Astronomia | Ciência que Estuda o Universo
A astronomia é a ciência que tem por objetivo o estudo do universo como um todo, e também dos diferentes corpos que o compõem. Seus integrantes se agrupam em estruturas progressivamente crescentes: estrelas de diversas magnitudes, com seus planetas e satélites, que, acrescidos à matéria interestelar, formam as galáxias; estas, por sua vez, se agrupam em aglomerados e superaglomerados de galáxias. O astrônomo descreve todos esses corpos celestes, estuda sua composição e analisa tanto as relações que mantêm entre si quanto sua evolução no tempo.
Embora vinculada, em suas primeiras etapas, à religião e à magia, a astronomia -- a mais antiga das ciências -- nunca deixou de apresentar, em maior ou menor grau, um caráter científico, já que seus resultados se baseavam em observações e eram explicados por modelos teóricos.
Ramos da astronomia
Os avanços alcançados com a aplicação da física
moderna ao estudo dos astros deram origem a duas especialidades bem
diferenciadas da ciência astronômica: a astronomia clássica e a
astrofísica. O fato de ser aquele primeiro ramo mais antigo não
significa que tenha deixado de ser importante.
A astronomia clássica, por sua vez, subdivide-se em astrometria e
mecânica celeste. A primeira é responsável pela localização dos astros,
mediante os sistemas de coordenadas de espaço e tempo e com a utilização
de instrumentos ou técnicas de medida cada vez mais precisos. Já a
mecânica celeste estuda a movimentação dos planetas, satélites e outros
astros, segundo a lei da gravitação universal de Newton. Seus objetivos
são o cálculo de órbitas, a elaboração dos anuários astronômicos e das
efemérides (mapas das coordenadas astrais em função do tempo).
A astrofísica aplica ao estudo dos astros as teorias e técnicas que revolucionaram a física desde o início do século XX. Sobressaem, entre tais técnicas, a fotometria, a espectroscopia e a análise das ondas de rádio emitidas pelos corpos celestes, ou radioastronomia. Além disso, fazem parte da astrofísica a física das estrelas, que tem como objeto de estudo a estrutura e composição desses astros; a cosmogonia, que trata da origem e evolução de todos os objetos celestes; e a cosmologia, que se volta para a estrutura e a evolução do universo como um todo.
Movimentos da Terra e movimentos aparentes dos astros
O movimento da
Terra em relação ao Sol é particularmente importante por duas razões.
Primeiro, porque a Terra é tomada como origem de coordenadas em quase
todos os sistemas astronômicos de referência, uma vez que a maioria das
medições é realizada a partir dela. Segundo, porque possibilita explicar
o deslocamento dos astros tal como ele é observado a partir da
superfície terrestre, o que faz com que tal movimento seja chamado de
aparente, para distingui-lo daquele que tem como referência outros
sistemas.
Rotação
A rotação da Terra ao redor de seu eixo é a causa do aparente
deslocamento diário dos astros de leste para oeste. Os únicos pontos de
abóbada celeste que não participam dessa trajetória são os
prolongamentos do eixo de rotação do planeta sobre a esfera celeste
conhecidos como polos norte e sul celestes. A altura, isto é, o ângulo
formado pelo horizonte e a linha visual que se dirige para o polo
celeste, é a latitude do lugar. Uma linha traçada verticalmente sobre
esse ponto corta a esfera celeste em dois pontos, denominados zênite (o
superior), e nadir (o inferior), diametralmente oposto. Por outro lado, o
círculo máximo delimitado pelo zênite, pelo nadir e pelos polos
celestes é o meridiano do ponto considerado e corta o horizonte de norte
a sul.
Devido à rotação terrestre, os astros descrevem círculos ao redor dos polos. As estrelas cuja distância angular em relação ao polo celeste é inferior à sua latitude nunca se põem abaixo do horizonte e são chamadas circumpolares. A mais próxima do polo norte é a estrela polar, que dista do polo apenas 0,9o e descreve um círculo praticamente imperceptível. Os astros alcançam uma altura máxima ou mínima sobre o horizonte quando cruzam o meridiano do lugar. No hemisfério norte, a direção norte é a única em que se pode apreciar as estrelas circumpolares ao polo norte. O contrário ocorre ao hemisfério sul. Nos polos, todas as estrelas são circumpolares; sobre a linha do equador, nenhuma o é.
