INT R ODU ÇÃO À AS T R ONOMIA AGA-210

4. Obs ervação e Ins t rument os

(R .R .R obbins et al ., 1995, F ig. 5 .14, p.79)

O Gr ande Quadr ante Mur al .

I ns t r umento par a medições de pos ição des envolvido por T ycho B r ahe.

IAG/U S P E NOS P ICAZ Z IO

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4. Observação e inst rumentos 4.1 Paralaxe. Um método de determinação de distância.

Paralaxe1 é a distância angular entre as posições aparentes de um mesmo objeto, quando visto de dois pontos distintos. É devido a esse efeito que temos a noção de profundidade. A separação dos nossos olhos produz um par de imagens de um mesmo objeto que, combinadas pelo cérebro, nos dão a noção da terceira dimensão. A eficiência desse processo depende de um compromisso entre a distância de separação dos olhos (linha de base) e a distância do objeto. Em outras palavras, perdemos a noção de profundidade à medida em que a distância do objeto aumenta. Processo semelhante ocorre quando observamos o céu. Dois observadores posicionados em locais diferentes, ou um mesmo observador fazendo duas observações em locais diferentes, verá o astro em duas posições aparentes distintas (Figura 4.1). Define-se paralaxe anual (por vezes referida como paralaxe trigonométrica ou, simplesmente paralaxe), !, a metade do ângulo subentendido entre as duas linhas de visadas de um mesmo objeto quando a linha de base é o “diâmetro médio da órbita da Terra” 2, ou o ângulo sob o qual o “raio médio da órbita terrestre”3 seria visto do objeto. Parsec (par de paralaxe e sec de segundo) é a distância assim determinada quando ! = 1” (segundo de arco, Figura 4.1). 1” de arco é o ângulo sob o qual veríamos uma moeda de 2,5 cm de diâmetro de uma distância de 10 km!

1 parsec (pc) = 206.265 UA = 3,26 AL

Excetuando os corpos do Sistema Solar, a maior paralaxe é a da estrela Próxima Centauro4: ! = 0.762”. Este método é limitado para distâncias de até algumas dezenas de pc, ou poucas centenas de AL. Para distâncias maiores há outros métodos mais eficientes, que serão abordados oportunamente.

Figura 4.1 Paralaxe. A posição aparente de um astro muda quando este é observado de pontos distintos. Neste caso são duas posições da Terra, separadas de 6 meses, portanto a linha de base mede 2 U.A

Quando as distâncias são menores, como a dos corpos do Sistema Solar, usa-se um

conceito semelhante, chamado paralaxe diurna; neste caso a linha de base é o raio da Terra 1 derivada do grego parallaxis, significa mudança, alternação. 2 na realidade o dobro da distância média da Terra ao Sol (2 UA), já que a órbita é elíptica. 3 rigorosamente, a distância média da Terra ao Sol 4 a mais próxima das três componentes do sistema triplo "Cen

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(Figura 4.2). Se a paralaxe diurna for medida sob ângulo zenital 90o, isto é, no horizonte, ela representa a paralaxe horizontal. A relação entre a paralaxe horizontal p e a paralaxe diurna p’ (medida entre o horizonte e o zênite) é dada por:

Figura 4.2 Paralaxe horizontal.

4.2 Luz. Espectro eletromagnético.

Figura 4.3 Reflexão e refração. Difração e interferência são propriedades ondulatórias. Difração é o desvio de direção

que a luz sofre ao passar por bordas, por exemplo, de um orifício (Figura 4.4). Interferência é um fenômeno de combinação construtiva ou destrutiva de ondas (Figura 4.5). A luz branca é a combinação resultante da interferência de luz de diferentes cores (comprimentos de onda).

Já no início do séc.20, descobriu-se que a energia luminosa é transportada em “pacotes” chamados fótons. A comprovação prática dessa descoberta é o efeito fotoelétrico: a incidência da luz sobre substâncias metálicas (césio, selênio e outros) libera elétrons da superfície, que criam correntes elétricas. Elétrons só podem ser “arrancados” dos núcleos quando recebem energia igual ou superior àquelas que os mantém presos aos núcleos. Portanto, somente fótons de energias específicas é que podem liberar elétrons. A quantidade de elétrons liberados não depende da intensidade da luz incidente, mas da energia associada: a luz ultravioleta é mais energética que a luz visível.

A maior parte das informações dos astros é obtida através da análise da luz (radiação) emitida ou refletida por eles. Para explicar como a luz viaja distâncias imensas pelo espaço

sen p’ = sen p ! sen z’ ou

p’ = p ! sen z’

(já que p’e p são muito pequenos). Exemplos: p(Lua) = 57’;

p(Sol) = 8,79” Note que, enquanto a paralaxe

anual é heliocêntrica, a diurna é geocêntrica.

