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Astronomia e Astrof́ısica
Kepler de Souza Oliveira Filho (S.O. Kepler)
Maria de Fátima Oliveira Saraiva
Departamento de Astronomia - Instituto de F́ısica
Universidade Federal do Rio Grande do Sul
Porto Alegre, 11 de fevereiro de 2014.
ii
Conteúdo
Prefácio . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . vii
1 Astronomia antiga . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 1
1.1 Os astrônomos da Grécia antiga . . . . . . . . . . . . . . . . 2
1.2 Constelações . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 6
2 A esfera celeste . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9
3 Coordenadas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15
3.1 Coordenadas geográficas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 15
3.2 Coordenadas astronômicas . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16
3.2.1 O sistema horizontal . . . . . . . . . . . . . . . . . . 16
3.2.2 O sistema equatorial celeste . . . . . . . . . . . . . 17
3.2.3 O sistema equatorial local . . . . . . . . . . . . . . . 19
3.2.4 Tempo sideral . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 19
4 Movimento diurno dos astros . . . . . . . . . . . . . . . . . 23
4.1 Fenômenos do movimento diurno . . . . . . . . . . . . . . . 24
4.1.1 Nascer e ocaso de um astro . . . . . . . . . . . . . . 24
4.1.2 Passagem meridiana de um astro . . . . . . . . . . 24
4.1.3 Estrelas circumpolares . . . . . . . . . . . . . . . . 24
4.2 Movimento diurno do Sol . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25
5 Trigonometria esférica . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27
5.1 Definições básicas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27
5.2 Triângulos esféricos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 27
5.2.1 Propriedades dos triângulos esféricos . . . . . . . . . 28
5.2.2 Solução de triângulos esféricos . . . . . . . . . . . . 28
5.3 O triângulo de posição . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 30
5.4 Algumas aplicações: . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 32
iii
5.4.1 Ângulo horário no ocaso . . . . . . . . . . . . . . . . 32
5.4.2 Separação angular entre duas estrelas. . . . . . . . . 32
6 Medida do tempo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35
6.1 Tempo sideral . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35
6.2 Tempo solar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 35
6.2.1 Fusos horários . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 37
6.2.2 Equação do tempo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 37
6.3 Calendário . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 38
7 Movimento anual do Sol . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43
7.1 Estações do ano . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 43
7.1.1 Posições caracteŕısticas do Sol . . . . . . . . . . . . . 43
7.1.2 Estações em diferentes latitudes . . . . . . . . . . . 45
7.2 Insolação . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 46
8 Movimentos da Lua . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51
8.1 Fases da Lua . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 51
8.1.1 Mês lunar e mês sideral . . . . . . . . . . . . . . . . 53
8.1.2 Dia lunar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 53
8.1.3 Rotação da Lua . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 54
8.2 Eclipses . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 54
8.2.1 Geometria da sombra . . . . . . . . . . . . . . . . . 55
8.2.2 Eclipses do Sol e da Lua . . . . . . . . . . . . . . . . 57
8.3 Exemplos de cálculos de eclipses . . . . . . . . . . . . . . . 63
9 Movimento dos planetas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 65
9.1 O modelo geocêntrico de Ptolomeu . . . . . . . . . . . . . . 65
9.2 Copérnico e o modelo heliocêntrico . . . . . . . . . . . . . . 66
9.3 Classificação dos planetas pela distância ao Sol . . . . . . . 67
9.4 Configurações planetárias . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 68
9.4.1 Configurações de um planeta inferior . . . . . . . . . 68
9.4.2 Configurações de um planeta superior . . . . . . . . 68
9.5 Peŕıodo sinódico e sideral dos planetas . . . . . . . . . . . . 68
9.5.1 Relação entre os dois peŕıodos . . . . . . . . . . . . 69
9.6 Exemplos de peŕıodos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 70
9.7 Distâncias dentro do Sistema Solar . . . . . . . . . . . . . . 71
9.7.1 Distâncias dos planetas inferiores . . . . . . . . . . . 71
9.7.2 Distâncias dos planetas superiores . . . . . . . . . . 72
iv
10 As leis de Kepler . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 75
10.1 Tycho . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 75
10.2 Kepler . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 76
10.2.1 Propriedades das elipses . . . . . . . . . . . . . . . . 76
10.2.2 As três leis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 80
10.3 Galileo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 81
11 Newton . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 85
11.1 Gravitação universal . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 88
11.2 Derivação da “constante” K . . . . . . . . . . . . . . . . . . 89
11.3 Determinação de massas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 91
12 Leis de Kepler generalizadas . . . . . . . . . . . . . . . . . . 97
12.1 Equação do movimento . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 98
12.2 Conservação da energia total do sistema . . . . . . . . . . . 99
12.3 Conservação do momentum angular . . . . . . . . . . . . . 100
12.4 Primeira lei de Kepler: Lei das órbitas . . . . . . . . . . . . 100
12.5 Segunda lei de Kepler: Lei das áreas . . . . . . . . . . . . . 104
12.6 Terceira lei de Kepler: Lei harmônica . . . . . . . . . . . . . 105
12.7 A equação da energia . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 106
12.7.1 Velocidade circular . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 108
12.7.2 Velocidade de escape . . . . . . . . . . . . . . . . . . 108
12.7.3 Problema de muitos corpos . . . . . . . . . . . . . . 109
12.7.4 Exemplos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 109
13 Forças gravitacionais diferenciais . . . . . . . . . . . . . . . 113
13.1 Dedução da força diferencial . . . . . . . . . . . . . . . . . . 113
13.2 Marés . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 115
13.2.1 Expressão da força de maré . . . . . . . . . . . . . . 116
13.2.2 Maré da Lua e do Sol . . . . . . . . . . . . . . . . . 118
13.2.3 Rotação sincronizada . . . . . . . . . . . . . . . . . . 118
13.2.4 Limite de Roche . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 121
13.3 Precessão . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 124
14 O Sol e os planetas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 131
14.1 Origem do sistema solar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 132
14.2 Planetologia comparada . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 135
14.2.1 Caracteŕısticas gerais dos planetas . . . . . . . . . . 135
14.2.2 Propriedades fundamentais dos planetas . . . . . . . 136
14.2.3 Estrutura Interna: . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 137
v
14.2.4 Superf́ıcies . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 139
14.2.5 Atmosferas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 141
14.2.6 Efeito estufa . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 143
15 Corpos menores do Sistema Solar . . . . . . . . . . . . . . . 147
15.1 Asteróides . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 147
15.2 Objetos do Cinturão de Kuiper . . . . . . . . . . . . . . . . 148
15.3 Meteoros . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 149
15.4 Impactos na Terra . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 150
15.5 Satélites . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 152
15.6 Anéis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 153
15.7 Cometas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 154
15.7.1 Origem dos Cometas . . . . . . . . . . . . . . . . . . 156
15.8 Planeta X . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. . . . . . 157
15.9 Chuva de meteoros . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 158
15.10 Luz zodiacal . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 158
16 O Sol - a nossa estrela . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 159
16.1 Estrutura do Sol . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 160
16.1.1 A fotosfera . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 161
16.1.2 A cromosfera . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 163
16.1.3 A Coroa . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 165
16.2 A energia do Sol . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 167
17 Vida . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 169
17.1 Vida na Terra . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 169
17.2 Vida no Sistema Solar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 171
17.3 Vida na galáxia . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 171
17.4 OVNIs . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 172
17.5 Planetas fora do Sistema Solar . . . . . . . . . . . . . . . . 173
18 Determinação de distâncias . . . . . . . . . . . . . . . . . . 177
18.1 Paralaxe geocêntrica e heliocêntrica . . . . . . . . . . . . . . 180
18.1.1 Paralaxe geocêntrica . . . . . . . . . . . . . . . . . . 180
18.1.2 Paralaxe heliocêntrica . . . . . . . . . . . . . . . . . 180
18.2 Unidades de distâncias astronômicas . . . . . . . . . . . . . 181
18.2.1 A unidade astronômica . . . . . . . . . . . . . . . . 181
18.2.2 O ano-luz . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 182
18.2.3 O parsec . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 184
vi
19 Estrelas binárias . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 187
19.1 Histórico . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 187
19.2 Tipos de sistemas binários . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 188
19.3 Massas de sistemas binários visuais . . . . . . . . . . . . . . 189
19.4 Massas de binárias espectroscópicas . . . . . . . . . . . . . . 191
20 Fotometria . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 193
20.1 Grandezas t́ıpicas do campo de radiação . . . . . . . . . . . 194
20.2 Ângulo sólido . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 194
20.3 Intensidade espećıfica . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 195
20.4 Fluxo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 196
20.5 Magnitudes . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 199
20.5.1 Sistemas de magnitudes . . . . . . . . . . . . . . . . 200
20.5.2 Índices de cor . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 201
20.5.3 Magnitude absoluta . . . . . . . . . . . . . . . . . . 201
20.5.4 Magnitude bolométrica . . . . . . . . . . . . . . . . 202
20.5.5 Sistema de Strömgren . . . . . . . . . . . . . . . . . 203
20.5.6 Extinção atmosférica . . . . . . . . . . . . . . . . . . 203
20.5.7 Extinção interestelar e Excesso de cor . . . . . . . . 205
20.6 Teoria da Radiação . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 208
20.6.1 O corpo negro . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 208
20.6.2 Lei de Wien . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 211
20.6.3 Lei de Stefan-Boltzmann . . . . . . . . . . . . . . . . 213
21 Espectroscopia . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 217
21.1 Histórico . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 217
21.2 Leis de Kirchhoff . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 219
21.2.1 Variação do espectro cont́ınuo com a temperatura . 220
21.3 A origem das linhas espectrais: átomos e luz . . . . . . . . . 221
