A-Esfera-Celeste

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A ESFERA CELESTE 
Você já observou o céu logo após o por do Sol? Já notou que o Sol próximo ao horizonte, durante o pôr do Sol, 
parece ficar oval? Percebeu que logo após o pôr do Sol, não escurece de imediato? Quais são as primeiras estrelas 
que surgem no céu? Em que direção elas surgem? Há alguma diferença entre elas e as outras, que surgem depois? O 
céu todo ao longo da noite se movimenta! Por quê? O que faz com que as estrelas permaneçam fixas entre si, ou 
seja, não se afastam umas das outras? Estão fixas realmente? Voltam na noite seguinte a aparecer na mesma posição 
da noite anterior? Como saber se o astro que você observa não é um planeta ao invés de uma estrela? Tem alguma 
importância para o homem conhecer a "dança'' do céu? 
O Sol 
O Sol é um astro luminoso, uma estrela pequena, de aproximadamente 1.400.000 km de diâmetro, uma massa de 
gás incandescente, cerca de 333.000 vezes a massa da Terra, enviando energia ao espaço graças às reações 
nucleares que ocorrem em seu interior. É ele o responsável pela sustentação da vida em nosso planeta, e no 
entanto, pouco prestamo-lhe atenção em nosso dia-a-dia. 
Movimento Diário do Sol 
Ele surge no horizonte leste (oriente), "caminha'' no céu elevando-se durante um certo tempo e depois abaixando-
se, desaparece no horizonte oeste (ocidente). Ele sempre torna a aparecer no dia seguinte, no horizonte leste. A 
esse movimento aparente do Sol, completando um período, damos o nome de Movimento Diário do Sol. (Figura 1) 
Mas, o que causa esse movimento diário do Sol? Analisemos o sistema Terra - Sol. Houve época na história da 
humanidade em que se acreditava que a Terra era o centro do Universo e tudo o mais, ou seja, estrelas, planetas, a 
Lua, o Sol, etc., girava em torno dela. Isso era tido como uma verdade incontestável! Mas, em termos de movimento, 
e se a Terra fosse como um carrossel? Imaginemo-nos num carrossel que se põe a girar... Observamos as pessoas 
fora dele e elas parecem girar no sentido oposto ao do carrossel! E nós sabemos que elas na verdade estão paradas! 
Assim, fazendo uma comparação da Terra com um carrossel e o Sol com quem está fora do carrossel, parece-nos 
lógico que o movimento do Sol que vimos durante o dia, é na verdade da Terra em torno de si mesma! Como dizia 
Nicolau Copérnico,que esforço enorme deveria ser feito para que os céus girassem ao redor da Terra ao invés do 
contrário. Hoje sabemos que na verdade ao girar em torno de si mesma, a Terra é que provoca o movimento 
aparente diário do Sol (como no exemplo do carrossel, o movimento do carrossel é que provoca o movimento 
aparente das pessoas fora dele). 
 
Figura 01: O Movimento Diário do Sol 
Se observarmos com atenção esse movimento (aparente) diário do Sol, encontraremos vários fenômenos 
interessantes: 
1-) Notaremos que no seu nascer e no seu ocaso, quando ele está bem próximo do horizonte, parece tornar-se 
oval; 
2-) Que logo após o pôr do Sol, o dia não se transforma em noite abruptamente e o mesmo antes do nascer do Sol, 
a noite não se transforma abruptamente em dia; 
3-) No caminho aparente que faz durante o dia ele não passa exatamente sobre o zênite, ou seja, o ponto no céu 
diretamente acima da nossa cabeça (salvo situações especiais a serem comentadas aqui); 
4-) Podemos determinar as direções cardeais com o uso de um gnômon (uma simples vara fincada verticalmente no 
solo); 
5-) Podemos averiguar que o período claro do dia é diferente do período escuro (noite), ou seja, que existem dias 
mais curtos e noites mais longas e vice-versa (exceto dois dias no ano - os equinócios); 
6-) Podemos perceber que a luz do Sol é mais intensa ao meio-dia; 
7-) Podemos medir exatamente o período de um dia (intervalo entre duas auroras ou entre dois ocasos) e compará-
lo com o período de tempo que utilizamos no nosso dia - a - dia; 
8-) podemos inclusive, entre outras coisas, medir o raio da Terra como fez nosso caro Eratóstenes, em Alexandria, 
no século III a. C.. 
O Sol no horizonte 
A luz solar incidente sobre a atmosfera da Terra sofre um desvio, tal como vemos a distorção de um lápis num copo 
d'água. Esse fenômeno é conhecido como refração e ocorre sempre entre dois meios de índices de refração 
diferentes. No caso da luz solar incidente sobre a nossa atmosfera, os dois meios de índices de refração diferentes 
são o vácuo e a atmosfera. Quando a luz passa para um meio onde o índice de refração é maior, ela sofre um desvio 
pequeno (Figura 2). Isto significa que o raio refratado se aproxima da normal à superfície que delimita os dois 
meios, assim ao observarmos um astro qualquer, na realidade ele estará um pouco abaixo da posição em que o 
observamos, pois o índice de refração atmosférico é maior que o do vácuo. A única direção de observação que não 
sofre efeito de desvio atmosférico corresponde ao astro observado acima de nossa cabeça, ou seja, na vertical. 
Qualquer outra direção de observação a atmosfera modificará a posição do astro. 
 