Revolução da Terra ao redor do Sol
Anualmente, a Terra descreve em
torno do Sol uma órbita cujo plano forma um ângulo de 23o27'. De maneira
análoga, para um observador situado na Terra, o Sol, em vez de
descrever uma circunferência em torno dos polos celestes, como as outras
estrelas, parece efetuar um movimento helicoidal. Seu deslocamento
diário descreve aproximadamente um círculo, mas cada dia culmina sobre o
horizonte com uma altura diferente. Independente de seu movimento
diário, o Sol descreve uma órbita aparente, com a duração de um ano, ao
redor da Terra. Esta órbita se chama eclíptica e se assinala, na esfera
celeste, com as 12 constelações do zodíaco: Capricórnio, Aquário,
Peixes, Áries, Touro, Gêmeos, Câncer, Leão, Virgem, Libra, Escorpião e
Sagitário.
Ao longo de um ano, o Sol oculta essas constelações sucessivamente e, quanto à declinação -- ângulo formado pela linha imaginária que une uma estrela ao plano equatorial --, varia entre + 2327' e - 2327'para os solstícios de inverno (por volta do dia 21 de junho) e de verão (por volta do dia 22 de dezembro), respectivamente, no hemisfério sul. Essa declinação é nula quando o Sol se encontra nos pontos de intersecção entre sua órbita e o equador celeste, por volta dos dias 21 de março e 23 de setembro. Esses pontos, por sua vez, são denominados equinócio de outono ou ponto vernal (ou primeiro ponto Áries) e equinócio de primavera (ou primeiro ponto Libra).
O movimento de translação da Terra ao redor do Sol e a inclinação da eclíptica em relação ao equador celeste têm consequências como a existência das quatro estações do ano e a variação observada na duração dos dias e das noites. O tempo D transcorrido entre o nascer e o pôr-do-sol pode ser calculado através da fórmula trigonométrica em que é a inclinação do Sol e a latitude do lugar. A partir dessa fórmula, é possível obter-se o tempo D em graus. Para convertê-lo em horas, basta lembrar que 360 equivalem a 24 horas.
A órbita terrestre em torno do Sol é uma elipse. No ponto mais afastado do Sol (afélio) a distância entre os dois astros é de 152,1 milhões de quilômetros. Ocorre em todo início de julho. Já o ponto mais próximo do Sol (periélio), que ocorre todo início de janeiro, equivale a uma distância de 147,1 milhões de quilômetros.
Precessão e mutação
Quando, sobre um pião atuam duas forças distintas, o
eixo de seu giro reage, deslocando-se a si próprio perpendicularmente e
efetuando uma forma peculiar de rotação, denominada precessão.
Por não ser a Terra uma esfera perfeita, e por causa da inclinação do plano equatorial terrestre com relação à eclíptica, as forças de atração que atuam no eixo de rotação do planeta provocam um movimento de precessão em torno de um eixo perpendicular à eclíptica. Para um observador na Terra, o resultado desse deslocamento é um giro dos polos celestes em torno dos polos da eclíptica. Assim, na década de 1980, o polo norte se encontrava a 0,9 da estrela polar, aproximando-se cada vez mais até o ano 2012. Dentro de 14.000 anos, porém, será a estrela Vega, da constelação de Lira, que marcará a posição do polo norte na abóbada celeste.
Outra consequência significativa do movimento de precessão é o deslocamento do equinócio de primavera em direção contrária à da órbita solar. O ponto vernal percorre a eclíptica a cada 25.700 anos, correspondentes ao período do movimento de precessão, de modo que, ao longo de um ano, esse ponto avança 50'37". Assim, uma vez que o sistema de coordenadas das estrelas se refere a esse ponto, registram-se variações do movimento de precessão. Por isso é necessário indicar a que anos se referem.