21.3.1 Quantização . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 221
21.3.2 Nı́veis de energia do hidrogênio . . . . . . . . . . . . 222
21.4 Classificação Espectral . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 227
21.4.1 A seqüência espectral e a temperatura das estrelas . 230
21.5 Classificação de luminosidade . . . . . . . . . . . . . . . . . 230
21.6 Velocidade radial e efeito Doppler . . . . . . . . . . . . . . . 234
21.7 Perfil da linha . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 235
21.8 Lei de Boltzmann - Equação de Excitação . . . . . . . . . . 235
21.9 Lei de Saha - Equação de Ionização . . . . . . . . . . . . . . 237
vii
22 Estrelas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 241
22.1 O Diagrama HR . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 241
22.2 Cúmulos e Aglomerados Estelares . . . . . . . . . . . . . . . 243
22.3 Distâncias espectroscópicas . . . . . . . . . . . . . . . . . . 246
22.4 A relação massa-luminosidade . . . . . . . . . . . . . . . . . 249
22.5 Extremos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 249
22.5.1 As estrelas mais luminosas . . . . . . . . . . . . . . 251
22.5.2 As estrelas de baixa luminosidade . . . . . . . . . . 251
22.5.3 As anãs brancas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 252
22.6 A fonte de energia das estrelas . . . . . . . . . . . . . . . . . 254
22.7 Fusão termonuclear . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 257
22.8 Tempo de vida das estrelas . . . . . . . . . . . . . . . . . . 261
22.9 Escalas de tempo evolutivo . . . . . . . . . . . . . . . . . . 262
22.9.1 Tempo nuclear . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 262
22.9.2 Tempo térmico . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 263
22.9.3 Tempo dinâmico . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 264
22.10 O Problema do neutrino solar . . . . . . . . . . . . . . . . . 264
22.11 Energia nuclear de ligação . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 268
22.12 Massas Nucleares . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 270
22.13 Evolução final das estrelas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 272
22.14 Estrelas Variáveis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 282
23 Interiores estelares . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 289
23.1 Temperatura . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 289
23.2 Pressão mecânica . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 293
23.2.1 Gás não-degenerado . . . . . . . . . . . . . . . . . . 295
23.2.2 Gás de fótons . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 297
23.2.3 Degenerescência dos elétrons . . . . . . . . . . . . . 298
23.2.4 Degenerescência parcial . . . . . . . . . . . . . . . . 303
23.3 Energia de Fermi . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 306
23.3.1 T=0 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 307
23.3.2 Gás não-degenerado, ionizado . . . . . . . . . . . . . 307
23.3.3 Degenerescência fraca . . . . . . . . . . . . . . . . . 307
23.3.4 Altamente degenerado, ultra-relativ́ıstico . . . . . . 308
23.4 Gás, T=0 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 309
23.5 Gás não-degenerado, ionizado . . . . . . . . . . . . . . . . . 309
23.6 Gás fracamente degenerado . . . . . . . . . . . . . . . . . . 310
23.7 Gás altamente degenerado, ultra-relativ́ıstico . . . . . . . . 312
23.8 Equiĺıbrio hidrostático . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 315
viii
23.9 Reserva de energia de uma estrela . . . . . . . . . . . . . . . 319
23.9.1 Algumas relações termodinâmicas . . . . . . . . . . 323
23.9.2 Energia nuclear . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 333
23.9.3 Ciclo próton-próton . . . . . . . . . . . . . . . . . . 334
23.9.4 Ciclo CNO . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 337
23.9.5 Triplo–α . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 338
23.9.6 Queima do carbono . . . . . . . . . . . . . . . . . . 339
23.10 Condição de equiĺıbrio térmico . . . . . . . . . . . . . . . . 342
23.11 O Transporte de energia radiativo . . . . . . . . . . . . . . . 345
23.12 A Equação de transporte radiativo . . . . . . . . . . . . . . 346
23.13 Equiĺıbrio radiativo no interior estelar . . . . . . . . . . . . 348
23.14 Ordem de grandeza da luminosidade . . . . . . . . . . . . . 356
23.15 A relação massa-luminosidade . . . . . . . . . . . . . . . . . 356
23.16 Estabilidade do equiĺıbrio térmico . . .. . . . . . . . . . . . 357
23.17 Transporte de energia por convecção . . . . . . . . . . . . . 358
23.17.1 Condição de estabilidade do equiĺıbrio radiativo . . . 358
23.17.2 Equiĺıbrio convectivo . . . . . . . . . . . . . . . . . . 363
23.17.3 Transporte de energia por convecção . . . . . . . . . 364
23.17.4 Aproximação adiabática . . . . . . . . . . . . . . . . 368
23.17.5 Caracteŕısticas da convecção no interior estelar . . . 368
23.17.6 Overshooting e semiconvecção . . . . . . . . . . . 371
23.18 Abundância dos elementos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 373
23.18.1 Variação da composição com o tempo . . . . . . . . 374
23.18.2 Difusão . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 376
23.18.3 Regiões convectivas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 379
23.19 Opacidades . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 380
23.19.1 Transições ligado-livre . . . . . . . . . . . . . . . . . 383
23.19.2 Transições livre-livre . . . . . . . . . . . . . . . . . . 384
23.19.3 Coeficiente de absorção monocromática . . . . . . . 387
23.19.4 Espalhamento Thomson . . . . . . . . . . . . . . . . 388
23.19.5 Coeficiente total . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 390
23.19.6 Íon negativo de hidrogênio . . . . . . . . . . . . . . . 393
23.20 Geração de Energia Nuclear . . . . . . . . . . . . . . . . . . 400
23.20.1 Seção de choque e taxa de reação . . . . . . . . . . . 400
23.20.2 Reações não-ressonantes . . . . . . . . . . . . . . . . 402
23.20.3 Reações ressonantes . . . . . . . . . . . . . . . . . . 405
23.20.4 Escudamento eletrônico . . . . . . . . . . . . . . . . 409
23.20.5 Śıntese de elementos pesados . . . . . . . . . . . . . 411
23.21 Emissão de neutrinos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 412
ix
23.22 Poĺıtropos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 426
23.22.1 Aplicações para anãs brancas . . . . . . . . . . . . . 430
23.23 Limite de Eddington . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 431
23.24 Modelos de evolução . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 433
23.25 Condições de contorno . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 435
23.25.1 Atmosferas estelares . . . . . . . . . . . . . . . . . . 435
23.25.2 Envelope radiativo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 439
23.25.3 Estrelas completamente convectivas . . . . . . . . . 440
23.26 Resultado dos modelos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 447
23.27 Anãs brancas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 472
23.27.1 Propriedades de anãs brancas não-binárias . . . . . 472
23.27.2 Evolução das anãs brancas . . . . . . . . . . . . . . 477
23.27.3 Evolução Térmica das Anãs Brancas . . . . . . . . . 481
23.27.4 Cristalização . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 486
23.27.5 Função luminosidade . . . . . . . . . . . . . . . . . . 493
23.28 Novas e supernovas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 497
23.29 Equiĺıbrio hidrostático na Relatividade Geral . . . . . . . . 506
23.29.1 Schwarzschild . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 512
23.29.2 Avermelhamento Gravitacional . . . . . . . . . . . . 513
23.29.3 Tensores Covariantes e Contravariantes . . . . . . . 514
23.29.4 Tolman-Oppenheimer-Volkoff . . . . . . . . . . . . . 515
23.30 Formação estelar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 523
23.31 Estrelas binárias . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 536
23.31.1 Binárias Próximas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 537
23.31.2 Discos de Acresção . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 540
23.31.3 Envelope Comum . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 541
23.32 Pulsações Radiais Adiabáticas . . . . . . . . . . . . . . . . . 545
23.32.1 A Equação de Onda Adiabática e Linear . . . . . . . 551
23.32.2 Alguns Exemplos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 552
23.33 Pulsações não-radiais . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 553
23.33.1 Aproximação Não Adiabática . . . . . . . . . . . . . 560
23.33.2 Heliosismologia . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 563
23.33.3 Pulsações das Anãs Brancas . . . . . . . . . . . . . . 563
23.34 Efeitos não lineares . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 565
23.35 Pulsações das ZZ Cetis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 568
23.36 Bibliografia . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 575
24 A escala do universo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 577
x
25 Nossa galáxia: a Via Láctea . . . . . . . . . . . . . . . . . . 581
25.1 Sistema de coordenadas galácticas . . . . . . . . . . . . . . 583
25.2 Distâncias dentro da Galáxia . . . . . . . . . . . . . . . . . 584
25.2.1 Relação Peŕıodo-Luminosidade . . . . . . . . . . . . 584
25.3 Forma e tamanho da Via Láctea . . . . . . . . . . . . . . . 586
25.4 O movimento das estrelas na Galáxia . . . . . . . . . . . . . 587
25.4.1 Componentes dos movimentos estelares . . . . . . . 588
25.4.2 O sistema local de repouso (SLR) . . . . . . . . . . 589
25.5 A rotação e a massa da Galáxia . . . . . . . . . . . . . . . . 590
25.5.1 Massa da Galáxia . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 590
25.5.2 A curva de rotação da Galáxia . . . . . . . . . . . . 591
25.5.3 Velocidade e distância galactocêntrica do Sol . . . . 595
25.6 Meio interestelar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 597
25.6.1 Gás interestelar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 598
25.6.2 A poeira interestelar . . . . . . . . . . . . . . . . . . 599
25.6.3 Moléculas interestelares . . . . . . . . . . . . . . . . 600
25.7 Populações estelares . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 600
25.8 Estrutura espiral . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 601
25.9 O Centro da Galáxia . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 604
26 Galáxias . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 607
26.1 A descoberta das galáxias . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 607
26.2 Classificação morfológica . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 608
26.2.1 Espirais (S) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 609
26.2.2 Eĺıpticas (E) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 610
26.2.3 Irregulares (I) . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 611
26.3 Massas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 612
26.3.1 Determinação de massa em galáxias eĺıpticas . . . . 615
26.3.2 Determinação de massa em galáxias espirais . . . . . 616
26.4 Luminosidade . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 617
26.5 Brilho superficial . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 617
26.5.1 Distribuição de brilho superficial . . . . . . . . . . . 618
26.5.2 Eĺıpticas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 618
26.5.3 Espirais . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 618
26.6 A relação entre a luminosidade e a velocidade para galáxias
eĺıpticas e espirais . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 620
26.7 Aglomerados de galáxias . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 621
26.7.1 O Grupo Local . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 622