Figura 02: A Refração Atmosférica 
 
Ao aproximar-se do horizonte, o Sol na verdade já estará bem mais abaixo do que o vemos (Figura 3), além disso 
podemos observar melhor que a sua trajetória no céu é realmente inclinada com respeito ao horizonte Pode-se 
ainda notar a rapidez do ocaso, a mudança da cor da sua luz devido, entre outros fatores, a influência de partículas 
em suspensão na atmosfera. Podemos notar também o achatamento da sua forma ocasionado pela refração 
atmosférica e que o Sol não se põe exatamente no ponto cardeal oeste. 
 
Figura 03: O Pôr do Sol 
 
Porém, quando não mais pudermos vê-lo no horizonte, a sua luz ainda estará atravessando a nossa atmosfera e 
nela sendo espalhada (Figura 4). Por isto, logo após o pôr do Sol, ainda há luz e o dia não se transforma 
abruptamente em noite. Essa claridade que existe após o pôr do Sol vai gradativamente diminuindo até a fase mais 
escura, na qual ainda existe uma pequena parcela de luz proveniente das estrelas impedindo uma escuridão total. O 
intervalo de transição com variação de luminosidade entre a claridade e a escuridão, ou vice-versa, nós definimos 
como CREPÚSCULO. 
 
Figura 04: O Crepúsculo do Sol (Situação 2) 
 
No nascer do Sol ocorre exatamente o contrário, a pouca quantidade de luz devido às estrelas, durante a noite, 
juntando-se à claridade da luz solar sendo espalhada pela atmosfera, vai aumentando, até que a luz solar sobrepuja 
à das estrelas, impedindo-nos a sua observação e por isso, a noite não se transforma abruptamente em dia. 
 
Figura 05: O Nascer do Sol 
 
Pode-se notar também, que o nascer do Sol nem sempre ocorre no ponto cardeal leste, ele surge rápido no 
horizonte, podemos notar a inclinação de sua trajetória, etc. Nós podemos empregar os termos CREPÚSCULO 
MATUTINO e CREPÚSCULO VESPERTINO, correspondentes respectivamente ao NASCER DO SOL, ou AURORA e ao PÔR 
DO SOL ou OCASO. 
Movimento Pendular do Sol 
Ao observarmos o movimento aparente do Sol, dia após dia, durante um ano, nós podemos notar outro fato 
interessante: Olhando o seu ocaso, ou a sua aurora e tomando um determinado ponto como referência, no 
horizonte. Ao registrarmos de alguma forma a posição do Sol a cada dia, (Figura 6)notaremos que no decorrer do 
ano, o Sol se afasta da primeira posição tida como referência (ou para o sul ou para o norte) até atingir um 
afastamento máximo num determinado dia, a partir do qual começa a se aproximar do ponto de referência, passa 
por ele tornando a se afastar (agora na direção oposta à do primeiro afastamento) até atingir outro ponto máximo 
de afastamento e começar a retornar (desde que, é claro, não tenhamos tomado como referência exatamente um 
dos pontos de maior afastamento). O tempo gasto pelo Sol, nesse movimento aparente(como um pêndulo) para ir 
de um ponto de afastamento ao outro e retornar ao primeiro, é de exatamente um ano. 
Chamamos a esse movimento aparente de Movimento Pendular do Sol. 
 
Figura 06: O Movimento Pendular Do Sol 
Esse fenômeno, o movimento pendular do Sol, tem como causa o movimento anual da Terra em torno do Sol, 
associado ao fato de existir uma inclinação entre o Equador da Terra e o plano da Eclíptica (o plano no qual a Terra 
gira em torno do Sol). 
Movimento anual do Sol. 
Observando mais uma vez o pôr do Sol todos os dias, notamos que na direção em que ele se pôs há um 
determinado conjunto de estrelas próximo ao horizonte(Figura 7). 
No dia seguinte, aquele mesmo conjunto de estrelas encontra-se um pouco mais próximo ao horizonte, e no dia 
posterior, algumas das estrelas daquele conjunto não estarão mais visíveis, e no outro dia talvez já nem vejamos 
mais as estrelas desse conjunto que nós tomamos como referência. 
 
 
Figura 07: O Ocaso do Sol e as Estrelas de Fundo 
 
Com a translação da Terra, a cada dia encontramos, para um mesmo horário, o céu modificado em quase um grau, 
ou seja, de 59'10,7''. A partir daí, teremos outro conjunto de estrelas próximo ao horizonte oeste logo após o pôr do 
Sol. 
Assim com o passar dos dias, a posição aparente do Sol entre as estrelas varia, e após um ano veremos novamente 
após o pôr do Sol, o mesmo grupo de estrelas que havíamos tomado como referência ano passado, como se o Sol 
caminhasse entre as estrelas durante o ano. Isto ocorre porque se o projetamos na direção delas e graças ao 
movimento de translação da Terra, nós o vemos em diferentes posições a cada dia, com relação às estrelas. A esse 
movimento aparente do Sol entre as estrelas damos o nome de Movimento Anual do Sol (Figura 8). 
Observando esse movimento anual do Sol, e anotando a sua posição num mapa de estrelas, veremos que ele deixa 
uma trajetória bem delineada entre elas. O Sol sempre passa por esse mesmo caminho, o qual recebe o nome de 
ECLÍPTICA. A ECLÍPTICA corta o EQUADOR CELESTE em dois pontos ao longo do ano. O ângulo de inclinação na 
interseção entre o EQUADOR CELESTE e a ECLÍPTICA corresponde a 23° 27', ou seja o ângulo de inclinação do eixo 
terrestre com a perpendicular ao plano de órbita terrestre. 
 