Além disso, o eixo terrestre efetua um movimento de vai-e-vem ou balanço denominado nutação. O período desse movimento, provocado pela atração que o Sol e a Lua exercem sobre o equador terrestre, é de 18,6 anos.
Medidas de distâncias astronômicas
Para calcular a distância entre a Terra e
um planeta ou uma estrela, podem ser utilizadas diversas técnicas, em
função da magnitude da distância. De modo geral, quanto maior a
distância, menor a confiabilidade da medida. Os procedimentos mais
utilizados são os seguintes:
Triangulação ou método das paralaxes. Observando-se uma mudança na posição de um astro ao ser efetuada uma medição a partir de dois pontos diferentes da superfície terrestre, essa diferença (ou paralaxe) diurna permite calcular a distância em que esse astro se encontra. Podem-se medir, desse modo, as distâncias da Terra à Lua ou a planetas mais próximos.
Esse método, contudo, não é válido para calcular a distância de uma determinada estrela, porque a separação entre os dois pontos de observação é insignificante quando comparada à distância em que se encontram as estrelas mais próximas. Nesse caso, é possível medir-se a chamada paralaxe anual, isto é, o deslocamento da estrela quando sua posição é registrada a partir de pontos opostos da órbita terrestre. Esse procedimento alternativo, no entanto, só permite proceder à localização de estrelas situadas a cerca de cem anos-luz de distância.
Método das estrelas variáveis cefeidas
A distância também pode ser
determinada a partir da relação entre a luminosidade intrínseca da
estrela e a observada da Terra. Esse procedimento requer o conhecimento
da luminosidade absoluta, o que só é possível para as estrelas
denominadas variáveis cefeidas, que apresentam a peculiaridade de um
brilho que oscila periodicamente. Assim, estabeleceu-se
experimentalmente a relação entre o período e o brilho para algumas
cefeidas cuja distância da Terra era conhecida. A partir dessa relação,
conhecidos o período da estrela e seu brilho aparente, pode-se calcular
sua magnitude absoluta e, consequentemente, sua distância.
Deslocamento para o vermelho
Na década de 1920, observou-se que as
raias do espectro que gerava a luz proveniente de galáxias distantes
encontram-se deslocadas para a parte vermelha do espectro, isto é, para a
zona de menores frequências. Isso se explica pelo fato de que devido à
expansão geral do universo, as galáxias se afastam da Terra com uma
velocidade proporcional à sua distância. O retrocesso, em razão do
efeito chamado Doppler, produz um deslocamento das linhas espectrais
para o vermelho (se o movimento fosse de aproximação, o deslocamento
produzido seria para o azul). A relação entre a velocidade de
afastamento e a distância oferecida pela constante de Hubble, cujo valor
é de aproximadamente 75km/s por megaparsec de distância (um megaparsec =
3,26 x 106 anos-luz).
Medidas com radar e laser
A avaliação da distância de corpos celestes
próximos à Terra, como a Lua por exemplo, pode ser feita através da
emissão de ondas de rádio, as quais, após se refletirem na superfície do
astro, são recebidas novamente pela Terra. Dessa forma, obtém-se a
distância com grande precisão (com uma margem de erro da ordem de um
quilômetro).
Ainda maior precisão pode ser obtida com o emprego do raio laser, que é devolvido pela superfície lunar por meio de um refletor lá instalado pelos astronautas da nave Apolo XI, em 1969.
Para distâncias maiores, utiliza-se o ano-luz (al) ou o parsec (pc). Um ano-luz corresponde à distância percorrida pela luz em um ano, enquanto um parsec equivale à distância em que se encontra uma estrela que apresenta um paralaxe anual de 1". A relação entre essas unidades é a seguinte:
1 al = 9,4653 x 1012km
= 0,3066 parsec
= 63.240 U.A.
1 pc = 30,857 x 1012km
= 3,262 al
= 206.265 U.A.