26.7.2 Outros aglomerados de galáxias . . . . . . . . . . . . 623
xi
26.8 Superaglomerados . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 624
26.9 Colisões entre galáxias . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 624
26.9.1 Fusão de galáxias e canibalismo galático . . . . . . . 626
26.10 A formação e evolução das galáxias . . . . . . . . . . . . . . 627
26.11 Galáxias ativas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 628
26.11.1 Quasares . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 629
26.11.2 Movimentos superluminais . . . . . . . . . . . . . . 631
26.11.3 Radio-galáxias . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 633
26.11.4 Galáxias Seyfert . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 635
26.11.5 Objetos BL Lacertae (BL Lac) . . . . . . . . . . . . 636
26.12 A lei de Hubble . . . . . . . . . . . . . . . . . . .. . . . . . 637
27 Cosmologia . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 639
27.1 O Paradoxo de Olbers: a escuridão da noite . . . . . . . . . 639
27.2 Relatividade Geral . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 641
27.2.1 Lentes Gravitacionais . . . . . . . . . . . . . . . . . 643
27.3 Expansão do Universo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 645
27.4 Big Bang . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 649
27.5 A questão da matéria escura . . . . . . . . . . . . . . . . . . 651
27.6 A idade do Universo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 654
27.7 COBE . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 657
27.8 Viagem no tempo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 663
27.9 Quarks . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 664
27.10 Superstrings - Cordas Cósmicas . . . . . . . . . . . . . . . . 668
27.11 Cosmologia newtoniana . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 673
27.11.1 Densidade cŕıtica . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 673
27.11.2 Idade do Universo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 675
27.11.3 Parâmetro de densidade . . . . . . . . . . . . . . . . 675
27.11.4 Parâmetro de desaceleração . . . . . . . . . . . . . . 682
27.11.5 Big Bang quente . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 682
27.11.6 Avermelhamento gravitacional . . . . . . . . . . . . 683
27.11.7 Massa de Planck . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 684
27.12 Cosmologia Relativ́ıstica . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 685
27.12.1 Espaço-tempo de Minkowski . . . . . . . . . . . . . 685
27.12.2 Coordenadas gaussianas . . . . . . . . . . . . . . . . 686
27.12.3 Relatividade Geral . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 687
27.12.4 Levantando e baixando ı́ndices . . . . . . . . . . . . 690
27.12.5 Cosmologia na Relatividade Geral . . . . . . . . . . 691
27.12.6 Evolução Térmica após o Big Bang . . . . . . . . . . 693
xii
27.12.7 Métrica de Robertson-Walker . . . . . . . . . . . . . 696
27.13 Recombinação . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 699
28 Telescópios . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 703
28.1 Refrator ou refletor . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 704
28.2 Radiotelescópio . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 708
28.3 Comprando um telescópio . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 710
28.3.1 Caracteŕısticas óticas dos telescópios . . . . . . . . . 714
28.3.2 Binóculos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 715
28.4 Mı́nimos Quadrados . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 718
28.5 Mı́nimos quadrados lineares . . . . . . . . . . . . . . . . . . 721
28.6 Mı́nimos quadrados não lineares . . . . . . . . . . . . . . . . 722
28.7 Formulação Geral . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 724
28.8 Determinação das incertezas . . . . . . . . . . . . . . . . . . 725
28.9 Matriz Covariança . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 726
28.10 χ2 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 727
28.11 Estimativa Robusta . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 729
28.11.1 Probabilidade . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 729
28.12 Determinação das incertezas . . . . . . . . . . . . . . . . . . 733
A Biografias . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 737
A.1 Nicolau Copérnico . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 737
A.2 Tycho Brahe . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 740
A.3 Johannes Kepler . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 743
A.4 Galileo Galilei . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 748
A.5 Christiaan Huygens . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 753
A.6 Isaac Newton . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 755
A.7 Gian Domenico Cassini . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 759
A.8 Edmond Halley . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 760
Bibliografia . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 763
xiii
xiv
Lista de Figuras
1.1 Reprodução do Almagesto . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 5
1.2 Mapa do céu na área da constelação do Órion. . . . . . . . . 6
2.1 Esfera Celeste . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 9
2.2 Esfera celeste viśıvel para um certo lugar do hemisfério sul . 10
2.3 Horizonte . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 11
2.4 Ćırculos fundamentais da esfera celeste. . . . . . . . . . . . . 13
3.1 Coordenadas horizontais . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17
3.2 Coordenadas equatoriais . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 17
3.3 Definição astronômica de latitude . . . . . . . . . . . . . . . 19
3.4 Ângulo horário . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 20
3.5 Hora sideral. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 21
4.1 Movimento dos astros em diferentes latitudes. . . . . . . . . . 23
4.2 Calotas circumpolares. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 25
4.3 Ćırculos diurnos do Sol . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 26
6.1 Dia Solar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 36
7.1 Gnômon . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 44
7.2 Posições do Sol na ecĺıptica no ińıcio de cada estação . . . . 46
7.3 Causa das estações do ano. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 47
7.4 Insolação. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 48
8.1 Lua cheia ao nascer. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 52
8.2 Representação esquemática do movimento da Lua em torno
da Terra . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 55
8.3 Geometria da sombra (umbra e penumbra) . . . . . . . . . . 56
8.4 Eclipse Solar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 58
8.5 Diagrama de um eclipse lunar . . . . . . . . . . . . . . . . . . 59
xv
8.6 Fases da Lua . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 63
9.1 Modelo de Ptolomeu. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 66
9.2 Movimento retrógrado de um planeta superior. . . . . . . . . 67
9.3 Peŕıodo sinódico e sideral. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 69
10.1 Afélio e periélio da órbita planetária . . . . . . . . . . . . . . 78
10.2 Elipse . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 82
10.3 Fases de Vênus . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 83
11.1 Aceleração centŕıpeta. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 86
12.1 Componentes de uma cônica. . . . . . . . . . . . . . . . . . . 102
12.2 Trajetória em coordenadas esféricas. . . . . . . . . . . . . . . 105
12.3 Transferência de Hohmann. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 111
13.1 A força sobre a part́ıcula m2 é menor do que sobre o centro
de massa . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 114
13.2 A maré alta segue a posição da Lua. . . . . . . . . . . . . . . 116
13.3 Forças sobre part́ıculas em relação ao centro de massa . . . . 117
13.4 Marés vivas e marés mortas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 119
13.5 A força de maré tende a sincronizar as órbitas, reduzindo a
fricção. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 120
13.6 Precessão de um pião. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 125
13.7 Precessão do pólo norte celeste. . . . . . . . . . . . . . . . . . 126
13.8 Precessão do pólo sul celeste. . . . . . . . . . . . . . . . . . . 127
13.9 Precessão do Equador Celeste. . . . . . . . . . . . . . . . . . 128
14.1 Formação do sistema solar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 134
14.2 O Sol, os planetas e Plutão . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 137
14.3 Interior dos planetas gigantes e terrestres. . . . . . . . . . . . 139
15.1 Meteorito ALH84001. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 150
15.2 Meteor Crater . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 151
15.3 Chicxulub . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 152
15.4 Anéis de Saturno.. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 153
15.5 Partes de um cometa . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 155
15.6 Cauda de um cometa . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 156
15.7 Cometa West. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 157
16.1 Foto do Sol . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 159
xvi
16.2 Foto do Sol na linha de 584 Å do hélio (He I) . . . . . . . . . 162
16.3 Manchas Solares . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 162
16.4 Distribuição de temperatura e densidade na atmosfera do Sol. 163
16.5 Eclipse do Sol . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 164
16.6 Flares Solares . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 165
16.7 Magnetosfera da Terra - cinturão de Van Allen. . . . . . . . . 166
18.1 Deslocamento aparente dos objetos vistos de ângulos distintos.177
18.2 Ângulo paralático . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 178
18.3 Ângulo plano α, correspondente a um arco a à uma distância r.179
18.4 Paralaxe heliocêntrica . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 180
18.5 Medida da velocidade da luz . . . . . . . . . . . . . . . . . . 182
18.6 Paralaxe e parsec . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 184
19.1 Binárias espectroscópicas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 188
19.2 Centro de massa, CM, entre dois objetos M1 e M2. . . . . . . 191
20.1 Espectro eletromagnético. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 194
20.2 Ângulo plano α e ângulo sólido ω . . . . . . . . . . . . . . . 195
20.3 Intensidade espećıfica na direção θ . . . . . . . . . . . . . . . 196
20.4 Relação ente fluxo e distância. . . . . . . . . . . . . . . . . . 197
20.5 Brilho superficial . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 198
20.6 Curvas de transmissão dos filtros UBV. . . . . . . . . . . . . 200
20.7 Sistema de Strömgren . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 203
20.8 Absorção atmosférica. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 204
20.9 Excesso de cor . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 207
20.10 Gráfico da lei de Planck para diferentes temperaturas. . . . . 210
20.11 Ilustração da lei de Wien. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 212
21.1 Imagem de um espectro de H . . . . . . . . . . . . . . . . . . 217
21.2 Nı́veis de energia do hidrogênio . . . . . . . . . . . . . . . . . 225
21.3 Formação de linhas de absorção e de emissão. . . . . . . . . . 226
21.4 Intensidade das Linhas Espectrais . . . . . . . . . . . . . . . 229
21.5 Espectros por classe espectral . . . . . . . . . . . . . . . . . . 231