Figura 08: O Movimento Anual do Sol 
Quando nós afirmamos: "... ele deixa uma trajetória bem delineada entre elas ...", isso, somente será válido para o 
ano da observação. Com o passar dos anos e séculos a disposição entre o EQUADOR CELESTE e a ECLÍPTICA será 
sempre a mesma, no entanto, a disposição das estrelas entres elas de modificará devido ao movimento de precessão 
terrestre. 
Esse movimento é muito lento e assemelha-se ao bamboleio do pião. No caso da Terra, uma volta completa desse 
bamboleio demora cerca de 25 800 anos, ou seja, a configuração indicada na Figura 8, somente se repetirá após 
haver decorrido o período mencionado anteriormente. 
Estrelas 
Os povos primitivos acreditavam que as estrelas eram objetos localizados a uma igual distância de nós, sobre uma 
redoma invertida suspensa sobre a Terra. Acreditavam que as estrelas eram fixas, porque elas mantinham suas 
posições umas com relação às outras. Como em qualquer lugar sobre a Terra podemos "ver'' essa "redoma'', daí 
surgiu a noção de uma esfera invisível, onde estariam as estrelas "fixas'', envolvendo a Terra (Figura 9). 
 
Figura 09: A Esfera das Estrelas Fixas da Antigüidade 
 
Aristóteles (384 aC. a 322aC.) pensava que se a Terra girasse ao redor do Sol, então o deslocamento das estrelas 
mais próximas em relação às mais distantes deveria ser visível. Considerando que ele não foi capaz de detectar esse 
movimento, a conclusão seria que ou as estrelas estavam muitíssimo mais distantes do que se pensava na época ou 
então a Terra estaria imóvel no espaço. Embora sabendo que poderia acontecer das estrelas estarem 
suficientemente distantes para não poder detectar seu deslocamento, Aristóteles preferiu optar pela idéia da Terra 
em repouso do que a das estrelas distantes. 
Muito mais tarde, quando o Sistema Copernicano do Universo, com o Sol no centro foi aceito, os esforços para 
detectar o movimento aparente das estrelas ainda não obtiveram sucesso; contudo, naquele tempo acreditava-se 
que as estrelas se deslocavam no espaço e que estavam muito distantes da Terra para que seus deslocamentos 
pudessem ser observados. 
Paralaxe Estelar 
Em 1838, o astrônomo alemão Friedrich W. Bessel observou e mediu o movimento aparente de uma estrela, a estrela 
Cygni 61, em relação às estrelas vizinhas e mais distantes, obtendo assim um valor da distância dessa estrela em 
relação à nós. O método empregado consiste numa simples aplicação de Trigonometria. 
 
Figura 10: A Paralaxe Estelar 
Nós podemos observar a posição de uma estrela com relação as suas vizinhas de um determinado conjunto de 
estrelas. Ao observá-la em intervalos de seis meses, ou seja, quando a Terra estiver na direção oposta a anterior, 
com respeito ao Sol no espaço, nós podemos vê-la na direção de um outro agrupamento. Nós temos assim um 
deslocamento aparente da estrela, que ocorre com objetos próximos observados com respeito a objetos distantes, 
de posições diferentes. 
Tal método é também utilizado por engenheiros e agrimensores no cálculo de distâncias em terrenos, etc. Um modo 
relativamente simples de perceber a paralaxe consiste em observar um objeto próximo a você com respeito a 
posição aparente dele entre objetos mais distantes, ora com um olho aberto somente, e ora com o outro. 
A paralaxe de uma estrela, é a metade do ângulo definido entre a primeira observação e a segunda seis meses 
depois, quando ocorre um deslocamento aparente máximo da estrela. 
 
 
Figura 11: O ângulo de paralaxe das Estrelas 
Podemos ver pela Figura 11 que uma estrela mais distante do Sol terá uma paralaxe menor (<) que a de uma estrela 
mais próxima. E também quanto mais distante a estrela, mais difícil será de se observar sua paralaxe, pois o ângulo 
ficará cada vez menor. 
 
Figura 12: A Medida do Ângulo de Paralaxe 
Imaginemos um plano no céu, um pouco mais afastado de nós do que uma determinada estrela a ser observada. Tal 
plano seria paralelo ao plano da órbita terrestre, tal como mostrado na Figura 12. 
 
