observações e instrumentos céu aparente, sistema solar e ... · 81 céu aparente, sistema solar...

Licenciatura em ciências · USP/ Univesp

Enos PicazzioElysandra Figueredo

Céu

apar

ente

, sis

tem

a so

lar e

exo

plan

etas

ObsErvaçõEs E InstrumEntOs5

5.1 Introdução5.2 a Luz e o Espectro eletromagnético5.3 a atmosfera terrestre: refração, Cintilação e Janelas 5.4 telescópios ópticos

5.4.1 Formação de imagens 5.4.2 telescópios refratores e refletores5.4.3 Difração, resolução e magnificação5.4.4 brilho aparente

5.5 Detectores da radiação5.6 Espectrômetros5.7 radiotelescópios 5.8 Coletores e Detectores em outras regiões espectrais

5.8.1 Contador Geiger-müller, contadores Proporcionais e detectores de cintilação5.8.2 telescópios para o ultravioleta.5.8.3 telescópios para o infravermelho

5.9 Outras formas de energiareferências bibliográficasanexo: Galileo Galilei

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Céu aparente, sistema solar e exoplanetas

Licenciatura em Ciências · USP/Univesp · Módulo 1

5.1 IntroduçãoA maior parte das informações sobre os astros é obtida através da análise da luz (aqui enten-

dida como radiação eletromagnética) emitida ou refletida por eles. A luz, por sua vez, percorre

300.000 km em um segundo. Assim, podemos definir como ano-luz a distância que a luz

percorre durante um ano (cerca de 10 trilhões de quilômetros).

A estrela mais próxima de nós, excluindo o Sol, conhecida como Próxima Centauri, está a

uma distância de 100 anos-luz de nós. Isso quer dizer que a luz que vemos dessa estrela hoje

deixou sua superfície há 100 anos, ou seja, o que estamos observando agora a respeito desse

objeto astronômico ocorreu 100 anos atrás.

Por um lado, essa propriedade da luz nos impede de saber o que está ocorrendo, exatamente

nesse momento, com todos os objetos que observamos no céu que nos envolve. Por outro lado,

essa mesma propriedade nos garante reconstruir a história do universo para tentar entender como

ele evoluiu até o presente momento, partindo de um universo inóspito até se tornar, após vários

bilhões de anos de sua formação, um universo compatível com a vida. No entanto, se queremos

ter informações sobre o passado do universo, temos de olhar para objetos cada vez mais distantes.

Se pensarmos novamente que a estrela Próxima Centauri está a uma distância de 43 tri-

lhões de quilômetros, é fácil entender que o maior desafio da astronomia ao estudar objetos

astronômicos é simplesmente superar a barreira da distância, tentando avançar até os limites do

universo. Nesta aula, vamos recapitular alguns conceitos sobre luz, veremos como a luz viaja

pelo universo e discutiremos algumas ferramentas que podemos utilizar para analisá-la.

5.2 A Luz e o Espectro eletromagnéticoNo final do século XVII, a chamada teoria ondulatória da luz foi formulada por distintos

cientistas europeus como Robert Hooke e Christiaan Huygens. Em contraponto existia

também a teoria corpuscular da luz. Isaac Newton apostava que a luz era composta de pequenas

partículas, que poderiam ser refratadas pela aceleração de um meio mais denso. Em sua experi-

ência, em 1665, Newton decompôs a luz branca em suas várias cores do espectro com a

82

5 Observações e Instrumentos


utilização de um prisma. O debate entre as duas hipóteses - teoria corpuscular ou ondulatória

da luz - perdurou até meados do século XX, quando Einstein argumentou que a luz exibe tanto

propriedades ondulatórias - como refração, difração e interferência - quanto corpusculares.

Dessa maneira, Einstein descreveu a dualidade onda-partícula da luz.

Reflexão e refração são propriedades que a luz apresenta enquanto raio luminoso. Ambas

representam mudanças de direção de um raio que se propaga em linha reta. A reflexão representa

o desvio de direção do raio luminoso quando este incide sobre uma superfície. A refração é o

desvio de direção do raio luminoso quando

ele passa por meios diferentes (Figura 5.1).

Difração é o desvio de direção que a luz

sofre ao passar por bordas, por exemplo, de

um orifício (Figura 5.2). Interferência é

um fenômeno de combinação construtiva

ou destrutiva de ondas (Figura 5.3). A luz

branca é a combinação resultante da inter-

ferência de luz de diferentes cores (compri-

mentos de onda). Figura 5.1: Reflexão e refração.

Figura 5.2: Difração da luz ao passar por um orifício. / Fonte: Adaptado de Robbins et al., 1995.

83



A comprovação prática dessa descoberta de Einstein, que lhe rendeu o Prêmio Nobel de

Física de 1921, é o efeito fotoelétrico: a incidência da luz sobre substâncias metálicas (césio,

selênio e outros) libera elétrons da superfície, que criam correntes elétricas. Elétrons só podem

ser “arrancados” dos núcleos quando recebem energia igual ou superior àquelas que os mantêm

presos aos núcleos. Portanto, somente fótons de energias específicas podem liberar elétrons. A

quantidade de elétrons liberados não depende da intensidade da luz incidente, mas da energia

associada: a luz ultravioleta é mais energética que a luz visível.

