cientistas do IAC levaram ainda oito meses para aferir os instrumentos.

Saiba onde está o Sistema Solar da Galáxia

Todos sabem que a cada 28 dias aproximadamente, a Lua completa uma volta ao redor da Terra. Também é de conhecimento básico que a Terra, junto com a Lua, executa o movimento de translação ao redor do Sol, que leva 365.25 dias para ser completado. Aliás, não é só a Terra que circunda o Sol, mas todos os planetas, Luas, asteróides e satélites executam esse movimento de translação.

O que poucos sabem, no entanto, é que nosso Sol, com tudo que gira ao seu redor, também circunda alguma coisa, mas essa "coisa" está tão longe que nós nem percebemos o movimento. Estamos falando do centro a Via Láctea, ao redor do qual o Sol e mais de 200 bilhões de estrelas giram.Toda a Via Láctea descreve um movimento de rotação ao redor de um ponto central, mas seus componentes não se deslocam à mesma velocidade. As estrelas que estão mais distantes do centro movem-se a velocidades mais baixas do que aquelas que estão mais próximas.Nosso Sol descreve uma órbita praticamente circular em torno da Via Láctea e sua velocidade de translação é de 225 km por segundo. Para dar uma volta completa ao redor do centro da Galáxia o Sol leva aproximadamente duzentos milhões de anos. Como a idade da nossa estrela é de 4.5 bilhões de anos, podemos afirmar que desde que existe, o Sol já deu 22 voltas ao redor da Galáxia.

Braços

A Via Láctea é uma galáxia espiral formada por 4 braços maiores - Perseu, Norma, Crux-Scutum e Carina-Sagitário - e os braços menores de Órion e Cignus.

Atualmente, o Sol ocupa uma posição na periferia da Via Láctea, conhecida como Braço de Orion, distante cerca de 27 mil anos-luz do centro galáctico.Até 1953 os astrônomos não tinham conhecimento da existência dos braços da Via Láctea. A observação da estrutura espiralada era obstruída pela poeira estelar, além de ser dificultada por ser feita de dentro da própria Galáxia. Até este ano (2008) os cientistas acreditavam que a Via Láctea possuía os 4 braços mencionados, mas dados fornecidos pelo telescópio Spitzer estão mudando essa concepção.

Segundo o modelo proposto pelo astrofísico Robert Benjamin, da Universidade de Wisconsin, a via Láctea possui apenas dois braços principais: Perseus e Scutum-Centaurus, sendo os demais braços reclassificados como braços menores ou ramificações. Centaurus e Perseus contêm uma enorme concentração de estrelas jovens e brilhantes.Como vimos, a Via Láctea é classificada como sendo uma galáxia espiral e seus braços giram em torno do núcleo à semelhança de um grande cata-vento. Em seu interior, nosso Sol não passa de um minúsculo grão de areia a vagar pelo Universo.

No topo, concepção artística mostra a Via Láctea e seus braços, com destaque para o Sistema Solar, no Braço de Órion e um mosaico de 360 graus mostra a Via Láctea vista da Terra. Repare a linha de poeira estelar, que impede a observação de alguns pontos.

Aprenda a estimar as distâncias no céu!

Neste final de semana o planeta X e o planeta Y estarão separados por apenas 1 grau. A distância entre os objetos é de apenas 60 minutos de arco. Acreditamos que você já deve ter perdido a conta de quantas vezes já leu ou ouviu expressões parecidas com estas, mas na realidade não entendeu ao certo o que significam. Se este é seu caso, este pequeno tutorial foi feito pra você.
Graus, minutos e segundos de arco são medidas angulares que permitem estimar o tamanho aparente e as distâncias entre os astros e estrelas fixados na abóbada celeste. É um método simples e para usá-lo são necessários apenas os dedos das mãos. Antes de conhecer o sistema, porém, façamos a seguinte experiência.

Em uma roda de amigos, peça que os participantes digam como cada um imagina as dimensões do disco lunar. As respostas serão as mais variadas e até engraçadas. Alguns dirão que a Lua tem as dimensões de uma pequena moeda, outros afirmarão que têm o tamanho de um prato ou uma bola de futebol e alguns jurarão, de pés juntos, que o tamanho da Lua se compara ao de um grande balão.