Da Terra, a estrela é vista na direção TE, mas do Sol é vista na direção SE. Como a Terra gira em torno do Sol, vemos 
o ponto E deslocar-se no sentido contrário ao da translação da Terra e ao longo de um ano descreverá uma elipse, 
nesse plano imaginário. A observação deste fato foi uma evidência do movimento da Terra ao redor do Sol. 
Considerando o momento no qual o triângulo STE é retângulo em T, temos que: 
 sen a= r/d 
 d = distância do Sol à estrela 
 r = distância Terra - Sol . 
Como o ângulo é pequeno, pois as estrelas estão muito afastadas de nós e como o raio da órbita terrestre é de 
aproximadamente 150 milhões de km, vale a relação: 
 sen a ~ a 
 Com em radianos, e a paralaxe da estrela torna-se: 
 a = r / d, 
 ou em segundos de arco, 
 a = 206265'' r / d 
Unidades de Distância 
As distâncias estelares tornam-se mais significativas quando duas unidades de distância são introduzidas: o ano-
luz, e o parsec. 
O ano-luz é padronizado como a distância que a luz (c = 299 792 458 m/s) percorre em um ano terrestre 
(365,256363 dias) 
1 ano-luz = 9 460 895 287 000 000 m ~ 9,5 trilhões de km 
O parsec é definido como a distância na qual uma estrela apresenta uma paralaxe de um segundo de arco. A palavra 
parsec é derivada da fusão de duas palavras inglesas "parallax'' e "second''. Um segundo de arco corresponde a 3,26 
anos-luz; portanto: 
1 parsec = 3,26 anos-luz. 
A estrela Cygni61 tem uma paralaxe de 3,4" e encontra-se, portanto, a uma distância de mais de 11 anos-luz da 
Terra. A estrela dupla Alpha Centauri tem uma paralaxe de 1,3'', o que resulta numa distância em relação a nós de 
4,238 anos-luz, uma das mais próximas de nós. E a estrela de maior paralaxe já observada (0'',76?), a Próxima 
Centauri, encontra-se a 4,22 anos-luz de distância, o que a torna a estrela mais próxima do Sol. 
Movimentos estelares. 
Embora as estrelas movam-se a grandes velocidades em diferentes direções, elas nos parecem estacionárias, isso 
devido às suas grandes distâncias. Edmund Halley foi o primeiro a indicar que as estrelas estavam em movimento ao 
constatar que a estrela Sírius tinha se movido cerca de meio grau no céu, ao comparar a sua posição naquela época, 
com a posição assinalada por Ptolomeu em seu catálogo de estrelas elaborado em 150 a.C. 
Ao movimento angular aparente de uma estrela, expresso em segundos de arco por ano, chamamos de movimento 
próprio. O movimento próprio de uma estrela é realmente muito pequeno (lembre-se da distância das estrelas) e 
realmente muito difícil de se medir. Geralmente, comparamos as posições de estrelas tomadas em intervalos de 
tempo de décadas para se poder detectar movimentos próprios das estrelas. Somente cerca de umas 100 estrelas 
têm movimentos próprios maiores de 1 segundo de arco por ano. Os movimentos próprios das outras são algumas 
vezes medidos em segundos de arco por século! A estrela de maior movimento próprio foi descoberta por E. E. 
Barnard em 1916 e é conhecida como estrela de Barnard. Ela se move através do céu por 10.25" por ano, o que 
resulta em 1 grau a cada 350 anos. O movimento de uma estrela no espaço em relação ao Sol é chamado 
movimento espacial e ele pode ser dividido em duas componentes: o movimento radial e o movimento tangencial, 
tal como mostra a figura 13. 
 
Figura 13: Os movimentos de uma estrela. 
A luminosidade e o brilho de uma estrela. 
O tamanho e a temperatura de uma estrela determinam a sua luminosidade, ou seja, a taxa com que ela irradia 
energia eletromagnética. Se duas estrelas são de tamanhos iguais, a estrela mais quente irradia maior quantidade de 
energia. Se duas estrelas são de temperaturas iguais, a maior irradia maior quantidade de energia. A luminosidade e 
a distância de uma estrela determinam o seu brilho aparente. Se duas estrelas parecem iguais em brilho, a mais 
distante é a mais luminosa. 
O brilho aparente de uma estrela segue uma lei de inverso quadrado, ou seja, é proporcional a 1/r2, que estabelece 
que a quantidade de luz que chega a nós de uma estrela, varia inversamente com o quadrado da distância. Assim, 
uma estrela duas vezes mais distante do que outra, sendo as duas de mesmo tamanho e mesma temperatura, 
apresenta-nos um brilho quatro vezes menor do que a outra. 
Nós vemos no céu que as estrelas diferem consideravelmente em brilho aparente. Já no segundo séc. a.C., Hiparco 
foi o primeiro astrônomo a elaborar um sistema para identificar as estrelas de acordo com o seu brilho aparente. Ele 
elaborou uma lista de 1000 estrelas e assinalou números de 1 a 6 para indicar o seu brilho aparente. Quanto menor 
o número na sua escala, mais brilhante a estrela. As estrelas mais brilhantes ele assinalou com o número 1 e as mais 
fracas com o número 6, estando as outras entre esses valores extremos. 
Definimos magnitude aparente de uma estrela, como o quanto ela nos parece brilhante. Dessa forma, para Hiparco, 
suas estrelas mais brilhantes eram de magnitude 1. A magnitude de uma estrela é somente uma medida do seu 
brilho e não leva em consideração seu tamanho, temperatura, ou distância. Atualmente a nossa escala de magnitude 
aparente tem como ponto de referência o valor zero, que foi assim estabelecido por intermédio de várias estrelas 
cujo brilho tem sido determinado com muita precisão. Uma estrela de magnitude zero é 2,512 vezes mais brilhante 
do que uma de primeira magnitude, e uma de magnitude -1 é 2,5122 ou 6,3 vezes mais brilhante do que uma 
estrela de primeira magnitude. A seguir, damos uma pequena tabela com alguns dados de magnitude aparente de 
alguns corpos celestes: 
 
Objeto Magnitude 
Sol -26,7 
Lua Cheia -12,5 
Sírius (Canis Majoris) -1,4 
Arcturus (Bootis) -0,1 
Aldebaran (Tauri) +0,9 
 