Onda é uma perturbação periódica que transporta energia, não matéria, entre dois pontos

de um meio material ou de um espaço vazio. Um exemplo são as ondas que se propagam sobre

as águas de um lago, transportando energia (por isso,elas oscilam) e não matéria (a água).

Maxwell unificou as leis que governam a eletricidade e o magnetismo, e descreveu o com-

portamento da radiação eletromagnética. Em sua teoria, a velocidade com que a onda eletro-

magnética se propaga no espaço era igual à velocidade da luz, concluindo que a luz é uma

forma de energia radiante, que se propaga através de ondas eletromagnéticas. Uma onda lumi-

nosa é então uma perturbação eletromagnética, que apresenta oscilações nos campos elétrico

e magnético (Figura 5.4a).

A luz, ao contrário da onda hidrodinâmica sobre a superfície da água, não necessita de

meio material para se propagar. Esta é uma propriedade fundamental, pois no Universo a

maior parte do espaço é vácuo1.No vácuo, a luz se propaga à velocidade

de 300.000 km/s. A distância entre dois pontos idênticos de uma

Figura 5.3: Interferência construtiva e destrutiva da luz.

1 Na realidade, o espaço não é totalmente desprovido de matéria, mas a densidade é muitíssimo baixa.

84



onda (as cristas, por exemplo) é denominada comprimento de onda, representado pela

letra grega λ (Figura 5.4b). A amplitude está relacionada com a intensidade, e λ com a cor.

O comprimento de onda e a frequência (γ) se relacionam com a velocidade da luz: λ × γ = c.

O conjunto formado pela radiação de todos os comprimentos de onda recebe o nome

de espectro eletromagnético. Geralmente, é muito pequeno, muitas vezes expresso em Å

(Ångström = 10-8 cm). Nosso olho, por exemplo, só responde à luz,cujo comprimento de

onda esteja entre 4.000 Å e 7.000 Å. Essa faixa do espectro eletromagnético é denominada

espectro visível, e os diferentes estão associados às diferentes cores. A Tabela 5.1 mostra a

divisão do espectro eletromagnético.

a

b

Figura 5.4: a. Ondas elétrica e magnética oscilam em planos ortogonais, perpendicularmente à direção de propagação; b. Uma onda é perfeitamente caracterizada pelo seu comprimento e pela amplitude. / Fonte: Adaptado de Robbins et al., 1995.

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Hertz demonstrou que as ondas eletromagnéticas se comportam exatamente como a luz

visível e exibem as mesmas propriedades de refração, difração, reflexão e interferência. A luz é

energia e pode ser descrita com o mesmo formalismo matemático, desde as altas energias como

os raios gama e os raios X até as faixas de baixa energia como as ondas de rádio, onde E = hv,

e onde E é a energia associada, h é uma constante (constante de Planck) e v é a frequência da

radiação eletromagnética.

Outra propriedade ondulatória da luz é a polarização. Ela dá conta da direção do plano de

oscilação do vetor elétrico (ou do magnético). Luz não polarizada é aquela em que o vetor elétrico

oscila em todas as direções. Ao interagir com a matéria, por exemplo, através de reflexão, a luz passa

a ter oscilações em direções privilegiadas, isto é, em algumas direções elas existem, em outras, não.

Nesse caso, diz-se que a luz é plano-polarizada (lembre-se do polarizador utilizado em câmeras

fotográficas). Este efeito revela características importantes da matéria que provoca polarização.

Tabela 5.1: O espectro eletromagnético e a transparência atmosférica. / Fonte: Adaptado de Robbins. et al, 1995.

86



5.3 A Atmosfera terrestre: refração, Cintilação e Janelas

Refração é o efeito da mudança na direção

de propagação de um feixe de luz quando

este atravessa meios com características dife-

rentes. Como na atmosfera terrestre a pressão

e a temperatura variam com a altura, um raio

de luz vindo do espaço sofre refração e chega

ao solo numa direção diferente da original

(Figura 5.5). Fica claro que a direção real da

fonte não é a observada. Quanto maior for

o trajeto percorrido pelo feixe de luz, maior

será o efeito de refração. O trajeto mais curto

percorrido pelo feixe de luz é na direção do

zênite, porque a camada atmosférica aí é menor. Já o trajeto mais longo é na direção paralela

ao horizonte. Portanto, as observações menos afetadas pela refração são aquelas feitas próximo

ao zênite do observador. A determinação da posição verdadeira de um astro exige correções

do efeito de refração.

O crepúsculo é o efeito de refração mais evidente: pouco antes do nascer e logo depois do pôr

do Sol, a luz é refratada e a atmosfera torna-se iluminada. Na Lua, por exemplo, esse efeito não existe

porque lá praticamente não há atmosfera. A passagem do dia para a noite é repentina. O tamanho

aparente da Lua no horizonte nada tem a ver com refração. Ele é ilusório. A comparação entre duas

fotos da Lua, uma no horizonte e outra no zênite, comprova essa ilusão.