21.6 Espectros com Função de Planck . . . . . . . . . . . . . . . . 232
22.1 Diagrama HR. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 242
22.2 Diagrama HR do HIPPARCOS . . . . . . . . . . . . . . . . . 245
22.3 Diagrama HR dos aglomerados . . . . . . . . . . . . . . . . . 247
22.4 Distribuição de estrelas por tipo . . . . . . . . . . . . . . . . 248
22.5 Relação massa-luminosidade. . . . . . . . . . . . . . . . . . . 250
xvii
22.6 Estrelas da sequência principal. . . . . . . . . . . . . . . . . . 250
22.7 Śırius A e B . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 252
22.8 Ciclo próton-próton. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 259
22.9 Energia de ligação dos átomos . . . . . . . . . . . . . . . . . 269
22.10 Esquema de evolução estelar . . . . . . . . . . . . . . . . . . 273
22.11 Nebulosa Planetária . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 274
22.12 Simulação de Supernova . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 275
22.13 Diagrama HR teórico para 5 M⊙ . . . . . . . . . . . . . . . . 278
22.14 Diagrama HR teórico até anã-branca . . . . . . . . . . . . . . 279
22.15 Estrelas Variáveis . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 288
23.1 Pressão . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 293
23.2 Distribuição de Fermi-Dirac . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 298
23.3 Diagrama ρ− T . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 306
23.4 Secção de choque dos neutrinos . . . . . . . . . . . . . . . . . 335
23.5 Espectro de neutrinos solares . . . . . . . . . . . . . . . . . . 336
23.6 Abundâncias com CNO . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 338
23.7 Abundâncias com Triplo-α . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 340
23.8 Intensidade e ângulo sólido . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 347
23.9 Deslocamento por convecção. . . . . . . . . . . . . . . . . . . 358
23.10 Convecção . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 364
23.11 Coeficiente de absorção monocromático. . . . . . . . . . . . 388
23.12 Relação entre as opacidades . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 392
23.13 Regiões de domı́nio dos diferentes tipos de absorção. . . . . . 392
23.14 Opacidade conductiva . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 395
23.15 Opacidade Total. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 397
23.16 Opacidade de Rosseland . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 398
23.17 Fatores dominantes na taxa de reação nuclear. . . . . . . . . 406
23.18 Taxa de reação nuclear para p+ p e 3He4 . . . . . . . . . . . 408
23.19 Taxa de reação nuclear para C12 + p e C12 + α . . . . . . . . 410
23.20 Abundâncias Solares . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 412
23.21 Mário Schenberg . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 414
23.22 Emissão de neutrinos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 415
23.23 Refrigeração por neutrinos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 416
23.24 Variação na produção de neutrinos . . . . . . . . . . . . . . . 417
23.25 Áxions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 422
23.26 Emissão de Áxions . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 423
23.27 Emissão de Áxions e Neutrinos . . . . . . . . . . . . . . . . . 424
23.28 Seqüência principal e zona completamente convectiva . . . . 444
xviii
23.29 Seqüência principal: diferentes composições qúımicas . . . . . 445
23.30 Evolução a partir da seqüência principal. . . . . . . . . . . . 450
23.31 Evolução de Pop. I . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 451
23.32 Modelos Evolucionários . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 452
23.33 Densidade e temperaturas centrais . . . . . . . . . . . . . . . 453
23.34 Isócronas teóricas. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 454
23.35 Isócrona de 12,5 Ganos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 455
23.36 Evolução de 25 M⊙ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 460
23.37 Taxas de perda de massa para estrelas massivas. . . . . . . . 461
23.38 Seqüências evolucionárias com perda de massa . . . . . . . . 462
23.39 Evolução da estrutura interna e 5 M⊙ . . . . . . . . . . . . . 463
23.40 Evolução da estrutura interna e 1,3 M⊙ . . . . . . . . . . . . 464
23.41 Diagrama H-R de 4 a 9 M⊙ . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 465
23.42 Variação do raio das estrelas com o tempo . . . . . . . . . . . 466
23.43 Massa da anã-branca vs. massa inicial . . . . . . . . . . . . . 467
23.44 Icko Iben Jr. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 467
23.45 Zonas de Convecção . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 469
23.46 Diagrama HR teórico incluindo nebulosa planetária . . . . . 470
23.47 Diagrama HR teórico para diversas massas . . . . . . . . . . 471
23.48 Evolução das DAs e Não DAs. . . . . . . . . . . . . . . . . . 479
23.49 Born Again . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 480
23.50 Luminosidade em neutrinos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 486
23.51 Temperatura de Cristalização . . . . . . . . . . . . . . . . . . 488
23.52 Transição de Fase . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 489
23.53 Efeito da separação de fase no esfriamento . . . . . . . . . . 490
23.54 Efeito da separação de fase na idade . . . . . . . . . . . . . . 491
23.55 Função luminosidade das anãs brancas .. . . . . . . . . . . . 495
23.56 Anãs Brancas no Halo . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 496
23.57 Nova Cygni 1992 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 497
23.58 Emissão de neutrinos . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 498
23.59 Lóbulo de Roche . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 499
23.60 Disco de Acresção . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 499
23.61 Anéis em volta da SN1987A . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 500
23.62 Estrutura de uma estrela de nêutrons . . . . . . . . . . . . . 515
23.63 Formação Estelar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 531
23.64 Esquema de formação estelar . . . . . . . . . . . . . . . . . . 532
23.65 Discos Proto-Estelares . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 533
23.66 Espectro de uma protoestrela . . . . . . . . . . . . . . . . . . 534
23.67 Evolução de Proto-estrelas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 535
xix
23.68 Equipotenciais de um Sistema Binário . . . . . . . . . . . . . 538
23.69 Equipotenciais para massas diferentes . . . . . . . . . . . . . 539
23.70 Envelope Comum . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 542
23.71 Cenários para evolução de binárias . . . . . . . . . . . . . . . 543
23.72 Cenário para SNIa . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 544
25.1 Via Láctea no céu do hemisfério sul . . . . . . . . . . . . . . 582
25.2 Plano galáctico . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 583
25.3 Faixa de instabilidade . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 586
25.4 Representação da Via Láctea . . . . . . . . . . . . . . . . . . 587
25.5 Componentes dos movimentos estelares. . . . . . . . . . . . . 589
25.6 Velocidades estelares a diferentes distâncias do centro galáctico.593
25.7 Curva de rotação galáctica. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 594
25.8 Velocidade do Sol . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 595
25.9 Nebulosa de Órion . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 598
25.10 Braço formado por rotação diferencial. . . . . . . . . . . . . . 603
25.11 Braço espiral como onda de densidade . . . . . . . . . . . . . 603
26.1 Classificação de galáxias de Hubble . . . . . . . . . . . . . . 609
26.2 Espirais Barradas . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 610
26.3 A galáxia eĺıptica gigante M87 . . . . . . . . . . . . . . . . . 612
26.4 A Grande Nuvem de Magalhães . . . . . . . . . . . . . . . . 613
26.5 Movimentos das estrelas em uma galáxia eĺıptica . . . . . . . 614
26.6 Movimentos das estrelas em uma galáxia espiral. . . . . . . . 614
26.7 Curva de rotação para a galáxia espiral NGC3198. . . . . . . 616
26.8 Perfil de brilho superficial de uma galáxia eĺıptica. . . . . . . 619
26.9 Perfil de brilho para uma galáxia espiral . . . . . . . . . . . . 620
26.10 O aglomerado de galáxias de Coma . . . . . . . . . . . . . . 621
26.11 Aglomerado de galáxias Abell 2218 . . . . . . . . . . . . . . . 622
26.12 Estrutura em grande escala . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 625
26.13 Quasar 3C 279 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 629
26.14 Modelo de quasar . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 630
26.15 Galáxias onde ocorrem quasares . . . . . . . . . . . . . . . . 631
26.16 Espectro de 3C 273 . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 632
26.17 Espectro de um quasar com z=5 . . . . . . . . . . . . . . . . 633
26.18 Imagem ótica e rádio de 3C219 . . . . . . . . . . . . . . . . . 634
26.19 Geometria de um movimento superluminal . . . . . . . . . . 635
26.20 Lei de Hubble . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 638
27.1 Paradoxo de Olbers. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 640
xx
27.2 Cruz de Einstein . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 644
27.3 Deslocamento do Perélio de Mercúrio . . . . . . . . . . . . . 644
27.4 Distribuição em grande escala . . . . . . . . . . . . . . . . . 645
27.5 Alexander Friedmann e Georges Lemâıtre . . . . . . . . . . . 646
27.6 Radiação do Fundo do Universo: Penzias e Wilson . . . . . . 648
27.7 Comparação das medidas do COBE com Modelo Inflacionário 653
27.8 Abundâncias no Big-Bang . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 658
27.9 Experimento FIRAS do satélite COBE . . . . . . . . . . . . 659
27.10 Wilkinson Microwave Anisotropy Probe (WMAP) . . . . . . 666
27.11 Decomposição em esféricos harmônicos das flutuações . . . . 667
27.12 Representação esquemática de uma corda cósmica. . . . . . . 668
28.1 Triquetrum e Astrolábio. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 703
28.2 Teodolito de Leonard Digges . . . . . . . . . . . . . . . . . . 704
28.3 Réplica do telescópio de Galileo de 3 cm de diâmetro. . . . . 705
28.4 Esquema de Refletor e Refrator. . . . . . . . . . . . . . . . . 705
28.5 Telescópio de Newton. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 706
28.6 Sextante de Hadley . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 707
28.7 Telescópio Keck I, no Hawai’i, com 10 m de diâmetro. . . . . 707
28.8 Esquema de um telescópio catadrióptico. . . . . . . . . . . . 708
28.9 O telescópio de James Nasmyth, com o próprio na lateral. . . 709
28.10 Conjunto de radiotelescópios do VLA: Very Large Array. . . 710
28.11 Telescópio Dobsoniano. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 711
28.12 Telescópio Schmidt-Cassegrain . . . . . . . . . . . . . . . . . 712
28.13 Telescópio apocromático. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 712
28.14 Esquema de um binóculo. . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 716
xxi
xxii
Prefácio
O estudo da astronomia tem fascinado as pessoas desde os tempos mais re-
motos. A razão se torna evidente quando contemplamos o céu em uma noite
limpa e escura. Depois que o Sol – nossa fonte de energia – se põe, as belezas
do céu noturno surgem em todo o seu esplendor. A Lua se torna o objeto
celeste mais importante, continuamente mudando de fase. As estrelas apa-
recem como uma miŕıade de pontos brilhantes, entre as quais os planetas
se destacam por seu brilho e movimento entre as estrelas, lento mas clara-
mente percebido. E a curiosidade para saber o que há além do que podemos
enxergar é inevitável.