Considerando que o brilho de uma estrela depende de sua luminosidade e de sua distância, essa escala de 
magnitudes aparentes não pode ser usada para calcular a quantidade atual de luz que as estrelas emitem. Para 
resolver isto, uma escala de magnitudes "absolutas" foi introduzida. A magnitude absoluta de uma estrela é definida 
como a magnitude que ela teria se estivesse a uma distância padrão de 10 parsecs (32,6 anos-luz). O Sol, cuja 
magnitude aparente é -26,7 e que se encontra a uma distância de 1 unidade astronômica (4,855 x 10-6parsecs), se 
estivesse nesta distância padrão de 10 parsecs, pareceria muito mais fraco, com uma magnitude aparente de 4,56. 
Note que, por definição, 4,56 é então sua magnitude absoluta, por isso diz-se que o Sol é uma estrela de quinta 
grandeza! 
Nomenclatura das estrelas 
Algumas estrelas - as mais brilhantes - receberam nomes próprios, alguns dados pelos árabes da Idade Média, 
outros são de origem grega, latina, ou mesmo de origem chinesa. Por exemplo: Rigel (que significa, o Joelho do 
Gigante), Alpheratz (que significa, o Meio do Cavalo), Acubens (que significa as Garras do Caranguejo) e etc. 
Elas podem também ser designadas tendo como referência a constelação da qual fazem parte. Nesse caso, utiliza-se 
a forma genitiva latina da constelação precedida de uma letra grega; desta forma, Rigel torna-se ALFA Orionis, 
Alpheratz torna-se ALFA Andromedae e Acubens torna-se ALFA Cancri. Tal método foi introduzido por J. Bayer, em 
1603, em suas cartas estelares. 
Mais tarde, o astrônomo francês N. L. Lacaille sugeriu que as estrelas deveriam ser designadas pelas letras do 
alfabeto grego, mas em ordem decrescente de brilho, ou seja, a mais brilhante da constelação seria a estrela (alfa), a 
segunda mais brilhante seria a (beta), a terceira (gama) e assim por diante. 
Com o avanço da Astronomia, o alfabeto grego tornou-se insuficiente para designar as estrelas, pois numa mesma 
constelação conseguia-se agora observar mais estrelas do que as letras do alfabeto grego podiam enumerar. Desta 
forma, passou-se a utilizar o alfabeto latino. 
Quando também esse método tornou-se insuficiente, o astrônomo inglês J. Flamsteed, passou a utilizar um número 
seguido do genitivo latino. Como exemplo temos a estrela Atlas que passou a 27 Tauri. Esse é o método mais 
utilizado atualmente, mantendo-se o nome próprio para as estrelas mais brilhantes anteriormente designadas. Elas 
se encontram registradas em catálogos, com suas posições dadas pela declinação e pela ascensão reta, além de 
outros tipo de informação relacionadas a sua própria natureza. 
Sistema de Coordenadas 
Uma compreensão do relacionamento existente entre a Terra e os corpos celestes é essencial para viajar pelo mar, 
pelo ar e mesmo por terra, ou mesmo para se estabelecer a posição dos corpos celestes em relação à posição do 
observador na Terra e também para compreender o fenômeno do tempo. 
Esfera Terrestre. 
Para determinar a posição de um observador sobre a superfície da Terra, primeiro assumimos que a Terra é uma 
esfera e em seguida admitimos um sistema de coordenadas baseado no seu eixo de rotação conforme indicado na 
figura abaixo. 
 
Figura 14: O Sistema de Coordenadas Geográfico 
 
Este eixo é uma referência natural excelente. Suas extremidades são os pólos norte e sul. O grande círculo que 
divide a esfera em duas partes iguais e é perpendicular a esse eixo é o Equador. Os grandes círculosque passam 
através dos pólos e interceptam o Equador em ângulos retos são os chamados Meridianos. O meridiano que passa 
através do Observatório de Greenwich, na Inglaterra, foi escolhido como meridiano de referência, ou meridiano zero. 
O meridiano que passa sobre a posição do observador é chamado de meridiano do observador. Os círculos 
pequenos paralelos ao Equador e que não passam através do centro da esfera, são os círculos de latitude. Longitude 
é o ângulo medido a partir do meridiano de referência (Greenwich) e varia de 0o a 180o Leste e de 0o a 180o Oeste; 
latitude é o ângulo medido a partir do Equador e varia de 0o a 90o Norte e de 0o a 90o 
Sul. Assim, tendo o meridiano de Greenwich e a linha do Equador como referências, para localizar algo sobre a 
superfície da Terra, basta termos duas coordenadas, a latitude e a longitude. 
Esfera Celeste. 
Ao observarmos o céu, podemos ter a nítida impressão de que todo ele é uma enorme redoma que nos envolve . 
Qualquer que seja a nossa posição na superfície da Terra, temos ainda essa impressão. Isso nos sugere uma esfera 
imaginária envolvendo a Terra, da qual somente "vemos'' uma parte - a que se encontra acima do horizonte - 
designamo-a como Abóboda Celeste. 
Os astrônomos chamam essa esfera imaginária de Esfera Celeste. A Esfera Celeste é, portanto, uma esfera 
imaginária, de raio arbitrário, na qual se encontram projetados todos os corpos celestes. 
Sistema equatorial de coordenadas. 
 
Figura 15: Os Círculos Horários e os Círculos Diários. 
 
A fim de localizar a projeção dos corpos celestes sobre a Esfera Celeste, precisamos de um sistema de coordenadas 
apropriado. Considerando que nossa esfera imaginária é concêntrica com a Terra, podemos utilizar um sistema tal 
como o proposto para localização de observadores sobre a superfície da Terra. Prolongando o eixo terrestre até 
atingir a Esfera Celeste, teremos dois pontos importantes, o polo norte celeste (projeção do polo norte terrestre 
sobre a esfera celeste) e o polo sul celeste (projeção do polo sul terrestre sobre a esfera celeste). A projeção do 
Equador terrestre na Esfera Celeste é o Equador Celeste. Existem também círculos sobre a Esfera Celeste, que são 
projeções dos terrestres, análogos ao meridianos terrestres e ao círculos de latitudes, são os círculos horários e os 
círculos diários, respectivamente. 
Assim, a projeção de um corpo celeste sobre a Esfera Celeste é determinada por duas coordenadas, a ascensão reta 
( a - alfa) e a declinação( d - delta) que são análogas às coordenadas geográficas longitude e à latitude, 
respectivamente. 
A ascensão reta é o ângulo medido a partir do círculo horário que passa através do ponto gama: o ponto de 
intersecção do Equador Celeste e da Eclíptica no equinócio de primavera do hemisfério norte). 
 