Outra manifestação da refração é a cintilação atmosférica. Neste caso, o agente causador é a

variação rápida da refração provocada por movimentos convectivos e turbulentos da atmosfera.

O resultado é a mudança rápida do trajeto do raio luminoso enquanto este atravessa a atmosfera,

dando a impressão errônea de que a fonte luminosa cintila. Este efeito também é mínimo no

zênite e máximo no horizonte.

Você já reparou que os planetas parecem cintilar menos que as estrelas? Isso acontece porque o

tamanho aparente das estrelas é menor que o dos planetas, o que facilita a percepção da cintilação.

Figura 5.5: A refração da luz na atmosfera terrestre.

87



O efeito da agitação atmosférica sobre uma imagem é facilmente perceptível quando se olha

através de um telescópio: por melhor que seja o instrumento, a imagem nunca será totalmente

nítida. Tem-se a impressão de que a imagem não está no foco. A Figura 5.6 exemplifica esse efeito.

Como a luz interage com a matéria, alguns comprimentos de onda são absorvidos por moléculas

e átomos presentes na atmosfera terrestre. Isso significa que a atmosfera não tem transparência

única para a radiação vinda do espaço, mas tem “janelas” através das quais certos comprimentos

de onda passam e incidem na superfície. Portanto, janelas atmosféricas são regiões do espectro

eletromagnético para as quais a atmosfera terrestre é parcialmente transparente. A coluna da direita

da Tabela 5.1 mostra a transparência atmosférica do espectro eletromagnético.

No ramo das altas frequências ou altas energias, a astronomia só se desenvolveu em sua

plenitude após a descoberta de meios para enviar instrumentos astronômicos acima de nossa

atmosfera. A atmosfera da Terra é totalmente opaca à radiação de alta energia (ultravioleta, raios

X e raios Gama). A radiação ultravioleta é absorvida em grande parte pela camada de ozônio da

Terra; portanto, também é mais bem observada do espaço. A visão humana evoluiu de forma a

detectar as cores que o Sol produz de forma eficiente.Parte da radiação infravermelha é absor-

vida pelas moléculas de água e dióxido de carbono suspensas na atmosfera terrestre de forma

que essa radiação é mais bem observada de montanhas altas, aeronaves e satélites.

Alguns objetos astronômicos emitem preferencialmente radiação infravermelha; outros, luz

visível; enquanto outros ainda emitem mais radiação ultravioleta ou ondas de rádio. O que

define o tipo de radiação emitida por um dado objeto é a sua temperatura. Voltaremos a este

assunto mais adiante.

a b

Figura 5.6: A agitação atmosférica deteriora a nitidez de uma imagem. Aqui vemos a mesma região lunar próxima à cratera Alphonsus, observada (a) com o telescópio de 2,54 m do Monte Wilson (EUA), e (b) por uma sonda espacial, a 190 km da superfície lunar. / Fonte: Jastrow & thompson, 1974.

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5.4 Telescópios ópticos Para coletar água diretamente da chuva podemos utilizar um recipiente como, por exemplo,

uma bacia. Quanto maior for a área da bacia, tanto mais água coletaremos. O telescópio é um

instrumento óptico que coleta luz; quanto maior for a sua abertura (diâmetro), maior será a

energia coletada. A construção do instrumento “que permitia ver um homem a mais de uma

légua”, e que inspirou o telescópio, é atribuída ao óptico holandês Hans Lippershey em 1608.

Ao ouvir falar desse instrumento, Galileu Galilei percebeu que se tratava de um problema

de óptica (refração) e construiu um para si: foi a “luneta de Galileu” o primeiro telescópio2.

Posteriormente, construiu outros melhores e mais potentes. Observando

Júpiter, Galileu descobriu os quatro maiores satélites que, em sua homenagem, passaram a ser

conhecidos por satélites galileanos. A seguir, são discutidos os princípios ópticos básicos e os

tipos de telescópio utilizados em astronomia.

A refração e reflexão são as propriedades básicas que nos permitem estudar a luz proveniente

dos astros através de instrumentos ópticos. Esses instrumentos são, de maneira geral, um conjunto

de espelhos e lentes, que direcionam a luz de acordo com os princípios da refração e reflexão.

5.4.1 Formação de imagens

Consideremos o esquema da Figura 5.7.

O feixe de luz à esquerda da lente é o inci-

dente, e o feixe de luz à direita da lente é o

emergente. Um feixe de luz paralelo inci-

dente (proveniente de um objeto no infinito)

ao passar pela lente converge para o foco P,

a uma distância F do centro da lente. F é

denominado distância focal da lente, e o plano

perpendicular ao eixo óptico que passa por P

é chamado plano focal. Se, no entanto, a luz

vier de um ponto que não esteja no infinito

e, portanto, o feixe incidente não é paralelo, a

2 Veja o anexo, ao final desta aula.

Figura 5.7: Plano focal e distância focal de uma lente.