Como se sabe, a luz (radiação) apresenta simultaneamente características típicas de raio, de onda e de feixe de partículas.

Reflexão e refração são propriedades que a luz apresenta enquanto raio luminoso. Ambas representam mudanças de direções de um raio que se propaga em linha reta. A reflexão representa o desvio de direção do raio luminoso quando este incide sobre uma superfície. A refração é o desvio de direção do raio luminoso quando este passa por meios diferentes. (Figura 4.3).

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Figura 4.4 Difração da luz ao passar por um Figura 4.5 Interferência construtiva e orifício. (Adaptado de R.R.Robbins, 1995, Fig.11-1, destrutiva da luz. p.239)

antes de chegar ao observador, os astrônomos visualizam a luz como uma forma de movimento ondulatório.

Onda é uma perturbação periódica que transporta energia, não matéria, entre dois pontos de um meio material ou de um espaço vazio. Um exemplo são as ondas que se propagam sobre as águas de um lago, transportando energia (por isso elas oscilam) e não matéria (a água). Uma onda luminosa é uma perturbação eletromagnética, que apresenta oscilações nos campos elétrico e magnético (Figura 4.6A). A luz, ao contrário da onda hidrodinâmica sobre a superfície da água, não necessita de meio material para propagar-se. Esta é uma propriedade fundamental pois no Universo a maior parte do espaço é vácuo5. No vácuo, a luz se propaga à velocidade de 300.000 km/s. A distância entre dois pontos idênticos de uma onda (as cristas, por exemplo) é denominada comprimento de onda, representado pela letra grega ! (Figura 4.6B). A amplitude está relacionada com a intensidade, e ! com a cor. O comprimento de onda e a freqüência (") se relacionam com a velocidade da luz: ! ! " = c.

O conjunto formado por luz (radiação) de todos os comprimentos de onda recebe o nome de espectro eletromagnético. Geralmente ! é muito pequeno, muitas vezes expresso em Å (Ångström = 10-8 cm). Nosso olho, por exemplo, só responde à luz cujo comprimento de onda esteja entre 4.000Å e 7.000Å. Esta faixa do espectro eletromagnético é denominada espectro visível, e os diferentes !s estão associados às diferentes cores. A Tabela 4.1 mostra a divisão do espectro eletromagnético.

Figura 4.6 (A) Ondas elétrica e magnética oscilam em planos ortogonais, pendicularmente à direção de propagação (Adaptado de R.R.Robbins et al., 1995, Fig. 11-6, p.241). (B) Uma onda é perfeitamente caracterizada pelo comprimento e pela amplitude. 5 Na realidade o espaço não é totalmente desprovido de matéria, mas a densidade é muitíssimo baixa.

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Tabela 4.1 O espectro eletromagnético e a transparência atmosférica .

(Adaptado de R.R.Robbins et al., 1995, Fig. 11-7, p.242)

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

de oscilação do vetor elétrico (ou do magnético). Luz não polarizada é aquela em que o vetor elétrico oscila em todas as direções. Ao interagir com a matéria, por exemplo através de reflexão, a luz passa a ter oscilações em direções privilegiadas, isto é, em algumas direções elas existem, em outras não. Neste caso, diz-se que a luz é plano polarizada (lembre-se do polarizador utilizado em câmeras fotográficas). Este efeito revela características importantes da matéria. 4.3 Atmosfera terrestre: Refração, Cintilação e Janelas. 4.3.1 Refração

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Refração é efeito de mudança na direção de propagação de um feixe de luz quando este atravessa meios com características diferentes. Como na atmosfera terrestre a pressão e a temperatura variam com a altura, um raio de luz vindo do espaço sofre refração e chega ao solo numa direção diferente da original (Figura 4.7). Fica claro que a direção real da fonte não é a observada. Quanto maior for o trajeto percorrido pelo feixe de luz, maior será o efeito de refração. O trajeto mais curto percorrido pelo feixe de luz é na direção do zênite, porque a camada atmosférica aqui é menor. Já o trajeto mais longo é na direção paralela ao horizonte. Portanto, as observações menos afetadas pela refração são aquelas feitas próximo ao zênite do observador. A determinação da posição verdadeira de um astro exige correções do efeito de refração.