Figura 16: Sistema Equatorial de Coordenadas 
 
Os valores são crescentes a leste ao longo do Equador até o círculo horário que passa através do astro desejado. 
Esse ângulo varia de 0 a 360 graus, mas é medido em horas de 0 a 24 horas (cada período de uma hora eqüivale a 
quinze graus). Declinação é o ângulo medido do Equador Celeste, para o norte ou para o sul, ao longo do círculo 
horário até o círculo diário que passa através do astro desejado. Este ângulo varia de 0 a +90 graus para o norte 
(valor positivo) e de 0 a -90 graus para o sul (valor negativo). 
Movimento Aparente dos Astros na Esfera Celeste. 
Movimento Diário das Estrelas. 
Observando o céu durante uma noite vemos que as estrelas do lado leste, elevam-se acima do horizonte até 
atingirem a culminação (o ponto mais alto, que passa pela linha meridiana) e, caminhando sempre na direção do pôr 
do Sol, algumas desaparecem no horizonte oeste, ao mesmo tempo em que "nascem" outras no horizonte leste. É o 
levantar e o deitar das estrelas. Esse movimento aparente é ocasionado pela rotação da Terra e se dá no sentido 
contrário ao da rotação terrestre. Algumas, porém, não têm nascimento nem ocaso, podendo serem vistas 
constantemente acima do horizonte. São as chamadas estrelas circumpolares. 
Dependendo da posição do observador sobre a Terra, ele verá esse movimento diário das estrelas de maneira 
diferente: 
a-) se o observador estiver sobre um dos pólos terrestres, ele verá que todas as estrelas no céu não se põem, e 
formam círculos concêntricos ao polo celeste e paralelos entre si. 
 
Figura 17: Os Movimentos da Esfera Celeste nos Pólos. 
 
b-) se o observador estiver sobre o Equador terrestre, ele verá que todas as estrelas nascem no horizonte leste, 
culminam e se põem no horizonte oeste. Para ele não há estrelas circumpolares visíveis. 
 
Figura 18: O Movimento da Esfera Celeste no Equador 
 
c-) se o observador estiver entre o Equador e um dos pólos, então ele verá que as estrelas nascem no horizonte 
leste, culminam e se põem no horizonte oeste, mas também terá a oportunidade de ver estrelas circumpolares. Verá 
que o polo celeste está a uma altura correspondente em ângulo à latitude do local onde se encontra. 
 
Figura 19: O Movimento da Esfera Celeste entre o Equador e um dos Pólos. 
 
Movimento anual das estrelas. 
Analisando o movimento diário das estrelas, podemos notar que a cada dia, as estrelas próximas do horizonte leste 
surgem um pouco mais cedo e as estrelas próximas ao horizonte oeste desaparecem mais cedo também. Após um 
ano, veremos que aquelas estrelas próximas ao horizonte leste, ou mesmo as próximas ao horizonte oeste que 
tinham sido tomadas como referência, voltam a reaparecer na mesma posição de um ano atrás, no mesmo horário. 
Este movimento aparente ocorre devido à translação da Terra ao redor do Sol e é chamado de movimento anual das 
estrelas . 
 
Figura 20: O Movimento Anual das Estrelas 
 
O Sol na Esfera Celeste. 
Observando a posição do Sol na Esfera Celeste, nós podemos perceber o caminho que sua projeção percorre devido 
à translação da Terra. Esse caminho, como já vimos, é chamado de Eclíptica e define um plano interno à Esfera 
Celeste, no qual está situada a órbita da Terra. 
A inclinação entre o Plano do Equador Celeste e o Plano da Eclíptica corresponde a 23 ° 27'. Por causa dessa 
inclinação, nós vemos o deslocamento do Sol ao longo da linha do horizonte, ou seja, o movimento pendular do Sol. 
 
 
Figura 21: O Trajeto do Sol na Esfera Celeste. 
 
Na porção visível da Esfera Celeste, nós podemos ver o movimento diário do Sol durante o período de claridade. O 
deslocamento diário do Sol contém um plano, cuja inclinação com a vertical à linha do horizonte corresponde ao 
valor da latitude geográfica do observador. Nas mesmas condições, pode se verificar como ele se comporta ao longo 
do ano (Figura 22), dando origem ao movimento pendular. . 
 
Figura 22: O Movimento Diário do Sol. 
Devido a orientação do eixo de rotação terrestre, os equinócios e solstícios corresponderão igualmente a posições 
muito bem definidas do Sol na esfera celeste. 
 
Figura 23: A Posição do Sol nos Solstícios e Equinócios. 
 