89



luz convergirá para um ponto que não coincide com P. Quanto mais próximo da lente estiver a fonte

de luz, mais distante estará o ponto de convergência. Se a fonte de luz estiver à distância f da lente,

o feixe de luz emergente será paralelo. Uma característica desse sistema óptico simples, composto

de uma única lente, é a inversão da imagem do objeto. A razão entre os tamanhos do objeto e da

imagem depende da distância focal da lente: quanto maior for a distância focal, maior será a imagem.

Se colocarmos uma segunda lente próximo ao plano focal da primeira lente, teremos cons-

truído uma luneta. A primeira lente, que tem distância focal F, é denominada objetiva, e a

segunda lente, com distância focal f, é denominada ocular (Figura 5.8).

Esses conceitos são válidos também para a óptica dos espelhos. Mas há uma diferença fun-

damental entre os dois casos: no primeiro, a luz é refratada (passa pela objetiva); já, no segundo,

a luz é refletida na superfície do espelho.

5.4.2 Telescópios refratores e refletores

Os telescópios ópticos que utilizam lentes são chamados refratores. Eles foram muito

utilizados no passado, mas hoje estão restritos a telescópios de pequeno porte. São várias as

razões. A refração provoca absorção parcial da luz e aberração cromática, que é a multiplicidade

de focos para luz de cores diferentes (Figura 5.9). Esse efeito pode ser corrigido com lentes

adicionais (uma objetiva de câmara fotográfica com f = 50 mm, por exemplo, pode ter até nove

elementos), mas isso aumenta a absorção. Além disso, a lente não pode conter imperfeições

(como bolhas) no substrato. Tudo isso torna a manufatura muito cara. Como se não bastasse,

grandes telescópios utilizam grandes objetivas, que pesam muito!

Figura 5.8: Esquema óptico de uma luneta.

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Esses defeitos praticamente são eliminados quando

utilizamos espelhos. Nestes, a luz é refletida na superfície;

portanto, não há absorção de luz nem aberração

cromática. Além disso, o substrato do espelho não precisa

ser maciço (isso diminui o peso), e apenas sua superfície

é que precisa ser bem preparada. Os telescópios de

espelhos são denominados telescópios refletores. Eles

possuem pelo menos dois espelhos: o principal, côncavo

com curvatura esférica ou parabólica, e o secundário,

convexo ou plano.

Espelhos esféricos apresentam aberração esférica, isto é, multiplicidade de foco: quanto mais

próximo o raio de luz estiver do eixo óptico do espelho, maior será a distância do ponto focal

(Figura 5.10). Isso pode ser corrigido por lentes adicionais com perfis específicos. Os teles-

cópios com espelhos esféricos propiciam campos visuais grandes, e são muito utilizados para

obtenção de imagens de regiões extensas. O telescópio tipo Schmidt é um exemplo deste caso.

A característica de um espelho com perfil parabólico é a singularidade do foco: raios de luz

paralelos ao eixo óptico do espelho convergem para um único foco. A Figura 5.11 ilustra as

configurações ópticas mais usuais de telescópios.

Figura 5.9: Aberração cromática.

Figura 5.10: Aberração esférica.

Figura 5.11: Configurações ópticas mais usuais de telescópios.

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O avanço tecnológico tem proporcionado projetos mais sofisticados de telescópios, que

utilizam vários espelhos primários. Os telescópios Keck (Mauna Kea, Havaí) têm espelhos

primários de 10 metros de diâmetro, cada um constituído de 36 segmentos hexagonais justa-

postos numa estrutura semelhante à de uma colmeia. Os telescópios estão separados a 85 m um

do outro, e utilizam a técnica interferométrica para aumentar a resolução espacial. O MMT

(Multiple Mirror Telescope, Figura 5.12a) possui seis espelhos idênticos de 1,80 m de diâmetro,

cuja área total equivale à de um espelho de 4,45 m de diâmetro. Os espelhos são alinhados de

forma a produzir um foco único, isto é, focalizam as imagens no mesmo ponto. Isso diminui os

custos. Mas a maior vantagem deste tipo de telescópio é a possibilidade de se utilizar os espelhos

para se fazer interferometria, uma técnica sofisticada que aumenta enormemente a resolução

espacial (capacidade de distinguir pontos muito próximos). Outra técnica avançada é a do

VLT (Very Large Telescope) do Observatório Europeu Austral (Chile). Um conjunto de quatro

telescópios trabalha de modo sincronizado através da interferometria. Sua resolução é a maior

já conseguida por qualquer instrumento de solo.

Uma técnica revolucionária que melhorou significativamente o desempenho dos telescópios

de solo é a da óptica corretiva. Os espelhos primários sofrem deformações quando tombados

em diferentes posições. Isso deforma a imagem no foco. Um espelho primário de espessura

fina é apoiado num sistema de pinos móveis que, controlados por computador, corrigem

as deformações sofridas pelo espelho. Esta técnica, conhecida como óptica ativa, permite

a confecção de espelhos mais finos e, portanto, mais leves, com qualidade superior. Outra

técnica corretiva é a da óptica adaptativa.