Também se utilizam os múltiplos quiloparsec (1Kpc = 103pc) e megaparsec (1Mpc = 106pc). A estrela mais perto do sistema solar é a Proxima Centauri, situada a 1,31 parsec ou 4,3 anos-luz da Terra.
Mecânica celeste. A mecânica celeste tem como objeto de estudo o movimento dos planetas, satélites e outros astros. Como todos se movimentam graças à ação de forças gravitacionais, a observação desses movimentos permitiu a elaboração de uma teoria geral da gravitação que se aplica ao cálculo das órbitas e de sua resolução no tempo.
As leis que regem o movimento planetário foram enunciadas no início do século XVII por Johannes Kepler e são as seguintes:
(1) Os planetas giram em torno do Sol em órbitas elípticas e o Sol ocupa um dos focos.
(2) No movimento de cada planeta as áreas varridas pelo raio vetor que une o planeta ao Sol são proporcionais ao tempo gasto para percorrê-las.
(3) Os quadrados dos tempos das revoluções siderais dos planetas são proporcionais aos cubos dos grandes eixos de suas órbitas.
As leis de Kepler, no entanto, foram determinadas empiricamente, sem se referirem ao tipo de interação que se dá entre o Sol e os planetas. Deve-se a Newton a descoberta de que a mesma força que a Terra exerce sobre os corpos, e que chamamos de peso, é também responsável pelos movimentos planetários. Essa força, denominada gravidade, é definida pela lei da gravitação universal: dois corpos se atraem com uma força (F), diretamente proporcional ao produto de suas massas (m1, m2), e inversamente proporcional ao quadrado da distância (r), que os separa. Essa relação é matematicamente expressa por:
onde G é a constante gravitacional, que equivale a 6,67 x 10-8 cm3/g.s2.
É possível demonstrar que todo corpo, sob a atração gravitacional de outro, descreve uma órbita que pode ser uma seção cônica ou elíptica, parabólica ou hiperbólica, conforme a energia total em causa.
Há ainda outro aspecto em que a lei de Newton generaliza as de Kepler. Como essa lei é universal, não se aplica apenas ao movimento planetário, mas também a qualquer outro sistema de corpos que se movam sob a ação da gravidade, tais como satélites, ou sistemas binários de estrelas (duas estrelas que giram uma em redor da outra, sob a ação da força gravitacional). Embora a lei da gravitação de Newton tenha sido corrigida pela teoria do campo gravitacional de Einstein (teoria da relatividade geral), é suficientemente precisa para a imensa maioria dos cálculos de órbitas. Somente no caso de deslocamentos realizados na presença de campos gravitacionais muito intensos observou-se que a teoria de Einstein é mais precisa.
Assim, por exemplo, os dados fornecidos pelas duas teorias para a órbita de Mercúrio dão resultados diferentes e confirma-se nesse caso, através dos parâmetros experimentais, a maior precisão da teoria relativista.
Por meio da lei de Newton, é possível determinar a posição de um planeta em função do tempo. Para tal é necessário calcular todos os dados de sua órbita, o tamanho da elipse, a posição do plano da elipse com relação à eclíptica e a orientação da elipse nesse plano, além da posição do planeta sobre a elipse em um dado momento. O problema é que não se trata de dois corpos que interagem um com o outro, como o Sol e um planeta, mas também dos efeitos da ação exercida pelos demais planetas e que deve ser levada em conta. O procedimento baseia-se no cálculo prévio da órbita como se não passasse de um problema de dois astros, e na análise posterior dos efeitos de outros planetas. Tais efeitos, chamados perturbações, são classificados como periódicos, quando oscilam em torno de um valor médio, e seculares, quando variam crescentemente com o tempo. Observou-se que o tamanho da órbita dos planetas e sua inclinação sofrem somente perturbações periódicas.
Em astronomia, zênite é o ponto superior da esfera celeste, segundo a perspectiva de um observador na superfície do astro onde se encontra. É o marco referencial de localização de posições de objetos celestes.
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