Por que estudar Astronomia? Nosso objetivo é utilizar o Universo como
laboratório, deduzindo de sua observação as leis f́ısicas que poderão ser uti-
lizadas em coisas muito práticas, desde prever as marés e estudar a queda de
asteróides sobre nossas cabeças, os efeitos do Sol sobre as redes de energia
e comunicação, até como funcionam os reatores nucleares, analisar o aqueci-
mento da atmosfera por efeito estufa causado pela poluição, necessários para
a sobrevivência e desenvolvimento da raça humana.
Este texto foi escrito com a intenção de contribuir para a produção de
textos de astronomia em português. Ele deve ser acesśıvel a pessoas sem
qualquer conhecimento prévio de astronomia e com pouco conhecimento de
matemática. Embora alguns caṕıtulos incluam derivações matemáticas, a
não-compreensão desses cálculos não compromete a idéia geral do texto. O
texto também pode ser usado em cursos introdutórios de astronomia em
ńıvel de graduação universitária, como está sendo utilizado na UFRGS para
cursos de astrof́ısica, f́ısica, engenharia e geografia.
Esta terceira edição foi atualizada para incorporar conhecimentos recen-
tes que a cada dia vão sendo adicionados ao nosso entendimento do Universo,
que aumenta a um ritmo cada vez mais intenso à medida que a tecnologia
nos permite testemunhar eventos como explosões de supernovas, explosões
de raios gama, descoberta de novos planetas extrassolares e asteróides.
xxiii
O texto atualizado, incluindo animações e algumas simulações, é mantido
na internet, no endereço:
http://astro.if.ufrgs.br/
xxiv
Constantes
• G = 6, 673 × 10−11m3 kg−1 s−2 = 6, 673 × 10−8 dina cm2/g2
• Massa da Terra: M⊕ = 5, 973332 × 1024 kg
• Raio da Terra: R⊕ = 6 378,1366 km
• Massa do Sol:M⊙ = 1, 9887973 × 1030 kg
• Raio do Sol: R⊙ = 696 000 km
• Luminosidade do Sol: L⊙= 3, 83 × 1033 ergs/s = 3, 83 × 1026 watts
• Massa da Lua = 7, 3474271 × 1022 kg
• Raio da Lua = 1738 km
• Peŕıodo orbital da Terra = 365,2564 dias
• Idade da Terra = 4,55 bilhões de anos
• Obliqüidade da ecĺıptica: ε = 23◦ 26′ 21, 412”
• Peŕıodo orbital da Lua = 27,32166 dias
• Distância Terra-Lua: = 384 000 km
• Distância Terra-Sol: 1 UA = 149 597 870 691 m
• Massa do próton: mp = 1, 67265 × 10−27 kg
• Massa do nêutron: mn = 1, 67492 × 10−27 kg
• Unidade de massa atômica: muma = 1, 660538921(73) × 10−27 kg
• Massa do elétron: me = 9, 1095 × 10−31 kg
• Número de Avogadro: NA = 6, 022 × 1023 mol−1
• Constante de Boltzmann: k = 1, 381×10−23 J/K = 1, 381×10−16 ergs/K
• Constante de Stefan-Boltzmann: σ = 5, 67 × 10−8 J m−2 s−1 K−4 =
5, 67 × 10−5 ergs cm−2 s−1 K−4
• Constante de densidade de radiação: a = 4σc = 7, 565×10
−15erg cm−3 K−4
xxv
• Constante de Planck: h = 6, 626 × 10−27 ergs s = 6, 626 × 10−34 J s
• Velocidade da luz: c = 299 792,458 km/s
• Parsec: pc = 3, 086 × 1016 m
• Ano-luz = 9, 461 × 1015 m
• Ångstron: Å =10−8 cm = 10−10 m
• Velocidade do som no ar = 331 m/s
• Momentum magnético do nêutron = −9, 66236 × 10−27JT−1
• Momentum magnético do próton = 14, 106067 × 10−27JT−1
• Momentum magnético do elétron = −9284, 76 × 10−27JT−1
xxvi
Caṕıtulo 1
Astronomia antiga
As especulações sobre a natureza do Universo devem remontar aos tempos
pré-históricos, por isso a astronomia é frequentemente considerada a mais
antiga das ciências. Os registros astronômicos mais antigos datam de aproxi-
madamente 3000 a.C. e se devem aos chineses, babilônios, asśırios e eǵıpcios.
Naquela época, os astros eram estudados com objetivos práticos, como medir
a passagem do tempo (fazer calendários) para prever a melhor época para o
plantio e a colheita, ou com objetivos mais relacionados à astrologia, como
fazer previsões do futuro, já que, não tendo qualquer conhecimento das leis
da natureza (f́ısica), acreditavam que os deuses do céu tinham o poder da
colheita, da chuva e mesmo da vida.
Vários séculos antes de Cristo, os chineses sabiam a duração do ano e
usavam um calendário de 365 dias. Deixaram registros de anotações preci-
sas de cometas, meteoros e meteoritos desde 700 a.C. Mais tarde, também
observaram as estrelas que agora chamamos de novas.
Os babilônios, asśırios e eǵıpcios também sabiam a duração do ano desde
épocas pré-cristãs. Em outras partes do mundo, evidências de conhecimentos
astronômicos muito antigos foram deixadas na forma de monumentos, como
o de Stonehenge, na Inglaterra, que data de 3000 a 1500 a.C. Nessa estrutura,
algumas pedras estão alinhadas com o nascer e o pôr do Sol no ińıcio do verão
e do inverno. Os maias, na América Central, também tinham conhecimentos
de calendário e de fenômenos celestes, e os polinésios aprenderam a navegar
por meio de observações celestes.
Há milhares de anos os astrônomos sabem que o Sol muda sua posição
no céu ao longo do ano, se movendo cerca de 1◦ para leste por dia. O tempo
para o Sol completar uma volta em relação às estrelas define um ano. O
caminho aparente do Sol no céu durante o ano define a Ecĺıptica (porque
1
os eclipses ocorrem somente quando a Lua está próxima da ecĺıptica).
Como a Lua e os planetas percorrem o céu em uma região de 18 graus
centrada na ecĺıptica, essa região é definida como o Zod́ıaco, dividida em 12
constelações com formas de animais (atualmente as constelações do Zod́ıaco
são treze1). O ápice da ciência antiga se deu na Grécia, de 600 a.C. a 200
d.C., em ńıveis só ultrapassados no século XVI. Com o conhecimento herdado
das culturas mais antigas, os gregos deram um enorme avanço à Astronomia
por acreditarem ser posśıvel compreender e descrever matematicamente os
fenômenos do mundo natural. De seu esforço em conhecer a natureza do
Cosmos, surgiram os primeiros conceitos de Esfera Celeste, uma esfera ro-
tativa de material cristalino, incrustada de estrelas, tendo a Terra no centro.
A imobilidade da Terra não foi totalmente unânime entre os astrônomos gre-
gos, mas os poucos modelos alternativos com a Terra em rotação ou mesmo
girando em torno do Sol tiveram pouca aceitação e foram logo esquecidos.
Foi uma versão aprimorada do modelo geocêntrico proposto no ińıcio da ci-
vilização grega que prevaleceu tanto no oriente quanto no ocidente durante
todo o peŕıodo medieval.
1.1 Os astrônomos da Grécia antiga
Tales de Mileto (∼624 - 546 a.C.) introduziu na Grécia os fundamentos da
geometria e da astronomia, trazidos do Egito. Pensava que a Terra era um
disco plano em uma vasta extensão de água. Juntamente com seu disćıpulo
Anaximandro, (∼610 - 546 a.C), também de Mileto, foi dos primeiros a
propor modelos celestes baseados no movimento dos corpos celestes e não em
manifestações dos deuses. Anaximandro descobriu a obliqüidade da ecĺıptica
(inclinação do plano do equador da Terra em realação à trajetória anual
aparente do Sol no céu).
Pitágoras de Samos (∼572 - 497 a.C.) acreditava na esfericidade da
Terra, da Lua e de outros corpos celestes. Achava que os planetas, o Sol,
e a Lua eram transportados por esferas separadas da que carregava as es-
trelas. Enfatizou a importância da matemática na descrição dos modelos
cosmológicos que pudessem ser comparados com os movimentos observados
1Devido à precessão dos equinócios, o Sol atualmente cruza Áries de 19 de abril a 13 de
maio, Touro de 14 de maio a 19 de junho, Gêmeos de 20 de junho a 20 de julho, Câncer
de 21 de julho a 9 de agosto, Leão de 10 de agosto a 15 de setembro, Virgem de 16 de
setembro a 30 de outubro, Libra de 31 de outubro a 22 de novembro, Escorpião de 23 de
novembro a 29 de novembro, Ofiúco de 30 de novembro a 17 de dezembro, Sagitário de
18 de dezembro a 18 de janeiro, Capricórnio de 19 de janeiro a 15 de fevereiro, Aquário
de 16 de fevereiro a 11 de março e Peixes de 12 de março a 18 de abril.