Na realidade, todas essas comparações não têm qualquer sentido e só seriam válidas se definíssemos qual distância separa o observador do objeto comparado, seja ele qual for. Por mais incrível que pareça, para que uma bola de futebol aparente o mesmo tamanho da Lua é necessário que ela esteja a 25 metros do observador! Uma moeda de 10 centavos, colocada na ponta dos dedos com o braço totalmente estendido ainda seria maior que nosso satélite.

Como vimos, medir o tamanho dos objetos através de comparações levaria fatalmente a erros de interpretação, já que é um método subjetivo e cada observador tem parâmetros diferentes para estimá-los.

Então, como definir o tamanho aparente dos objetos de modo que todos os observadores tenham a mesma noção do tamanho? É nesse ponto que o sistema de graus, minutos e segundos entra em ação, permitindo que os diversos observadores possam aferir tamanhos e distâncias de forma muito parecida.

Estimando distâncias e tamanhos
Para utilizar o sistema é necessário compreender que da mesma forma que a Terra, a abóbada celeste também é dividida em 360 partes ou graus. Assim, a cada 1 hora o Sol parece percorrer 15 graus nessa abóbada (Na realidade é a Terra que se move, não se esqueça!).

Como dissemos, podemos facilmente estimar as distâncias e tamanhos dos objetos celestes usando apenas a mão. Para isso oriente-se pela figuras acima e com os braços estendidos utilize os diagramas mostrados abaixo. Pelas figuras podemos ver que a área coberta pelo dedo mínimo (ou mindinho) representa uma distância ou tamanho aparente de 1 grau na abóbada celeste, enquanto os três dedos centrais cobrem aproximadamente 5 graus.

Por esse sistema vemos que a Lua mede algo próximo à metade de um grau, ou 30 minutos, muito parecido com o tamanho do Sol. Por esse motivo temos os eclipses totais, quando o disco lunar cobre exatamente o disco estelar.

Comparando
A tabela abaixo mostra o tamanho aparente de alguns objetos lembrando que 1 grau contém 60 minutos (60') de arco e cada minuto contém 60 segundos (60"). Ou seja, na ponta do dedo mínimo cabem 3600 segundos de arco (3600") !
• Sol - 31.6' ~ 32.7'
• Lua - 29.3 ~ 34.1
• Vênus - 10" ~ 66"
• Jupiter - 30" ~ 49"
• Saturno - 15" ~ 20"
• Marte - 4" ~ 25"
• Mercúrio - 5" ~ 13"
• Urano - 3" ~ 4"
• Netuno - 2"
• Ceres - 0.8 "
• Plutão - 0.1"

Apesar de muito bom, nossos olhos também tem seu limite e distâncias angulares menores que 2' (2 minutos) não são percebidas. Isso faz com que diversas estrelas muito próximas entre si, chamadas "estrelas duplas", sejam vistas como um único ponto no céu.

O uso de binóculos e telescópios permite ampliar essa capacidade, aumentando o poder de separação. Como exemplo, uma pequena luneta de 60 milímetros de diâmetro permite "resolver" distâncias de até 3 segundos. Um aparelho com objetiva de 120 milímetros amplia essa capacidade para 1.5 segundo enquanto um telescópio de grande porte estende essa resolução para 0.5" (meio segundo).

Como você viu, estimar distâncias e tamanho com os dedos é algo bem simples e agora você já sabe como funciona .

PRIMERAS DOS ANTENAS DE ALMA CONECTADAS CON ÉXITO

Científicos e ingenieros que trabajan en el mayor proyecto astronómico del mundo, ALMA (Atacama Large Millimeter/Submillimeter Array), lograron un nuevo hito: la exitosa integración de dos antenas astronómicas, sincronizadas con una precisión de un millónesimo de millónesimo de segundo, para observar el planeta Marte. ALMA está en construcción por un consorcio internacional en el norte de Chile.


El 30 de abril, un equipo de científicos observó las primeras “franjas interferométricas” de una fuente astronómica, al conectar dos antenas de ALMA de 12 metros dediámetro con otros equipos vitales del sistema. Se escogió al planeta Marte como un candidato adecuado para las observaciones, las que demostraron la completa funcionalidad y conectividad del equipamiento técnico de ALMA. Este importante hito se alcanzó en el Centro de Operaciones de ALMA, en la Región de Antofagasta, a una altitud de 2.900 metros.