Um espelho secundário deformável tem sua superfície refletora corrigida de modo a compensar as

alterações provocadas pela atmosfera. Monitorando uma estrela que esteja no campo observado ou

um raio laser refletido pela atmosfera, um mecanismo controlado por computador corrige a forma do

espelho centenas de vezes por segundo, fazendo com que o feixe de luz tenha a maior concentração

possível no foco. Ou seja, este é um mecanismo compensador de turbulência atmosférica.

O Brasil faz parte de um consórcio de sete países, sendo eles os Estados Unidos, Reino

Unido, Canadá, Chile, Austrália, Brasil e Argentina, que construiu e opera o observatório

Gemini (Figura 5.12c). Esse observatório consiste de dois telescópios idênticos, cujos espelhos

principais têm 8,1 metros de diâmetro e apenas 10 cm de espessura. Ambos os telescópios

estão localizados em dois dos melhores lugares do nosso planeta para observar o universo

– Chile e Havaí. Juntos, esses telescópios conseguem observar o céu inteiro por cobrirem

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os dois hemisférios. Os dois telescópios Gemini foram projetados utilizando tecnologia de

alta qualidade, contando com um grande conjunto de instrumentos de capacidades óptica e

infravermelha, óptica ativa e adaptativa. Outro telescópio no qual o Brasil é sócio majoritário

é o telescópio SOAR (Southern Astrophysical Research, Chile - Figura 5.12d), com um espelho

de 4 metros de diâmetro e também localizado nos Andes Chilenos.

c d

Figura 5.12: a. MMT (Telescópio de múltiplos espelhos), em Monte Hopkins, no Arizona; b. Telescópio de 4 m do Observatório Interamericano de Cerro Tololo (Chile).; c. Telescópio Gemini Sul de 8 m (são dois telescópios idênticos, Gemini Norte no Havaí e Gemini Sul no Chile); d.Telescópio SOAR de 4 m. O Brasil participa dos consórcios Gemini e SOAR.

a b

93



Por fim, temos o telescópio óptico espacial Hubble (2,4 m), que não necessita de mecanismos

compensadores porque trabalha em ambiente de baixíssima gravidade e opera fora da atmosfera

terrestre, o que lhe proporciona desempenho insuperável. Na realidade, os telescópios Hubble e

de solo se complementam. Pelo menos no momento, temos limitações operacionais no telescópio

espacial como, por exemplo, a quantidade de equipamentos periféricos acoplados a ele. O Hubble

tem cinco instrumentos acoplados: são câmeras e espectrógrafos (instrumentos astronômicos capazes

de registrar a luz dispersada em comprimentos de onda) que operam no ultravioleta, no visível e no

infravermelho, além dos sensores de guiagem, responsáveis pelo apontamento. Em solo, podemos ter

tantos periféricos quanto quisermos e que podem ser utilizados em vários telescópios de excelente

qualidade, ou mesmo em um único telescópio, bastando para tanto obedecer a um cronograma

operacional no qual os diferentes periféricos possam ser trocados de acordo com as conveniências.

Em órbita, há vários telescópios espaciais operando em diferentes regiões espectrais e com objetivos

diferentes (Soho, Trace, Rhessi, Spitzer, Herschel etc).

5.4.3 Difração, resolução e magnificação

Como foi dito anteriormente, a difração sempre está presente porque é uma manifestação

ondulatória da luz. Todo instrumento sofre difração e produz uma imagem de anéis concêntricos

semelhante àquela mostrada na Figura 5.2. O diâmetro angular θ do anel central, o comprimento

de onda λ da luz e o diâmetro D do telescópio estão relacionados da seguinte forma:

Vê-se, portanto, que o anel central aumenta com λ (por exemplo, na luz vermelha, ele é

maior do que na luz branca) e diminui com o tamanho do telescópio (quanto maior o telescó-

pio, menor será o anel).

Resolução é a capacidade de um telescópio de distinguir pontos próximos. Suponhamos

que esses pontos sejam duas estrelas aparentemente muito próximas. Cada uma delas será

uma fonte de luz; logo, produzirão duas imagens correspondentes. Cada imagem sofrerá

difração, isto é, produzirá anéis de difração, como mostrado na Figura 5.2. Então, o poder

de resolução é a capacidade do telescópio de distinguir cada um dos anéis. Basta olhar para

a expressão acima para se convencer de que os telescópios maiores, isto é, com diâmetros D

1,22 D

λθ =

94



maiores, terão maior chance de distinguir as duas estrelas próximas. A Figura 5.13 mostra

duas fontes próximas vistas por telescópios diferentes: os anéis de difração das fontes são

representados por figuras tridimensionais (o tamanho é representado pela base do cone, e o

brilho, pela altura). À medida que D aumenta, θ diminui (veja equação acima); portanto, os

cones passam a ser distinguidos. No caso A, as duas fontes são vistas pelo menor telescópio

como uma fonte única. Nos demais casos, as fontes começam a ser resolvidas. No caso (D),

elas são perfeitamente discriminadas. A Figura 5.14 mostra duas imagens de uma mesma

região lunar, quando vistas por telescópios de tamanhos diferentes.