2
dos corpos celestes, em cuja regularidade via uma “harmonia cósmica”. Os
pitagóricos (seguidores de Pitágoras) foram os primeiros a chamar os uni-
verso de “cosmos”, palavra que implicava ordem racional, simetria e beleza.
Filolaus de Cretona (∼470-390 a.C.) introduziu a idéia do movimento
da Terra: ele imaginava que a Terra girava em torno de seu próprio eixo e,
juntamente com o Sol, a Lua e os planetas, girava em torno de um “fogo
central” que seria o centro do universo e fonte de toda a luz e energia.
Eudóxio de Cnidos (408-344 a.C) foi o primeiro a propor que a duração
do ano era de 365 dias e 6 horas. Explicou os movimentos observados do
Sol, da Lua e dos planetas através de um complexo e engenhoso sistema de
27 esferas concêntricas que se moviam a diferentes velocidades em torno da
Terra, fixa no centro.
Aristóteles de Estagira (384-322 a.C.) coletou e sistematizou o conhe-
cimento astronômico de seu tempo, procurando explicações racionais para
todos os fenônomenos naturais. Explicou que as fases da Lua2 dependem de
quanto da parte da face da Lua iluminada pelo Sol está voltada para a Terra.
Explicou, também, os eclipses: um eclipse do Sol ocorre quando a Lua passa
entre a Terra e o Sol; um eclipse da Lua ocorre quando a Lua entra na sombra
da Terra. Aristóteles argumentou a favor da esfericidade da Terra, já que
a sombra da Terra na Lua durante um eclipse lunar é sempre arredondada.
Rejeitou o movimento da Terra como alternativa ao movimento das estrelas
argumentando que, se a Terra estivesse em movimento, os corpos cairiam
para trás ao serem largados, e as estrelas deveriam apresentar movimentos
aparentes entre si devido à paralaxe3, o que não era observado. Afirmava
que o Universo é esférico e finito.
Aristarco de Samos (310-230 a.C.) foi o primeiro a propor um modelo
heliocêntrico consistente para o sistema solar, antecipando Copérnico em
quase 2000 anos.Arranjou os planetas na ordem de distância ao Sol que é
aceita hoje. Desenvolveu um método para determinar as distâncias relativas
do Sol e da Lua à Terra que o aproxima dos astrônomos modernos na solução
de problemas astronômicos. Também mediu os tamanhos relativos da Terra,
do Sol e da Lua, e mesmo achando valores muito abaixo dos atuais para o
tamanho do Sol em relação à Lua (apenas 30 vezes maior), concluiu que o
Sol não poderia estar orbitando a Terra porque um corpo tão grande como
2Anaxágoras de Clazomenae (∼499-428 a.C.) já afirmava que a Lua refletia a luz do
Sol e começou a estudar as causas dos eclipses.
3O movimento das estrelas de fato existe, mas é muito pequeno para ser observado a
olho nu devido à enorme distância das etrelas. A primeira paralaxe estelar foi medida no
século 19, por Friedrich Bessel, para a estrela 61 Cygni. O valor encontrado por ele foi
0,3′′, indicando uma distância de 10,3 anos-luz.
3
o Sol não poderia girar em torno de um corpo tão pequeno como a Terra.
Eratóstenes de Cirênia (276-194 a.C.), bibliotecário e diretor da Bibli-
oteca Alexandrina de 240 a.C. a 194 a.C., foi o primeiro a medir o diâmetro
da Terra. Ele notou que, na cidade eǵıpcia de Siena (atualmente chamada de
Aswân), no primeiro dia do verão, ao meio-dia, a luz solar atingia o fundo de
um grande poço, ou seja, o Sol estava incidindo perpendicularmente à Terra
em Siena. Já em Alexandria, situada ao norte de Siena, isso não ocorria; me-
dindo o tamanho da sombra de um bastão na vertical, Eratóstenes observou
que em Alexandria, no mesmo dia e hora, o Sol estava aproximadamente sete
graus mais ao sul. A distância entre Alexandria e Siena era conhecida como
de 5 000 estádios. Um estádio era uma unidade de distância usada na Grécia
antiga. A distância de 5 000 estádios equivalia à distância de cinqüenta dias
de viagem de camelo, que viaja a 16 km/dia. Como 7 graus corresponde
a 1/50 de um ćırculo (360 graus), Alexandria deveria estar a 1/50 da cir-
cunferência da Terra ao norte de Siena, e a circunferência da Terra deveria
ser 50x5 000 estádios. Infelizmente, não é posśıvel se ter certeza do valor do
estádio usado por Eratóstenes, já que os gregos usavam diferentes tipos de
estádios. Se ele utilizou um estádio equivalente a 1/6 km, o valor está a 1%
do valor correto de 40 000 km. O diâmetro da Terra é obtido dividindo-se a
circunferência por π.
Hiparco de Nicéia (160 - 125 a.C.), considerado o maior astrônomo da
era pré-cristã, construiu um observatório na ilha de Rodes, onde fez ob-
servações durante o peŕıodo de 160 a 127 a.C. Como resultado, ele compilou
um catálogo com a posição no céu e a magnitude de 850 estrelas. A magni-
tude, que especificava o brilho da estrela, era dividida em seis categorias, de
1 a 6, sendo 1 a mais brilhante, e 6 a mais fraca viśıvel a olho nu. Hiparco
deduziu corretamente a direção dos pólos celestes, e até mesmo a precessão,
que é a variação da direção do eixo de rotação da Terra devido à influência
gravitacional da Lua e do Sol, que leva 26 000 anos para completar um ciclo.4
Para deduzir a precessão, ele comparou as posições de várias estrelas com
aquelas catalogadas por Timocharis de Alexandria e Aristyllus de Alexan-
dria 150 anos antes (cerca de 283 a.C. a 260 a.C.). Estes eram membros
da Escola Alexandrina do século III a.C. e foram os primeiros a medir as
distâncias das estrelas de pontos fixos no céu (coordenadas ecĺıpticas). Fo-
ram, também, dos primeiros a trabalhar na Biblioteca de Alexandria, que se
chamava Museu, fundada pelo rei do Egito, Ptolémée Sôter Ier, em 305 a.C..
4Paul Schnabel, no Zeitschrift für Assyriologie, N.S., v.3, p. 1-60 (1926), afirma que a
precessão já havia sido medida pelo astrônomo babilônio Cidenas (Kidinnu), em 343 a.C..
Cidenas também mediu o peŕıodo sinódico da Lua, de 29,5 dias.
4
Figura 1.1: Reprodução de parte do Almagesto, de Claudius Ptolomaeus,
escrito entre 127 e 151 d.C.. O termo almagesto é uma corruptela do árabe
Al Majisti; em grego, o livro ficou conhecido como a Mathematike syntaxis
(Compilação matemática) ou He Megiste Syntaxis (A maior coleção).6
Hiparco também deduziu o valor correto de 8/3 para a razão entre o
tamanho da sombra da Terra e o tamanho da Lua e também que a Lua
estava a 59 vezes o raio da Terra de distância; o valor correto é 60. Ele
determinou a duração do ano com uma margem de erro de 6 minutos.
Ptolomeu (85 d.C. - 165 d.C.) (Claudius Ptolemaeus) foi o último
astrônomo importante da antiguidade. Não se sabe se ele era eǵıpcio ou
romano. Ele compilou uma série de treze volumes sobre astronomia, co-
nhecida como o Almagesto, que é a maior fonte de conhecimento sobre a
astronomia na Grécia.7 A contribuição mais importante de Ptolomeu foi
uma representação geométrica do sistema solar, com ćırculos, epiciclos e
equantes, que permitia predizer o movimento dos planetas com considerável
precisão, e que foi usado até o Renascimento, no século XVI.
7Apesar da destruição da biblioteca de Alexandria, uma cópia do Almagesto foi en-
contrada no Iran em 765 d.C. e traduzida para o árabe. O espanhol Gerard de Cremona
(1114-1187 d.C.) traduziu para o latim uma cópia do Almagesto deixada pelos árabes em
Toledo, na Espanha.
5
Figura 1.2: Mapa do céu na área da constelação do Órion.
1.2 Constelações
Constelações são agrupamentos aparentes de estrelas, os quais os astrônomos
da antiguidade imaginaram formar figuras de pessoas, animais ou objetos
que estivessem relacionados com sua cultura. Numa noite escura, pode-se
ver entre 1000 e 1500 estrelas, sendo que cada estrela pertence a alguma cons-
telação. As constelações nos ajudam a separar o céu em porções menores,
mas identificá-las no céu é uma tarefa em geral bastante dif́ıcil.
Uma constelação fácil de enxergar é Órion, mostrada na figura (1.2) como
6
é vista no hemisfério sul. Para identificá-la devemos localizar três estrelas
próximas entre si, de mesmo brilho e alinhadas. Elas são chamadas Três Ma-
rias e formam o cinturão da constelação de Órion, o caçador. A constelação
tem a forma de um quadrilátero com as Três Marias no centro. O vértice
nordeste do quadrilátero é formado pela estrela avermelhada Betelgeuse, que
marca o ombro direito do caçador. O vértice sudoeste do quadrilátero é for-
mado pela estrela azulada Rigel, que marca o pé esquerdo de Órion. Estas
são as estrelas mais brilhantes da constelação. Como vemos, no hemisfério
sul Órion aparece de ponta cabeça. Segundo a lenda, Órion estava acompa-
nhado de dois cães de caça, representadas pelas constelações do Cão Maior
e do Cão Menor. A estrela mais brilhante do Cão Maior, Śırius, é também
a estrela mais brilhante do céu e é facilmente identificável a sudeste das
Três Marias. Procyon é a estrela mais brilhante do Cão Menor e aparece
a leste das Três Marias. Betelgeuse, Śırius e Procyon formam um grande
triângulo de estrelas de brilhos semelhantes, como se pode ver no diagrama.