Figura 4.7 A refração da luz na atmosfera terrestre. 4.3.2 Cintilação Outra manifestação da refração é a cintilação atmosférica. Neste caso, o agente causador é a variação rápida da refração provocada por movimentos convectivos e turbulentos da atmosfera. O resultado é a mudança rápida do trajeto do raio luminoso enquanto este atravessa a atmosfera, dando a impressão errônea de que a fonte luminosa cintila. Este efeito também é mínimo no zênite e máximo no horizonte. Você já reparou que os planetas parecem cintilar menos que as estrelas? Isto acontece porque o tamanho aparente das estrelas é menor que o dos planetas, o que facilita a percepção da cintilação. O efeito da agitação atmosférica sobre uma imagem é facilmente perceptível quando se olha através de um telescópio: por melhor que seja o instrumento a imagem nunca será totalmente nítida. Tem-se a impressão que a imagem não está no foco. A Figura 4.8 exemplifica este efeito. 4.3.3 Janelas atmosféricas Como a luz interage com a matéria, alguns comprimentos de onda são absorvidos por moléculas e átomos presentes na atmosfera terrestre. Isto significa que a atmosfera não tem transparência única para a radiação vinda do espaço, mas tem “janelas” através das quais certos comprimentos de onda passam e incidem na superfície. Portanto, janelas atmosféricas são regiões do espectro eletromagnético para as quais a atmosfera terrestre é parcialmente transparente. A coluna da direita da Tabela 4.1 mostra a transparência atmosférica do espectro eletromagnético.

O crepúsculo é o efeito de refração mais evidente: pouco antes do nascer e logo depois do pôr do Sol, a luz é refratada e atmosfera torna-se iluminada. Na Lua, por exemplo, esse efeito não existe porque lá não há atmosfera. A passagem do dia para a noite é repentina. O tamanho aparente da Lua no horizonte nada tem a ver com refração. Ele é ilusório. A comparação entre duas fotos da Lua, uma no horizonte e outra no zênite, comprova essa ilusão.

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Figura 4.8 A agitação atmosférica deteriora a nitidez de uma imagem. Aqui vemos a mesma região lunar próxima à cratera Alphonsus, observada (A) com o telescópio de 2,54 m do Monte Wilson (EUA), e (B) por uma sonda espacial, a 190 km da superfície lunar. (R.Jastrow e M.H.Thompson, 1974, Fig. 3.10, p.48) 4.4 Telescópios ópticos. Sensores. Para coletar água diretamente da chuva podemos utilizar um recipiente, por exemplo, uma bacia. Quanto maior for a área da bacia, tanto mais água coletaremos. O telescópio é um instrumento óptico que coleta luz; quanto maior for sua abertura (diâmetro), maior será a energia coletada. A construção do instrumento “que permitia ver um homem a mais de uma légua”, e que inspirou o telescópio, é atribuí da ao óptico holandês Hans Lippershey, em 1608. Ao ouvir falar desse instrumento Galileu Galilei percebeu que se tratava de um problema de óptica (refração) e construiu um para si: foi a “luneta de Galileu”, o primeiro telescópio 6. Posteriormente construi outros melhores e mais potentes. Observando Júpiter, Galileu descobriu os quatro maiores satélites que, em sua homenagem, passaram a ser conhecidos por satélites galileanos7. A seguir, são discutidos os princípios ópticos básicos e os tipos de telescópio utilizados em astronomia. 4.4.1 Formação de imagens Consideremos o esquema da Figura 4.9. O feixe de luz à esquerda da lente é o incidente, e o feixe de luz à direita da lente é o emergente. Um feixe de luz paralelo incidente (proveniente de um objeto no infinito) ao passar pela lente converge para o foco P, a uma distância F do centro da lente. F é denominado distância focal da lente, e o plano perpendicular ao eixo óptico que passa por P é chamado plano focal. Se, no entanto, a luz vier de um ponto que não esteja no infinito, portanto o feixe incidente não é paralelo, a luz convergirá para um ponto que não coincide com P. Quanto mais próximo da lente estiver a fonte de luz, mais distante estará o ponto de convergência. Se a fonte de luz estiver à distância f da lente, o feixe de luz emergente será paralelo.

Uma característica desse sistema óptico simples, composto de uma única lente, é a inversão da imagem do objeto. A razão entre os tamanhos do objeto e da imagem depende da distância focal da lente: quanto maior for a distância focal, maior será a imagem.