Magnificação é a razão entre os tamanhos aparentes de um objeto visto (a) com auxílio de

instrumento e (b) com o olho desarmado. Para um telescópio equipado com oculares (Figura 5.8),

a magnificação é obtida através da seguinte relação matemática:

ϰ = (F / f )

onde F e f representam, respectivamente, as distâncias focais da objetiva (telescópio) e da ocular.

a b c d

Figura 5.13: Difração e resolução. Veja explicação no texto. / Fonte: Adaptado de KaRttunen, et al., 1996.

ba

Figura 5.14: Região lunar da cratera Clavius, vista através de dois telescópios com objetivas de diâmetros diferentes: a. 25,4 cm; b. 91,4 cm. / Fonte: JastRow & thompson, 1974.

95



5.4.4 Brilho Aparente

Imaginemos duas estrelas de mesmo brilho, isto é, aparentemente, elas são muito parecidas.

Poderíamos, então, afirmar que elas são iguais e que estão à mesma distância de nós? A resposta

é “não”. Elas podem ser muito diferentes, uma bem mais brilhante que a outra, e estarem a

distâncias diferentes. Uma fonte brilhante pode ter aparência tênue se vista de longe, e vice-versa.

Essa situação não se altera se a observação for feita à vista desarmada ou com auxílio de telescópio.

Mesmo que utilizássemos o recurso da troca de oculares, a situação permaneceria. Em resumo,

não há como alterar artificialmente essa situação, porque o brilho aparente depende de caracterís-

ticas intrínsecas à fonte e da distância que nos separa dela.

O brilho aparente de um astro é representando pela magnitude aparente (m). Antes mesmo da

descoberta do telescópio, as estrelas foram agrupadas em seis classes ou em seis magnitudes, que

mantêm relação inversa com o brilho aparente: 1ª mag. era a estrela mais brilhante, e 6ª mag. era a

estrela mais tênue3. Com o surgimento do telescópio e de instrumentos de

medição sensíveis, essa escala foi expandida. Atualmente, a escala de magnitude

aparente vai de valores negativos a positivos. Nessa escala, o Sol tem magnitude – 26,8. Adiante,

voltaremos a abordar este assunto com mais profundidade.

5.5 Detectores da RadiaçãoComo já foi dito, os telescópios são apenas coletores de luz; os aparelhos destinados a fazer

medições específicas dessa luz são os sensores ou detectores. O mais simples deles, e também o

mais antigo, é o olho. É o único sensor natural, os demais são artifícios inventados pelo homem.

A fotografia em película, por exemplo, foi um dos artifícios mais antigos. A parte sensível era

uma camada de base de sais de prata. Hoje, porém, os sensores eletrônicos substituíram as pelí-

culas com enorme vantagem. Praticamente todos os sensores atuais produzem imagens digitais.

Atualmente, o sensor mais utilizado é o CCD (Charge Coupled Device). Ele consiste numa matriz

de diodos de silício sensíveis à luz (pixel ). O CCD apresenta enormes vantagens em relação aos

sensores mais antigos, tais como alta sensibilidade, baixíssimo ruído (sinal espúrio que contamina as

medições) e elevada eficiência quântica (aproveitamento dos fótons incidentes). Eles são utilizados

também em instrumentos de medição específicos como polarímetros (que mede polarização) e

espectrógrafos (utilizados em espectroscopia).

3 O olho não enxerga objetos com magnitude maior do que 6,5.

96



5.6 EspectrômetrosQuando um feixe de luz passa de um meio transparente para outro, a refração sofrida

dependerá do comprimento de onda e das propriedades do material. Diferentes com-

primentos de onda ou cores serão refratados em ângulos diferentes. Esse fenômeno é

conhecido como dispersão da luz.

Espectrômetros são instrumentos utilizados para a detecção de luz em comprimentos de

ondas (ou cores) específicos do espectro eletromagnético. Basicamente, ele consiste num dispo-

sitivo que dispersa a luz em suas componentes e um sensor que mede a intensidade dessa luz nas

diferentes bandas. Para a dispersão da luz, podem-se utilizar prismas, grades, espelhos paralelos e

outros. A habilidade de um espectrômetro dispersar a luz é representada pela resolução espec-

tral: quanto maior a dispersão, maior será a resolução. A Figura 5.15 ilustra o princípio básico

de funcionamento de um espectrômetro.

5.7 Radiotelescópios Os radiotelescópios são antenas que captam sinais em radiofrequências (v < 1.000 GHz, ou

λ > 0,3 mm). Essas antenas podem ter estruturas aramadas (parecidas com antenas de FM) ou

“pratos” metálicos (parecidos com antenas parabólicas de TV). Os “pratos” desempenham um

papel semelhante ao dos espelhos nos telescópios ópticos, isto é, coletam a energia incidente e a

convergem num foco, onde é colocado um sensor específico para sinais em rádio. Amplificado,

esse sinal é convertido em registro permanente; técnicas modernas permitem até construir

imagens a partir dos sinais registrados. A Figura 5.16 mostra o esquema do princípio de

Figura 5.15: Princípio de funcionamento de um espectrômetro de prisma (esquerda) e de grade.

97



funcionamento de um radiotelescópio, e uma imagem de alta resolução construída a partir de

dados em radiofrequências.