“Estamos muy orgullosos y entusiasmados de haber logrado esta observación crucial, pues demostró que los varios componentes del equipo trabajaron integradamente sin problemas. Esto nos acerca un paso más hacia la plena operación de ALMA como un observatorio astronómico”, señala Wolfgang Wild, Project Manager de Europa para ALMA.

Las dos antenas utilizadas en esta prueba serán parte del conjunto de 66 antenas de ALMA de 12 metros y 7 metros de diámetro que observarán al unísono como un único y gran telescopio gigante, y que ahora está en construcción en el Llano de Chajnantor, a 5.000 metros de altura.

ALMA operará como un interferómetro, capturando las señales provenientes del cielo en longitudes de onda milimétricas y submilimétricas, a través de múltiples antenas y combinándolas para crear imágenes de resolución extremadamente alta, similares a aquéllas que se podrían obtener con una sola antena gigante de un diámetro equivalente a la distancia entre las antenas utilizadas.

“Esto puede lograrse únicamente mediante la sincronización perfecta de las antenas y del equipamiento electrónico; una precisión de un millonésimo de millonésimo de segundo entre equipos situados a varios kilómetros de distancia unos de otros. Las condiciones extremas del lugar donde se sitúa el observatorio ALMA, con sus fuertes vientos, su gran altitud y su gran amplitud térmica, son factores que incrementan la complejidad del observatorio y del fascinante reto de ingeniería que enfrentamos", comenta Richard Murowinski, ingeniero de ALMA.

El objetivo astronómico en este hito científico era el planeta Marte. Los astrónomos midieron las distintivas “franjas” (un patrón regular y alternado de señales débiles y fuertes) detectadas por el interferómetro a medida que el planeta se movió a través del cielo.

El equipo utilizado en esta exitosa primera prueba incluyó dos antenas de ALMA de 12 metros de diámetro, así como de una compleja serie de componentes de procesamiento electrónicos necesarios para combinar las señales.

Estos pares de antenas son elementos fundamentales que permiten a los radio telescopios entregar imágenes que se aproximan o incluso superan la capacidad de resolución de los telescopios ópticos. Cada antena es combinada electrónicamente con otra para conformar un conjunto de pares de antenas. Cada par contribuye con información única que es usada para construir una imagen con gran detalle del objeto astronómico en observación. Cuando esté finalizado durante la próxima década, ALMA –con sus 66 antenas– permitirá configurar más de 1.000 de estos pares de antenas, con distancias entre las antenas hasta de 16 kilómetros. Esto permitirá a ALMA ver con una resolución superior a la de los telescopios espaciales, complementando interferómetros ópticos que operan en Tierra, como el VLT de ESO en Cerro Paranal.

“Esperamos a fin de este año realizar las primeras pruebas de interferometría en el sitio del proyecto, a 5.000 metros de altura, y a fines del 2011 planeamos tener al menos 16 antenas trabajando coordinadamente como un solo telescopio gigante”, dijo Thijs de Graauw, Director de ALMA.

Projeto ALMA

ALMA é um telescópio astronômico revolucionário, composto por um conjunto de 66 antenas gigantes de 12 metros e 7 metros de diâmetro que observam longitudes de onda milimétricas e submilimétricas.
ALMA, que começara suas observações científicas em 2011, é o telescópio mais poderoso para observar o Universo frio: o gás molecular e a poeira, assim como o remanescente da radiação do Big Bang. Estudará os componentes básicos das estrelas, os sistemas planetários, galáxias e quem sabe responder algumas interrogações de nossas origens cósmicas.

ALMA operara a longitudes de onda de 0,3 a 9,6 mm, o que requer uma localização alta e seca que permita ao telescópio ver através da atmosfera da Terra. É por isso que está sendo construído a impressionante altura de 5.000 metros no Llano de Chajnantor, na região de Antofagasta (Chile), o mais alto sítio de observação astronômica do mundo. Proporcionára uma resolução e sensibilidade sem precedentes, 10 vezes melhor que o Telescópio Espacial Hubble. As antenas de 12 metros de altura possuirão bases móveis que podem variar de 15 metros a 16 km.

O projeto ALMA é uma cooperação entre as comunidades científicas da Ásia, Europa e América do Norte com o Chile.

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2009_ANO INTERNACIONAL DA ASTRONOMIA