6 Veja o quadro no final deste capítulo. 7 Io, Europa, Ganimedes e Calisto, em ordem crescente de distância de Júpiter.

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Figura 4.9 Esquema óptico de uma lente. Se colocarmos uma segunda lente próximo ao plano focal da primeira lente teremos construído uma luneta. A primeira lente, que tem distância focal F, é denominada objetiva, e a segunda lente, com distância focal f, é denominada ocular. Estes conceitos são válidos também para a óptica dos espelhos. Mas há uma diferença fundamental entre os dois casos: no primeiro, a luz é refratada (passa pela objetiva), já no segundo a luz é refletida na superfície do espelho.

Figura 4.10 Esquema óptico de uma luneta. 4.4.2 Telescópios refratores e refletores Os telescópios ópticos que utilizam lentes são chamados refratores. Eles foram muito utilizados no passado, mas hoje estão restritos a telescópios de pequeno porte. São várias as razões. A refração provoca absorção parcial da luz e aberração cromática, que é a multiplicidade de focos para luz de cores diferentes (Figura 4.11). Este efeito pode ser corrigido com lentes adicionais (uma objetiva de câmara fotográfica com f = 50mm, por exemplo, pode ter até nove elementos), mas isto aumenta a absorção. Além disso, a lente não pode conter imperfeições (como bolhas) no substrato. Tudo isto torna a manufatura muito cara. Como se não bastasse, grandes telescópios utilizam grandes objetivas, que pesam muito!

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Esses defeitos praticamente são eliminados quando utilizamos espelhos. Nestes, a luz é refletida na superfície, portanto não há absorção de luz, nem aberração cromática. Além disso, o substrato do espelho não precisa ser maciço (isto diminui o peso), e apenas sua superfície é que precisa ser bem preparada. Os telescópios de espelhos são denominados telescópios refletores. Eles possuem pelo menos dois espelhos: o principal, côncavo com curvatura esférica ou parabólica, e o secundário, convexo ou plano.

Espelhos esféricos apresentam aberração esférica, isto é, multiplicidade de foco: quanto mais próximo o raio de luz estiver do eixo óptico do espelho, maior será a distância do ponto focal (Figura 4.12). Isto pode ser corrigido por lentes adicionais com perfis específicos. Os telescópios com espelhos esféricos propiciam campos visuais grandes, e são muito utilizados para obtenção de imagens de regiões extensas. O telescópio tipo Schmidt é um exemplo deste caso.

Figura 4.11 Aberração cromática. Figura 4.12 Aberração esférica. A característica de um espelho com perfil parabólico é a singularidade do foco: raios de

luz paralelos ao eixo óptico do espelho convergem para um único foco. A figura abaixo ilustra as configurações ópticas mais usuais de telescópios.

Figura 4.13 Configurações ópticas mais usuais de telescópios.

O avanço tecnológico tem proporcionado projetos mais sofisticados de telescópios, que utilizam vários espelhos primários. Os telescópios Keck (Mauna Kea, Havaí) têm espelhos primários de 10m, cada um constituído de 36 segmentos hexagonais justapostos numa

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Figura 4.14 (A) MMT (Telescópio de múltiplos espelhos), em Monte Hopkins, no Arizona. (B) Telescópio de 4 m, do Observatório Interamericano de Cerro Tololo (Chile). (C) Telescópio Gemini Sul de 8 m (são dois telescópios indênticos, Gemini Norte no Havai e Gemini Sul no Chile). (D) Telescópio SOAR (Southern Astrophysical Research, Chile) de 4 m. O Brasil participa dos consórcios Gemini e SOAR.

A B

C D

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estrutura semelhante a de uma colmeia). Os telescópios estão separados de 85m um do outro, e utilizam a técnica interferométrica para aumentar a resolução espacial. O MMT (Multiple Mirror Telescope, Figura 4.14) possui seis espelhos idênticos de 1,80m de diâmetro, cuja área total equivale a de um espelho de 4,45m de diâmetro. Os espelhos são alinhados de forma a produzirem um foco único, isto é, focalizam as imagens no mesmo ponto. Isto diminui os custos. Mas a maior vantagem deste tipo de telescópio é a possibilidade de se utilizar os espelhos para se fazer interferometria, uma técnica sofisticada que aumenta enormemente a resolução espacial (capacidade de distinguir pontos muitos próximos).

Outra técnica avançada é a do VLT (Very Large Telescope) do Observatório Europeu Austral (Chile). Um conjunto de quatro telescópios trabalham sincronizadamente através da interferometria. Sua resolução é a maior já conseguida por qualquer instrumento de solo.