As estrelas de brilhos diferentes são representadas por ćırculos de tamanhos
diferentes.
As constelações surgiram na antiguidade para ajudar a identificar as
estações do ano. Por exemplo, a constelação do Escorpião é t́ıpica do in-
verno do hemisfério sul, já que em junho ela é viśıvel a noite toda. Já
Órion é viśıvel a noite toda em dezembro, e, portanto, t́ıpica do verão do
hemisfério sul. Alguns historiadores suspeitam que muitos dos mitos associ-
ados às constelações foram inventados para ajudar os agricultores a lembrar
quando deveriam plantar e colher. As constelações mudam com o tempo e,
em 1929, a União Astronômica Internacional adotou 88 constelações oficiais,
de modo que cada estrela do céu faz parte de uma constelação. A seguir,
mostramos a lista alfabética das constelações, em latim e português. Essas
constelações foram definidaspor: Claudius Ptolomaeus, no Almagesto em
cerca de 150 d.C.; Johann Bayer (1572-1625), astrônomo alemão, no Urano-
metria em 1603; Johannes Hevelius (1611-1689), astrônomo alemão-polonês,
e Nicolas Louis de Lacaille (1713-1762), astrônomo francês, nos Memórias e
Coelum Australe Stelliferum em 1752 e 1763.8
8Lacaille observou 9766 estrelas austrais em 1751-52, no Cabo da Boa Esperança e
deu nome às constelações: Antlia, Caelum, Circinus, Fornax, Horologium, Mensa, Micros-
copium, Norma, Octans, Pictor, Pyxis, Reticulum, Sculptor e Telescopium, e renomeou
Musca.
7
Andromeda Andrômeda (mit.) Lacerta Lagarto
Antlia Bomba de Ar Leo Leão
Apus Ave do Paráıso Leo Minor Leão Menor
Aquarius Aquário Lepus Lebre
Aquila Águia Libra Libra (Balança)
Ara Altar Lupus Lobo
Aries Áries (Carneiro) Lynx Lince
Auriga Cocheiro Lyra Lira
Boötes Pastor Mensa Montanha da Mesa
Caelum Buril de Escultor Microscopium Microscópio
Camelopardalis Girafa Monoceros Unicórnio
Cancer Câncer (Caranguejo) Musca Mosca
Canes Venatici Cães de Caça Normai Régua
Canis Major Cão Maior Octans Octante
Canis Minor Cão Menor Ophiuchus Caçador de Serpentes
Capricornus Capricórnio (Cabra) Orion Órion (Caçador)
Carina Quilha (do Navio) Pavo Pavão
Cassiopeia Cassiopéia (mit.) Pegasus Pégaso (Cavalo Alado)
Centaurus Centauro Perseus Perseu (mit.)
Cepheus Cefeu ( mit.) Phoenix Fênix
Cetus Baleia Pictor Cavalete do Pintor
Chamaeleon Camaleão Pisces Peixes
Circinus Compasso Piscis Austrinus Peixe Austral
Columba Pomba Puppis Popa (do Navio)
Coma Berenices Cabeleira Pyxis Bússola
Corona Austrina Coroa Austral Reticulum Ret́ıculo
Corona Borealis Coroa Boreal Sagitta Flecha
Corvus Corvo Sagittarius Sagitário
Crater Taça Scorpius Escorpião
Crux Cruzeiro do Sul Sculptor Escultor
Cygnus Cisne Scutum Escudo
Delphinus Delfim Serpens Serpente
Dorado Dourado (Peixe) Sextans Sextante
Draco Dragão Taurus Touro
Equuleus Cabeça de Cavalo Telescopium Telescópio
Eridanus Eridano Triangulum Triângulo
Fornax Forno Triangulum Australe Triângulo Austral
Gemini Gêmeos Tucana Tucano
Grus Grou Ursa Major Ursa Maior
Hercules Hércules Ursa Minor Ursa Menor
Horologium Relógio Vela Vela (do Navio)
Hydra Cobra Fêmea Virgo Virgem
Hydrus Cobra macho Volans Peixe Voador
Indus Índio Vulpecula Raposa
8
Caṕıtulo 2
A esfera celeste
Observando o céu em uma noite estrelada, num lugar de horizontes amplos, é
comum termos a impressão de estar no meio de uma grande esfera incrustada
de estrelas. Essa impressão inspirou, nos antigos gregos, a idéia da esfera
celeste.
Figura 2.1: A esfera celeste é uma esfera imaginária, centrada na Terra,
girando em torno de um eixo que é o prolongamento do eixo de rotação da
Terra.
Com o passar das horas, os astros se movem no céu, nascendo a leste e se
9
pondo a oeste. Isso causa a impressão de que a esfera celeste está girando de
leste para oeste, em torno de um eixo imaginário, que intercepta a esfera em
dois pontos fixos, os pólos celestes. Na verdade, esse movimento, chamado
movimento diurno dos astros, é um reflexo do movimento de rotação da
Terra, que se faz de oeste para leste. O eixo de rotação da esfera celeste
é o prolongamento do eixo de rotação da Terra, e os pólos celestes são as
projeções, no céu, dos pólos terrestres.
Embora o Sol, a Lua e a maioria dos astros, aqui na nossa latitude
(≃ 30◦S para Porto Alegre) tenham nascer e ocaso, existem astros que
nunca nascem nem se põem, permanecendo sempre acima do horizonte. Se
pudéssemos observá-los durante 24 horas, os veŕıamos descrevendo uma cir-
cunferência completa no céu, no sentido horário. Esses astros são chamados
circumpolares. O centro da circunferência descrita por eles coincide com
o pólo celeste sul. Para os habitantes do hemisfério norte, as estrelas cir-
cumpolares descrevem uma circunferência em torno do pólo celeste norte,
no sentido anti-horário. Mas as estrelas que são circumpolares lá não são as
mesmas estrelas que são circumpolares aqui, pois o fato de uma estrela ser
circumpolar – ou não – depende da latitude do lugar de observação.
Figura 2.2: Esfera celeste viśıvel para um certo lugar do hemisfério sul. A
calota das estrelas circumpolares é a região limitada entre o pólo sul celeste
(PS) e o ćırculo branco.
Os antigos gregos definiram alguns planos e pontos na esfera celeste, que
são úteis para a determinação da posição dos astros no céu. São eles:
Horizonte: é o plano tangente à Terra e perpendicular à vertical do lugar
10
em que se encontra o observador. A vertical do lugar é definida por
um fio a prumo. Como o raio da da Terra é pequeno frente ao raio da
esfera celeste, considera-se que o plano do horizonte intercepta a esfera
celeste em um ćırculo máximo, ou seja, passa pelo centro.
Zênite: é o ponto no qual a vertical do lugar intercepta a esfera celeste,
acima do observador.
Figura 2.3: O horizonte é o plano tangente à superf́ıcie da Terra no lugar
onde se encontra o observador (na figura, em um local do hemisfério sul). O
horizonte limita a parte da esfera celeste que o observador pode enxergar,
cujo ponto mais alto é o zênite (Z). A direção do pólo celeste (linha verde,
na figura) faz um ângulo com a direção do zênite que depende da latitude
do lugar.
Nadir: é o ponto diametralmente oposto ao Zênite.
Equador celeste: é o ćırculo máximo em que o prolongamento do equador
da Terra intercepta a esfera celeste.
Pólo Celeste Norte: é o ponto em que o prolongamento do eixo de rotação
da Terra intercepta a esfera celeste, no hemisfério norte.
11
Pólo Celeste Sul: é o ponto em que o prolongamento do eixo de rotação
da Terra intercepta a esfera celeste, no hemisfério sul.
Ćırculo vertical: é qualquer semićırculo máximo da esfera celeste que
contém a vertical do lugar. Os ćırculos verticais começam no Zênite e
terminam no Nadir.
Ponto Geográfico Norte (ou Ponto Cardeal Norte): é o ponto da
esfera celeste em que o ćırculo vertical que passa pelo Pólo Celeste
Norte intercepta o horizonte.
Ponto Geográfico Sul: é o ponto em que o ćırculo vertical que passa
pelo Pólo Celeste Sul intercepta o horizonte. A linha sobre o horizonte
que liga os pontos cardeais Norte e Sul chama-se linha Norte-Sul, ou
linha meridiana. A linha Leste-Oeste é obtida traçando-se, sobre o
horizonte, a perpendicular à linha Norte-Sul.
Ćırculos de altura: são ćırculos da esfera celeste paralelos ao horizonte.
São também chamados almucântaras, ou paralelos de altura.
Ćırculos horários ou meridianos: são semićırculos da esfera celeste que
contêm os dois pólos celestes. O meridiano que passa também pelo
zênite se chama Meridiano Local.
Paralelos: são ćırculos da esfera celeste paralelos ao equador celeste. São
também chamados ćırculos diurnos.
12
PN
Equ
ado
r
PS
Nadir
Zênite
PS
PN
Sul Norte
Meridiano
Local
Z
N
Círculos de
altura verticais
Círculos
HorizonteHorizonte
Equ
ado
r
Meridianos
Paralelos
Figura 2.4: Ćırculos fundamentais da esfera celeste.