A radioastronomia é um ramo relativamente novo. No início do século XX, foram feitas

tentativas para detectar sinais em rádio provenientes do Sol. Não se logrou sucesso porque os

detectores utilizados tinham baixíssima sensibilidade. As primeiras observações astronômicas de

sucesso foram feitas por Karl G. Jansky em 1932. Ele descobriu uma emissão rádio de origem

desconhecida até então, que variava com período de 24 horas. Mais tarde descobriu-se que essa

radiação vinha da direção do centro da Via Láctea.

Após a Segunda Guerra Mundial, os instrumentos foram aperfeiçoados gradativamente, e

a radioastronomia se desenvolveu muito. Uma técnica muito utilizada em radioastronomia é a

interferometria. Ela permite que sinais coletados por radiotelescópios distantes (até mesmo em

diferentes países) possam ser combinados de forma a aumentar significativamente a resolução

espacial. A imagem da Figura 5.16 foi construída com essa técnica.

Figura 5.16: a. tem-se um esquema simplificado de um radiotelescópio; b. a imagem artificialmente construída com os dados de radiofrequência da radiogaláxia Cygnus A. c. vê-se uma parte do conjunto de 27 radiotelescópios móveis, que formam um telescópio de síntese, denominado VLA (Very Long Array, Novo México, EUA). Os sinais de cada unidade são combinados por técnicas de interferometria; veja explicação no texto. / Fonte: a e b.Robbins, et al., 1995; c. KaRttunen, et al., 1996

a b

c

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5.8 Coletores e Detectores em outras regiões espectrais

5.8.1 Contador Geiger-Müller, contadores Proporcionais e detectores de cintilação

São instrumentos utilizados na detecção de radiação cósmica com comprimentos de onda

inferiores a 100Å. Basicamente, os contadores Geiger-Müller e o Proporcional são câmaras de

ionização; ao penetrar, a radiação ioniza o gás da câmara, os íons são acelerados por eletrodos

e uma corrente elétrica é produzida. Os detectores de cintilação utilizam fotomultiplicadores

para contar os fótons, que são liberados por efeito fotoelétrico quando raios mais energéticos

penetram placas metálicas.

Esses detectores são sensíveis à radiação energética, como raios gama (λ < 0,1 Å) e raios X,

(0,1 Å < λ < 100 Å). A radiação gama e os raios X mais energéticos, conhecidos por raios X

duros (0,1 Å < λ < 1 Å), são produzidos por transições no núcleo atômico ou através de

interações de partículas elementares. Acima dessa região espectral, estão os raios X moles

(1 Å < λ < 100 Å). A energia associada a um quantum de radiação gama é milhões de vezes maior

que aquela associada a um quantum de luz visível.

As observações são feitas fora da atmosfera terrestre, com instrumentos a bordo de satélites.

Embora as primeiras observações tenham sido feitas com balões estratosféricos, podemos apontar o

final dos anos 60 como o marco inicial das observações modernas com o surgimento dos satélites.

5.8.2 Telescópios para o ultravioleta.

A região espectral entre os raios X e a luz visível, isto é, entre 100 Å e 4.000 Å, é dominada

pela radiação ultravioleta. Até 912 Å, ela é chamada ultravioleta extremo. Próxima à região do

visível, ela é denominada ultravioleta próximo. Como o ultravioleta é absorvido pelos gases

atmosféricos, as observações são feitas a grandes altitudes (com balões estratosféricos) ou acima

da atmosfera terrestre (com satélites). Os sensores utilizados vão desde câmaras de ionização

(para a radiação mais energética) até fotômetros e espectrômetros.

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5.8.3 Telescópios para o infravermelho

Ao contrário das anteriores, a região espectral do infravermelho está além da região

visível. Ela começa em λ » 1µm (10.000 Å) e se estende até quase λ = 1 µm, limite da

região rádio. Essa região está subdividida em infravermelho próximo (até λ = 6 µm), médio

(6 µm < λ < 20 µm) e distante (λ > 20 µm). Essa divisão não é absolutamente rígida,

podendo comportar ainda uma região submilimétrica (0,1 mm < λ <1 mm). A atmosfera

terrestre absorve parcialmente a radiação infravermelha. Dentro das janelas atmosféricas,

as observações se fazem com instrumentação de solo. Fora delas, as observações em

infravermelho são feitas a grandes altitudes (através de balão) ou no espaço.

5.9 Outras formas de energiaA energia dos corpos celestes não chega à Terra apenas através da radiação eletromagnética,

mas também através de partículas altamente energéticas, como os raios cósmicos e os neutrinos,

e da radiação gravitacional.

Raios cósmicos são elétrons e núcleos atômicos altamente ionizados, que atingem a Terra

vindos de todas as direções do espaço. Como se trata de partículas eletricamente carregadas,

elas interagem com os campos magnéticos da Galáxia e têm suas direções alteradas. Portanto,

a direção de incidência sobre a Terra não nos revela a verdadeira origem dessas partículas. Pela

altíssima quantidade de energia que carregam, deduz-se que os raios cósmicos sejam produzidos

por fenômenos extremamente energéticos, tais como explosões de supernovas.