Uma técnica revolucionária que melhorou significativamente o desempenho dos telescópios de solo é a da óptica corretiva. Os espelhos primários sofrem deformações quando tombados em diferentes posições. Isto deforma a imagem no foco. Um espelho primário de espessura fina é apoiado num sistema de pinos móveis que, controlados por computador, corrigem as deformações sofridas pelo espelho. Esta técnica, conhecida como óptica ativa, permite a confecção de espelhos mais finos, portanto mais leves, com qualidade superior. Outra técnica corretiva é a da óptica adaptativa. Um espelho secundário deformável tem sua superfície refletora corrigida de modo a compensar as alterações provocadas pela atmosfera. Monitorando uma estrela que esteja no campo observado, ou um raio laser refletido pela atmosfera, um mecanismo controlado por computador corrige a forma da espelho centenas de vezes por segundo, fazendo com que o feixe de luz tenha a maior concentração possível no foco. Ou seja, este é um mecanismo compensador de turbulência atmosférica.

Por fim, temos o telescópio óptico espacial Hubble (2,4m), que não necessita de mecanismos compensadores porque trabalha em ambiente de baixíssima da gravidade e opera fora da atmosfera terrestre, o que lhe proporciona desempenho insuperável. Na realidade, os telescópios Hubble e de solo se complementam. Pelo menos no momento, temos limitações operacionais no telescópio espacial, como por exemplo, a quantidade de equipamentos periféricos acoplados a ele. O Hubble tem cinco instrumentos acoplados, são câmeras e espectrógrafos que operam no ultravioleta, no visível e no infravermelho, além dos sensores de guiagem, responsáveis pelo apontamento. Em solo podemos ter tantos periféricos quanto quisermos e que podem ser utilizados em vários telescópios de excelente qualidade, ou mesmo em um único telescópio, bastando para tanto obedecer a um cronograma operacional onde os diferentes periféricos possam ser trocados de acordo com as conveniências.

Em órbita há vários telescópios espaciais, operando em diferentes regiões espectrais e com objetivos diferentes (Soho, Trace, Rhessi, Spitzer ...)

4.4.3 Difração, resolução e magnificação Como foi dito anteriormente, a difração sempre está presente porque é uma manifestação ondulatória da luz. Todo instrumento sofre difração e produz uma imagem de anéis concêntricos semelhante àquela mostrada na Figura 4.4. O diâmetro angular ! do anel central, o comprimento de onda " da luz e o diâmetro D do telescópio estão relacionados da seguinte forma:

! = 1,22 "/D

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Vê-se, portanto, que o anel central aumenta com ! (por exemplo, na luz vermelha ele é maior do que na luz branca) e diminui com o tamanho do telescópio (quanto maior o telescópio, menor será o anel). Resolução é a capacidade de um telescópio distinguir pontos próximos. Suponhamos que estes pontos sejam duas estrelas aparentemente muito próximas. Cada uma delas será uma fonte de luz, logo produzirão duas imagens correspondentes. Cada imagem sofrerá difração, isto é, produzirá anéis de difração, como mostrado na Figura 4.4. Então, o poder de resolução é a capacidade do telescópio distinguir cada um dos anéis. Basta olhar para a expressão acima para se convencer de que os telescópios maiores, isto é, com diâmetros D maiores, terão maior chance de distinguir as duas estrelas próximas. A Figura 4.15 mostra duas fontes próximas vistas por telescópios diferentes: os anéis de difração das fontes são representados por figuras tridimensionais (o tamanho é representado pela base do cone, e a brilho pela altura). À medida em que D aumenta, " diminui (veja equação acima), portanto os cones passam a ser distinguidos. No caso A, as duas fontes são vistas pelo menor telescópio como uma fonte única. Nos demais casos, as fontes começam ser resolvidas. No caso (D), elas são perfeitamente discriminadas. A Figura 4.16 mostra duas imagens de uma mesma região lunar, quando vistas por telescópios de tamanhos diferentes.

Figura 4.15 Difração e resolução. Veja explicação no texto. (Adaptada de H.Karttunen et al., 1996, Figura 3.6, p.54) Figura 4.16 Região lunar da cratera Clavius, vista através de dois telescópios com objetivas de diâmetros diferentes: (A) 25,4 cm, (B) 91,4 cm. (R.Jastrow e M.H.Thompson, 1974, Fig. 3.8, p.46)

Magnificação é a razão entre os tamanhos aparentes de um objeto visto (a) com auxílio de instrumento e (b) com o olho desarmando. Para um telescópio equipado com oculares (Figura 4.10), a magnificação é obtida através da seguinte relação matemática:

# = (F / f )

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onde F e f representam, respectivamente, as distâncias focais da objetiva (telescópio) e da ocular. Exemplo: consideremos um telescópio com F = 100 cm. Usando uma ocular com f = 50 mm, a imagem formada no foco do telescópio será aumentada 20 vezes (! = 20). Se trocarmos essa ocular por outra com f = 10 mm, a imagem será aumentada 100 vezes. 4.3.4 Brilho aparente