Gnômon e o Sol na Esfera Celeste. 
Ao utilizarmos um gnômon para medir a sombra do Sol ao longo do ano, sempre ao mesmo horário, notaremos que 
ao longo do ano o tamanho da sombra projetada varia. Isto significa que a declinação do Sol varia ao longo do ano, 
o que é mais fácil de entender analisando-o sobre a esfera celeste 
Devido ao movimento pendular do Sol, ao longo do ano, ele passa por um ponto de declinação máxima norte (Si), 
depois começa a diminuir sua declinação a cada dia e passa pelo valor zero (Ep) e então começa a aumentar sua 
declinação sul até o momento que ele chega a um valor máximo (Sv). Depois começa a diminuir sua declinação sul, 
passando outra vez por um valor zero (So) e aumentanovamente sua declinação norte até o valor máximo (Si), 
completando o ciclo que volta a se repetir (Figura 24). 
Quando o Sol se encontra "posicionado" sobre o hemisfério norte celeste, nós temos no hemisfério norte terrestre 
que a duração do período de claridade é maior que a do período de escuridão. E, quando ele estiver no hemisfério 
sul celeste ocorrerá o mesmo para o hemisfério sul terrestre. Quando o Sol se encontra no seu maior afastamento 
norte na esfera celeste (maior declinação norte), nós temos que a duração do período de claridade no hemisfério 
norte da Terra assume um valor máximo, o que também vale para o maior afastamento ao sul da esfera celeste. Tais 
dias recebem o nome de solstícios. 
Quando o Sol se encontra num dos dois pontos de declinação zero, ou seja, onde a Eclíptica cruza com o Equador 
Celeste, temos que a duração do período claridade é "exatamente" a mesma do período de escuridão(Obs.: nós não 
estamos considerando o efeito do crepúsculo). Tais dias recebem o nome de equinócios. 
 
Figura 24: O Sol nos Equinócios e Solstícios para São Carlos - SP. 
Constelações 
A observação sistemática das estrelas levou o homem a perceber que o céu não é fixo, nem imutável, como 
pensavam alguns e, ao mesmo tempo, ele descobriu que há uma certa ordem, isto é: movimentos regulares no céu. 
Utilizou-se então desses movimentos regulares relacionando-os com os ciclos da própria Natureza, como por 
exemplo, a época das chuvas, do plantio, da colheita, etc. Também descobriu que podia orientar-se através da 
observação das estrelas e, observando o céu, descobrir as horas... 
Definição antiga de constelação. 
 
 
Figura 25: As Constelações na Esfera Celeste. 
 
Os povos antigos como os Mesopotâmicos, os Egípcios, os Caldeus, os Assírios, os Chineses e os Gregos, 
observavam muito o firmamento e perceberam que as estrelas estão dispostas num arranjo que persiste de noite 
para noite. Começaram então a unir as estrelas por linhas imaginárias formando figuras no céu, nas quais 
procuravam representar os semideuses, animais, heróis de suas mitologias ou mesmo objetos do uso cotidiano 
(Figura 25). A esses desenhos no céu deu-se o nome de Constelações (Obs.: Constelação é o coletivo de um 
conjunto de estrelas - Português). 
Na realidade uma constelação não tem existência real, pois as estrelas que a compõem estão em diferentes 
distâncias de nós (Figura.29), e apenas as observamos como se estivessem cravadas na Esfera Celeste, porque não 
temos a sensação de profundidade e, a impressão que temos é que estão igualmente afastadas da Terra. 
 
Figura 26: Distribuição Espacial das Estrelas de uma Constelação. 
 
Definição moderna de Constelação. 
Para um astrônomo moderno, as constelações não têm mais a finalidade de representar figuras no céu, quaisquer 
que sejam. Elas são definidas e confinadas em regiões perfeitamente demarcadas na Esfera Celeste (Figura 27). Isso 
tem como finalidade facilitar a localização dos corpos celestes dentro de uma determinada constelação. 
 
Figura 27: Demarcação moderna das Constelações. 
 
Constelações na Esfera Celeste 
As constelações na Esfera Celeste podem ser agrupadas segundo sua posição relativa às principais referências, ou 
seja, o Equador Celeste, os Hemisférios Celestes Norte e Sul e a Eclíptica. Desse modo, nós temos as constelações 
Equatoriais, Boreias, Austrais e Zodiacais. 
Constelações Austrais. 
São denominadas constelações austrais, as que fazem parte do hemisfério sul celeste, como por exemplo: o 
Cruzeiro do Sul, cujas principais estrelas são: a Estrela de Magalhães ou Acrux ( Crucis), Mimosa (Graciosa, Crucis), 
Rubídea ou Gacrux ( Crucis), Pálida ( Crucis) e Intrometida ( Crucis ). 
Constelações Boreais. 
São denominadas constelações boreais, as que fazem parte do hemisfério norte celeste, como por exemplo: o Cisne, 
cujas estrelas principais são: Deneb (a Cauda, Cygni), Albireo ( Cygni) e Sadr (o Peito, Cygni), Gienah (a Asa, Cygni) e 
Azelfafage ( Cygni). 
Constelações Equatoriais. 
São as constelações que se encontram numa faixa ao longo do Equador Celeste, como por exemplo, a constelação 
de Orion, o gigante caçador, cujas principais estrelas são: Betelgeuse (o Ombro do Gigante, Orionis), Rigel (o Pé, 
Orionis), Bellatrix (Mulher Guerreira, Orionis), Saiph (a Espada do Gigante, Orionis), Mintaka ( Orionis), Alnilan (a 
Pérola, Orionis), Alnitak ( Orionis), Meissa (a Cintilante, Orionis) e Algjebbah ( Orionis). 
Constelações Zodiacais 
São aquelas constelações que se situam na faixa da linha da Eclíptica e que estejam compreendidas entre 8 graus ao 
norte e 8 graus ao sul da Eclíptica . Ao todo, são treze as constelações zodiacais: Pisces (Peixe), Aries (Áries), Taurus 
(Touro), Gemini (Gêmeos), Cancer (Caranguejo), Leo (Leão), Virgo (Virgem), Libra (Balança), Scorpius (Escorpião), 
Sagittarius (Sagitário), Ophiuchus (Ofíuco, O Portador da Serpente), Capricornus (Capricórnio) e Aquarius (Aquário, 
ou Agüadeiro). A região das constelações zodiacais, ou simplismente zodiáco é a região do céu na qual podemos 
encontrar quase todos os planetas. 
 