Neutrinos são partículas elementares, sem carga elétrica e massa diminuta (um décimo de

milionésimo da massa do elétron), produzidos nas reações nucleares no interior das estrelas. Pelas

suas características, eles interagem fracamente com a matéria e não só escapam rapidamente do

interior das estrelas como passam facilmente através dos corpos celestes que encontram pelo

caminho. Por isso, a técnica de detecção do neutrino não é convencional. Quando um neutrino

atinge um átomo de cloro (37Cl), ele o transforma em argônio (37Ar), e nessa transformação

é liberado um elétron. Como o 37Ar é radioativo, ele pode ser detectado. Podem ser usados

também o lítio (Li) e o gálio (Ga) como substitutos do Cl.

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A astronomia de ondas gravitacionais é bastante jovem. As primeiras tentativas observacionais

começaram na década de 1960. Essas ondas são geradas por massas sob aceleração, de maneira

semelhante às ondas eletromagnéticas que são geradas por partículas elétricas sob aceleração.

As ondas gravitacionais são muito difíceis de serem detectadas. Um método de detecção

consiste em medir as vibrações produzidas em cilindros ou esféricas metálicas quando estes

são atingidos por ondas gravitacionais. Outro método é o interferométrico: espelhos paralelos

têm suas distâncias alteradas quando uma onda gravitacional os atravessa. Essa distância é

monitorada através de interferometria com raio laser. A precisão desse método é enorme.

Referências BibliográficasKarttunen, K. et al. Fundamental Astronomy. 4. edição. ed. Berlin: Springer-Verlag, 1996.

robbins, r. r.; Jefferys, W. H.; sHaWl, S. J. Discovering Astronomy. New York: John Wiley

& Sons Inc., 1995.

tHomson, m. H. & JastroW, r. Astronomy: Fundamentals and Frontiers. New York: John

Wiley & Sons, 1974.

GlossárioMagnitudes: Hiparco de Niceia, astrônomo grego, introduziu o conceito de magnitude (ou grandeza)

no século II a.C.

Quantum: Quantidade indivisível de energia eletromagnética.

Satélites Galileanos: Io, Europa, Ganimedes e Calisto, em ordem crescente de distância de Júpiter.

Supernovas: Estrelas de grande massa que, na fase final de vida, se desintegram explosivamente.

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Anexo: Galileo GalileiEm 1609, numa visita a Veneza, Galileu ouve falar de um instrumento inventado na Holanda

“que permitia ver um homem a mais de uma légua” e que fora presenteado ao príncipe

Maurício de Nassau. Nessa época, esses instrumentos já se vendiam em Paris como curiosidade.

Galileu compreendeu logo que se tratava de um problema de óptica, e, “por meio de conside-

rações sobre a teoria da refração”, descobriu o princípio de funcionamento. No dia seguinte,

construiu o seu instrumento: a conhecida “Luneta de Galileu”, com objetiva plano-convexa

e a ocular plano-côncava. Em 21 de agosto de 1609, no campanário da Igreja de São Marcos,

Galileu mostra ao Doge e a senadores de Veneza detalhes de navios surtos no Adriático, “pessoas

que entram e saem da Igreja de São Jacques de Murano, que entram e saem das gôndolas” etc.

Galileu oferece a luneta ao Doge, que a recebe com entusiasmo porque percebeu as vantagens

que a luneta oferecia, especialmente sob o ponto de vista militar. Como gratidão, Galileu foi

confirmado vitalício em sua Cátedra da Pádua, seus vencimentos foram dobrados, mas nem

assim atingiu o salário de um professor de filosofia ou de direito. Poucos meses depois, Galileu

apresentava ao mundo uma série de descobertas impressionantes, que constituem um dos mais

belos títulos de glória já concedidos a um ser humano. Entusiasmado com os resultados de suas

observações, Galileu resolveu publicá-los num opúsculo admirável, em latim para que fosse

acessível aos sábios do mundo inteiro, sob o título (resumido) Sidereus Nuncius. Estas obser-

vações lhe custaram muito caro. Ele foi perseguido pela igreja católica, acusado de heresia e

posto em cárcere privado. Chegou até a pedir clemência à Inquisição, mas nunca conseguiu ser

perdoado do crime que lhe imputaram. Os últimos anos de sua vida passou em seu “cárcere de

Arcetri”, como ele mesmo dizia, praticamente cego, “não podendo mais ver aquele céu, aquele

mundo, aquele universo que com minhas maravilhosas observações multipliquei por cem e por

mil vezes mais do que os sábios de todos os séculos passados viram”. Galileu faleceu em 8 de

janeiro de 1642, ano em que nasceu Isaac Newton, a quem caberia uma síntese dos grandes

trabalhos de Galileu, Kepler e Huygens.

A maior parte das informações foi retirada da publicação “Galileo Galilei”, de Abrahão de

Moraes, publicada pelo Instituto Italiano di Cultura, Rio de Janeiro, em 1966.

observações e instrumentos céu aparente, sistema solar e ... · 81 céu aparente, sistema solar...

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