Imaginemos duas estrelas de mesmo brilho, isto é, aparentemente elas são muito parecidas. Poderíamos, então, afirmar que elas são iguais e que estão à mesma distância de nós? A resposta é “não”. Elas podem ser muito diferentes, uma bem mais brilhante que a outra, e estarem a distâncias diferentes. Uma fonte brilhante pode ter aparência tênue se vista de longe, e vice-versa. Esta situação não se altera se a observação for feita à vista desarmada ou com auxílio de telescópio. Mesmo que utilizássemos o recurso de troca de oculares, a situação permaneceria. Em resumo, não há como alterar artificialmente essa situação, porque o brilho aparente depende de características intrínsecas à fonte e da distância que nos separa dela.

O brilho aparente de um astro é representando pela magnitude aparente (m). Antes mesmo da descoberta do telescópio, as estrelas foram agrupadas em seis classes, ou em seis magnitudes8, que mantém relação inversa com o brilho aparente: 1ª mag. era a estrela mais brilhante, e 6ª mag. era a estrela mais tênue9. Com o surgimento do telescópio e de instrumentos de medição sensíveis, essa escala foi expandida. Atualmente, a escala de magnitude aparente vai de valores negativos a positivos. Nesta escala, o Sol tem magnitude –26,8. A tabela abaixo mostra as magnitudes de algumas das estrelas mais brilhantes do hemisfério sul.

Adiante, voltaremos a tratar este assunto com mais profundidade.

estrela m estrela m !CMa (Sirius) -1,46 !Car (Canopus) -0.76 !Cen (Rigil Kentaurus) 0,01 !Lyr (Vega) 0,04 !Órion (Betelgeuse) 0,41 !Sco (Antares) 0,92 !Leo (Regulus) 1,36 !Cru (Acrux) 1,39

Tabela 4.2 Algumas das estrelas mais brilhantes do hemisfério sul.

4.4.4 Sensores Como já foi dito, os telescópios são apenas coletores de luz; os aparelhos destinados a fazer medições específicas dessa luz são os sensores, ou detectores.

O mais simples, e também o mais antigo, deles é o olho. É o único sensor natural, os demais são artifícios inventados pelo homem. A fotografia, por exemplo, é um dos artifícios mais antigos e que ainda se encontra em uso. Sua maior vantagem é o tamanho; podemos confeccionar filmes de tamanhos variados, mantendo a qualidade típica da película. Hoje os filmes apresentam simultaneamente alta sensibilidade e baixa granulação (boa resolução).

O fotomultiplicador, mais eficiente que a fotografia, se baseia no efeito fotoelétrico. A luz incidente no fotocatodo libera elétrons. Acelerados por uma diferença de potencial, estes

8 Hiparco de Nicéia, astrônomo grego, introduziu o conceito de magnitude (ou grandeza) no séc. 2 a.C. 9 O olho não enxerga objetos com magnitude maior do que 6,5.

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elétrons vão colidindo com placas metálicas (anodos) estrategicamente posicionadas, liberando mais elétrons nas colisões. Esta avalanche de elétrons produz uma corrente elétrica, que é proporcional à luz incidente no fotocatodo. Hoje eles estão em desuso.

Atualmente o mais utilizado é o CCD (Charge Coupled Device). Ele consiste numa matriz de diodos de silício sensíveis à luz (pixel). Nos mais modernos, essa matriz é composta de 4096 ! 4096 pixels. Eles apresentam enormes vantagens em relação aos sensores mais antigos, tais como alta sensibilidade, baixíssimo ruído (sinal espúrio que contamina as medições) e elevada eficiência quântica (aproveitamento dos fótons incidentes). Os CCDs são utilizados inclusive em instrumentos de medição específicos como polarímetros (que mede polarização) e espectrógrafos (utilizados em espectroscopia). 4.4.5 Espectrômetros São instrumentos utilizados para a detecção de luz em comprimentos de ondas (ou cores) específicos do espectro eletromagnético. Basicamente, ele consiste num dispositivo que dispersa a luz em suas componentes e um sensor que mede a intensidade dessa luz nas diferentes bandas. Para a dispersão da luz pode-se utilizar prismas, grades, espelhos paralelos, e outros. A habilidade de um espectrômetro dispersar a luz é representada pela resolução espectral: quanto maior a dispersão, maior será a resolução. A Figura 4.17 ilustra o princípio básico de funcionamento de um espectrômetro.