Figura 28: As Constelações Zodiacais. 
 
Catálogos Estelares. 
O mais antigo catálogo de estrelas, o Almagesto, de Claudio Ptolomeu (séc. II a.C.), relacionava 1022 estrelas 
agrupadas em 48 constelações, doze das quais no zodíaco, 21 no norte e 15 ao sul, que permaneceram invariáveis 
até as primeiras grandes navegações ao sul do Equador terrestre, nos séculos XV e XVI. Os navegadores foram então 
agrupando em constelações as novas estrelas que observavam e só em 1597 foi feito o primeiro esboço do céu 
austral pelo holandês Petrus Theodori. 
Em 1603, J. Bayer publicou seu Uranometria, onde acrescentou mais 12 constelações às de Ptolomeu, que são: Apus 
(Ave do Paraíso), Chamaleon (Camaleão), Dorado (Dourado), Grus (Grou), Hydrus (Hidra Macho), Indus (Índio), Musca 
(Mosca), Pavo (Pavão), Phoenix (Fênix), Triangulum Australe (Triângulo Austral), Tucana (Tucano) e Volans (Peixe 
Voador). 
Mais tarde, em 1690, Johannes Hevelius publicou outro catálogo, o Atlas Estelar, no qual acrescentou das 60 
constelações conhecidas mais 7 constelações: Canes Venatici (Cães de Caça), Lacerta (Lagarto), Leo Minor (Leão 
Menor), Lynx (Lince), Scutum (Escudo), Sextans (Sextante), Vulpecula (Raposa). 
Coube, porém, a Louis de Lacaille, em 1752, concluir e unificar a nomenclatura das constelações circumpolares do 
sul, identificando mais 14 constelações: Antlia (Máquina Pneumática), Caelum (Buril), Circinus (Compasso), Fornax 
(Forno), Horologium (Relógio), Mensa (Mesa), Microscopium (Microscópio), Norma (Esquadro), Octans (Octante), 
Pictor (Pintor), Pyxis (Bússola), Reticulum (Retículo), Sculptor (Escultor) e Telescopium (Telescópio). O Cruzeiro do Sul 
foi citado pela primeira vez, em 1673, pelo navegador Augustin Royer. 
Mesmo tendo-se organizado as constelações em catálogos, ainda ocorria um problema: algumas estrelas eram 
catalogadas em mais de uma constelação ao mesmo tempo, pois determinado astrônomo via uma constelação com 
tais e tais estrelas enquanto outro podia ver a mesma constelação, mas com uma estrela a mais, ou a menos. Outro 
problema é que astrônomos de países diferentes criavam constelações diferentes, por exemplo, com nomes de reis 
e príncipes, castelos, objetos de uso cotidiano, invenções, etc. e que não eram aceitas por astrônomos de outros 
países. 
A solução para esses problemas só surgiu em 1925, quando a União Astronômica Internacional, criada em 1922, 
resolveu padronizar as constelações, dividindo o céu por regiões, onde cada região definiria uma constelação, 
procurando preservar os nomes das já bem aceitas. 
Assim, atualmente temos 88 constelações, as quais tem seus nomes padronizadostodos em latim. 
A seguir, nós temos uma tabela com o nome de algumas das 88 constelações existentes, na qual encontramos o seu 
nome original (em latim), seu genitivo correspondente, e sua tradução (em português) . 
 
Nominativo Genitivo Nome em Português 
Andromeda Andromedae Andrômeda 
Antlia Antliae Máquina Pneumática 
Bootes Bootis Boieiro 
Camelopardalis Camelopardali Girafa 
Canes Venatici Canum Venaticorum Cães de caça 
Columba Columbae Pomba 
Crux Crucis Cruzeiro do Sul 
Cygnus Cygni Cisne 
Delphinus Delphini Golfinho 
Dorado Doradus Dourado 
Equuleus Equulei Cavalo Menor 
Eridanus Eridani Eridano 
Fornax Fornacis Forno 
Gemini Geminorum Gêmeos 
Horologium Horologii Relógio 
Hydra Hydrae Hidra 
Hydrus Hydri Hidra Macho 
Lepus Leporis Lebre 
Libra Librae Balança 
Monoceros Monocerotis Unicórnio 
Ophiuchus Ophiuchi Serpentário 
Pisces Piscium Peixes 
Piscis Austrinus Pisces Austrini Peixe Austral 
Reticulum Reticuli Retículo 
Sculptor Sculptoris Escultor 
Scutum Scuti Escudo 
Taurus Tauri Touro 
Telescopium Telescopii Telescópio 
Tucana Tucanae Tucano 
Ursa Major Ursae Majoris Ursa Maior 
Ursa Minor Ursae Minoris Ursa Menor 
Volans Volantis Peixe Voador 
Vulpecula Vulpeculae Raposa 
 
Bibliografia 
Caniato, R., O céu, 3ed., Campinas, Fundação Tropical de Pesquisa Tecnológica.,1978 (Projeto Brasileiro para o 
Ensino de Física). 
Faria,R.P. et al., Fundamentos de Astronomia, 2ed., Campinas,Papirus,1985. 
Mourão, R.R. de F., Atlas Celeste, 5ed., Petrópolis Vozes, 1984. 
Mourão, R.R. de F., Uranografia, 1ed., Rio de Janeiro, Francisco Alves, 1989. 
Bakulin, P.I.; Kononovich, E.V.; Moroz, V.I.; Curso de Astronomia General, Moscu, Mir, 1987. 
Boczko, R. Conceitos de Astronomia, São Paulo, Edgard Blucher, 1984. 
 
 
CDA - CDCC - USP/SC - 16/06/2000