13
14
Caṕıtulo 3
Sistemas de coordenadas
astronômicas
Para determinar a posição de um astro no céu, precisamos definir um sis-
tema de coordenadas. Nesse sistema, vamos utilizar apenas coordenadas
angulares, sem nos preocuparmos com as distâncias dos astros. Para defi-
nirmos uma posição sobre uma esfera precisamos definir um eixo e um plano
perpendicular a este eixo. A posição do astro será determinada através de
dois ângulos de posição, um medido sobre um plano fundamental, e o ou-
tro medido perpendicularmente a ele. Antes de entrarmos nos sistemas de
coordenadas astronômicas, convém recordar o sistema de coordenadas ge-
ográficas, usadas para medir posições sobre a superf́ıcie da Terra.
3.1 Coordenadas geográficas
Longitude geográfica (λ): é o arco do equador, com origem no meri-
diano de Greenwich e extremidade no meridiano do lugar. Varia de
0◦ a 180◦ para leste ou oeste deGreenwich. Usualmente, atribui-se o
sinal positivo às longitudes a leste e o sinal negativo às longitudes a
oeste. Também costuma-se representar a longitude de um lugar como
a diferença entre a hora do lugar e a hora de Greenwich e, nesse caso,
as longitudes a oeste de Greenwich variam de 0h a -12h e as longitudes
a leste de Greenwich variam de 0h a +12h.
Portanto,
−180◦(Oeste) ≤ λ ≤ +180◦(Leste)
15
ou
−12h(O) ≤ λ ≤ +12h(E)
Latitude geográfica (ϕ): é o arco1 do meridiano do lugar, com origem
no equador e extremidade no lugar. Varia entre -90◦ e +90◦. O sinal
negativo indica latitudes do hemisfério Sul e o sinal positivo hemisfério
Norte.
−90◦ ≤ ϕ ≤ +90◦
3.2 Coordenadas astronômicas
3.2.1 O sistema horizontal
Esse sistema utiliza como plano fundamental o horizonte celeste. As coor-
denadas horizontais são azimute e altura.
Azimute (A): é o arco medido sobre o horizonte, no sentido horário
(NLSO), com origem no ponto cardeal Norte e fim no ćırculo verti-
cal do astro. O azimute varia entre 0◦ e 360◦.
0◦ ≤ A ≤ 360◦
Altura (h): é o arco medido sobre o ćırculo vertical do astro, com origem
no horizonte e fim no astro. A altura varia entre -90◦ e +90◦. O com-
plemento da altura se chama distância zenital (z). Assim, a distância
zenital é o arco medido sobre o ćırculo vertical do astro, com origem
no zênite e fim no astro. A distância zenital varia entre 0◦ e 180◦.
(h+ z = 90◦)
−90◦ ≤ h ≤ +90◦
0◦ ≤ z ≤ 180◦
O sistema horizontal é um sistema local, no sentido de que é fixo na
Terra. As coordenadas azimute e altura (ou azimute e distância zeni-
tal) dependem do lugar e do instante da observação e não são carac-
teŕısticas do astro.
16
Figura 3.1: Coordenadas do sistema horizontal: altura (h) e azimute (A).
Figura 3.2: Coordenadas equatoriais: ascensão reta (α) e declinação (δ).
3.2.2 O sistema equatorial celeste
Esse sistema utiliza como plano fundamental o equador celeste. Suas
coordenadas são a ascensão reta e a declinação.
1A medida de um arco é igual ao ângulo que ele subtende no centro da esfera.
17
Ascensão reta (α) ou (AR): arco medido sobre o equador, com
origem no meridiano que passa pelo ponto Áries e fim no meridi-
ano do astro. A ascensão reta varia entre 0h e 24h (ou entre 0◦ e
360◦), aumentando para leste.
0h ≤ α ≤ +24h
O Ponto Áries, também chamado ponto Gama (γ), ou Ponto
Vernal, é um ponto do equador, ocupado pelo Sol quando passa
do hemisfério sul celeste para o hemisfério norte celeste, definindo
o equinócio de primavera do hemisfério norte (mais ou menos em
20 de março), isto é, em uma das duas intersecções do equador
celeste com a ecĺıptica.
Declinação (δ): arco medido sobre o meridiano do astro, com origem
no equador e extremidade no astro. A declinação varia entre -90◦
e +90◦. O complemento da declinação se chama distância polar
(∆). (δ + ∆ = 90◦).
−90◦ ≤ δ ≤ +90◦
0◦ ≤ ∆ ≤ 180◦
O sistema equatorial celeste é fixo na esfera celeste e, portanto, suas co-
ordenadas não dependem do lugar e instante de observação. A ascensão
reta e a declinação de um astro permanecem praticamente constantes
por longos peŕıodos de tempo.
Definição astronômica de latitude
A latitude geográfica é o ângulo entre o equador terrestre e o paralelo
do lugar. Prolongando os lados desse ângulo até a esfera celeste, um
lado intercepta a esfera celeste no equador e o outro no zênite (figura
3.3), o que significa que a latitude é igual ao ângulo entre o equador
celeste e o zênite do lugar. Essa é a definição de declinação do zênite.
Logo, a latitude de um lugar é igual à declinação do zênite.
Como o zênite é perpendicular ao horizonte, e o equador é perpendi-
cular aos pólos, o ângulo entre o equador e o zênite é igual ao ângulo
entre o horizonte e o pólo elevada, que é, por definição, a altura do
pólo elevado. Portanto, a latitude de um lugar é igual à altura
do pólo elevado.
18
Figura 3.3: A latitude de um lugar (ϕ) é igual à declinação do zênite (δZ),
e é igual à altura do pólo elevado (hP ).
3.2.3 O sistema equatorial local
Nesse sistema, o plano fundamental continua sendo o equador, mas a coorde-
nada medida ao longo do equador não é mais a ascensão reta, mas sim uma
coordenada não constante chamada ângulo horário. A outra coordenada
continua sendo a declinação.
Ângulo horário (H): arco medido sobre o equador, com origem no me-
ridiano local e extremidade no meridiano do astro. Varia entre -12h e
+12h. O sinal negativo indica que o astro está a leste do meridiano, e
o sinal positivo indica que ele está a oeste do meridiano.
−12h ≤ H ≤ +12h
3.2.4 Tempo sideral
O sistema equatorial celeste e sistema equatorial local, juntos, definem o
conceito de tempo sideral. O tempo sideral, assim como o tempo solar, é
uma medida do tempo, e aumenta ao longo do dia.
19
Figura 3.4: O ângulo horário (H) é o ângulo entre o meridiano local (linha
pontilhada) e o meridiano do astro (linha azul), contado no sentido do mo-
vimento diurno. O ângulo horário do astro somado à sua ascenção reta (α),
define a hora sideral (HS).
Hora sideral (HS): ângulo horário do ponto Áries. Pode ser medida a
partir de qualquer estrela, pela relação:
HS = H⋆ + α⋆
20
Figura 3.5: Definição de hora sideral (Hγ), em duas perspectivas diferentes.
21
22
Caṕıtulo 4
Movimento diurno dos astros
O movimento diurno dos astros, de leste para oeste, é um reflexo do mo-
vimento de rotação da Terra, de oeste para leste. Ao longo do dia, todos
os astros descrevem no céu arcos paralelos ao rquador. A orientação desses
arcos em relação ao horizonte depende da latitude do lugar.
Z Z=P
S
S
N N
L L
OO
Z
o
L
PS
φ
= 0latitude = 90latitude= φlatitude
L
Figura 4.1: Movimento dos astros em diferentes latitudes.
1. Nos pólos (ϕ = ± 90◦): todas as estrelas do mesmo hemisfério do
observador permanecem 24 h acima do horizonte (não têm nascer nem
ocaso) e descrevem no céu ćırculos paralelos ao horizonte. As estrelas
do hemisfério oposto nunca podem ser vistas.
2. No equador (ϕ = 0◦): todas as estrelas nascem e se poẽm, perma-
necendo 12h acima do horizonte e 12h abaixo dele. A trajetória das
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estrelas são arcos perpendiculares ao horizonte. Todas as estrelas do
céu (dos dois hemisférios) podem ser vistas ao longo do ano.
3. Em um lugar de latitude intermediária: algumas estrelas têm
nascer e ocaso, outras permanecem 24h acima do horizonte, outras
permanecem 24h abaixo do horizonte. As estrelas viśıveis descrevem
no céu arcos com uma certa inclinação em relação ao horizonte, a qual
depende da latitude do lugar.
4.1 Fenômenos do movimento diurno
4.1.1 Nascer e ocaso de um astro
O nascer e o ocaso de um astro são os instantes em que ele aparece e desapa-
rece no horizonte, respectivamente. Nesses instantes, por definição, a altura
do astro é zero, e sua distância zenital é 90◦.
4.1.2 Passagem meridiana de um astro
Chama-se passagem meridiana ao instante em que o astro cruza o meridi-
ano local. Durante o seu movimento diurno, o astro realiza duas passagens
meridianas, ou duas culminações: a culminação superior, ou passagem meri-
diana superior, ou ainda máxima altura (porque, nesse instante, a altura do
astro atinge o maior valor), e a passagem meridiana inferior, ou culminação
inferior. No instante da passagem meridiana superior, cumpre-se a seguinte
relação entre z , δ e ϕ :
z = ±(δ − ϕ)
onde o sinal + vale se a culminação é feita ao norte do zênite e o sinal − se
a culminação é feita ao sul do zênite.
4.1.3 Estrelas circumpolares
Estrelas circumpolares são aquelas que não têm nascer nem ocaso, descre-
vendo todo seu ćırculo diurno acima do horizonte. Portanto, as estrelas cir-
cumpolares fazem as duas passagens meridianas acima do horizonte. Para
uma certa estrela com declinação δ ser circumpolar em um lugar de latitude
ϕ deve se cumprir a relação:
|δ| ≥ 90◦ − |ϕ|
com δ e ϕ de mesmo sinal.