4.5 Radiotelescópios. Os radiotelescópios são antenas que captam sinais em radiofreqüências (" < 1000 GHz, ou # > 0,3 mm). Essas antenas podem ter estruturas aramadas (parecidas com antenas de FM) ou “pratos” metálicos (parecidos com antenas parabólicas de TV). Os “pratos” desempenham um papel semelhante ao dos espelhos nos telescópios ópticos, isto é, coletam a energia incidente e a converge num foco, onde é colocado um sensor específico para sinais em radio. Amplificado, esse sinal é convertido em registro permanente; técnicas modernas permitem inclusive construir imagens a partir dos sinais registrados. A Figura 4.18 mostra o esquema do princípio de funcionamento de um radiotelescópio, e uma imagem de alta resolução construída a partir de dados em radiofreqüências. A radioastronomia é um ramo relativamente novo. No início da séc.20, foram feitas tentativas para se detectar sinas em radio provenientes do Sol. Não se logrou sucesso porque os detectores utilizados tinham baixíssima sensibilidade. As primeiras observações astronômicas

Figura 4.17 Princípio de funcionamento de um espectrômetro de prisma (esquerda) e de grade. (B).

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de sucesso foram feitas por Karl G. Jansky em 1932. Ele descobriu uma emissão radio de origem desconhecida até então, que variava com período de 24 horas. Mais tarde descobriu-se que essa radiação vinha da direção do centro da Via Láctea. Após a segunda guerra mundial, os instrumentos foram aperfeiçoados gradativamente, e a radioastronomia se desenvolveu muito. Uma técnica muito utilizada em radioastronomia é a interferometria. Ela permite que sinais coletados por radiotelescópios distantes (até mesmo em diferentes países) possam ser combinados de forma a aumentar significativamente a resolução espacial. A imagem da Figura 4.18 foi construída com essa técnica. 4.6 Instrumentos e sensores em outras regiões espectrais. 4.6.1 Contador Geiger-Müller, contador Proporcionais e detectores de cintilação. São instrumentos utilizados na detecção de radiação cósmica com comprimentos de onda inferiores a 100Å. Basicamente, os contadores Geiger-Müller e o Proporcional são câmaras de ionização; ao penetrar, a radiação ioniza o gás da câmara, os íons são acelerados por eletrodos e uma corrente elétrica é produzida. Os detectores de cintilação, utilizam fotomultiplicadores para contar os fótons que são liberados por efeito fotoelétrico quando raios mais energéticos penetram placas metálicas.

Estes detectores são sensíveis à radiação energética, como raios gama (! < 0,1Å) e raios-X, (0,1Å " ! " 100Å). A radiação gama e os raios-X mais energéticos, conhecidos por raios-X duros (0,1Å " ! " 1Å) são produzidos por transições no núcleo atômico ou através de interações de partículas elementares. Acima dessa região espectral estão os raios-X moles (1Å " ! " 100Å). A energia associada a um quantum10 de radiação gama é milhões de vezes maior que aquela associada a um quantum de luz visível. As observações são feitas fora da atmosfera terrestre, com instrumentos a bordo de satélites. Embora as primeiras observações tenham sido feitas com balões estratosféricos, podemos apontar o final dos anos 60 como o marco inicial das observações modernas, com o surgimento dos satélites. 4.6.2 Telescópios para o ultravioleta. A região espectral entre os raios-X e a luz visível, isto é, entre 100Å e 4.000Å, é dominada pela radiação ultravioleta. Até 912Å ela é chamada ultravioleta extremo. Próxima à região do visível ela é denominada ultravioleta próximo. Como o ultravioleta é absorvido pelos gases atmosféricos, as observações são feitas a grandes altitudes (com balões estratosféricos) ou acima da atmosfera terrestre (com satélites). Os sensores utilizados vão desde câmaras de ionização (para a radiação mais energética) até fotômetros e espectrômetros. 4.6.1 Telescópios para o infravermelho. Ao contrário das anteriores, a região espectral do infravermelho está além da região visível. Ela começa em ! # 1µm (10.000Å) e se estende até quase ! = 1mm, limite da região radio. Essa região está subdividida em infravermelho próximo (até ! = 6µm), médio (6µm " ! " 20µm) e distante (! > 20µm). Esta divisão não é absolutamente rígida, podendo comportar 10 quantidade indivisível de energia eletromagnética.

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Figura 4.18 No alto, à esquerda, tem-se um esquema simplificado de um radiotelescópio. À direita, a imagem artificialmente construída com os dados de radiofreqüência da radiogaláxia Cygnus A. (R.R.Robbins et al., 1995, Fig.22-11, p.502). Em baixo vê-se uma parte do conjunto de 27 radiotelescópios móveis, que formam um telescópio de síntese, denominado VLA (Very Long Array, Novo México, EUA). Os sinais de cada unidade são combinados por técnicas de interferometria; veja explicação no texto. (K.Karttunen et al., 1996, Fig.3.30, p.81) ainda uma região submilimétrica (0,1mm ! " ! 1mm). A atmosfera terrestre absorve parcialmente a radiação infravermelha. Dentro das janelas atmosféricas, as observações se fazem com instrumentação de solo. Fora delas, as observações em infravermelho são feitas a grandes altitudes (através de balão) ou no espaço. 4.7 Outras formas de energia. A energia dos corpos celestes não chega à Terra apenas através da radiação eletromagnética, mas também através de partículas altamente energéticas, como os raios cósmicos e os neutrinos, e da radiação gravitacional.

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Raios cósmicos são elétrons e núcleos atômicos altamente ionizados que atingem a Terra, vindos de todas as direções do espaço. Como se trata de partículas eletricamente carregadas elas interagem com os campos magnéticos da Galáxia e têm suas direções alteradas. Portanto, a direção de incidência sobre a Terra não nos revela a verdadeira origem dessas partículas. Pela altíssima quantidade de energia que carregam, deduz-se que os raios cósmicos sejam produzidos por fenômenos extremamente energéticos, tais como explosões de supernovas11.

Neutrinos são partículas elementares, sem carga elétrica e massa díminuta (um décimo de milionésimo da massa do elétron), produzidos nas reações nucleares no interior das estrelas. Pelas suas características, eles interagem fracamente com a matéria e não só escapam rapidamente do interior das estrelas assim como passam facilmente através dos corpos celestes que encontram pelo caminho. Por isso, a técnica de detecção do neutrino não é convencional. Quando um neutrino atinge um átomo de cloro (37Cl), ele o transforma em argônio (37Ar), e nessa transformação é liberado um elétron. Como o 37Ar é radioativo ele pode ser detectado. Pode-se usar também o lítio (Li) e o gálio (Ga) como substitutos Cl.

A astronomia de ondas gravitacionais é bastante jovem. As primeiras tentativas observacionais começaram na década de 60. Essas ondas são geradas por massas sob aceleração, de maneira semelhante às ondas eletromagnéticas que são geradas por partículas elétricas sob aceleração.

As ondas gravitacionais são muito difíceis de serem detectadas. Um método de detecção consiste em medir as vibrações produzidas em cilindros ou esféricas metálicas quando estes são atingidos por ondas gravitacionais. Outro método é o interferométrico: espelhos paralelos têm suas distâncias alteradas quando uma onda gravitacional os atravessa. Essa distância é monitorada através de interferometria com raio laser. A precisão desse método é enorme.

Referências K.Karttunen, P.Kröger, H.Oja, M.Poutanen and K.J.Donner; Fundamental Astronomy, Springer (1996) R.Jastrow and M.H.Thomson; Astronomy: Fundamentals and Frontiers, John Wiley & Sons, Inc. (1974) R.R.Robbins,W.H.Jefferys and S.J.Shawl; Discovering Astronomy, John Wiley & Sons, Inc. (1995)

11 estrelas de grande massa que, na fase final de vida, se desintegram explosivamente (assunto discutido adiante).

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GALILEO GALILEI Em 1609, numa visita a Veneza, Galileu ouve falar de um instrumento inventado na Holanda “que permitia ver um homem a mais de uma légua” e que fôra presenteado ao príncipe Maurício de Nassau. Nessa época, esses instrumentos já se vendiam em Paris como curiosidade. Galileu compreendeu logo que se tratava de um problema de óptica, e, “por meio de considerações sobre a teoria da refração”, descobriu o princípio de funcionamento. No dia seguinte construiu o seu instrumento: a conhecida “Luneta de Galileu”, com objetiva plano -convexa e a ocular plano-côncava. Em 21 de agôsto de 1609, no campanário da Igreja de São Marcos, Galileu mostra ao Doge e senadores de Veneza detalhes de navios surtos no Adriático, “pessoas que entram e saem da Igreja de São Jacques de Murano, que entram e saem das gôndolas”, etc. Galileu oferece a luneta ao Doge, que a recebe com entusiasmo porque percebeu as vantagens que a luneta oferecia, especialmente sob o ponto de vista militar. Como gratidão, Galileu foi confirmado vitalício em sua Cátedra da Pádua, seus vencimentos foram dobrados, mas nem assim atingiu o salário de um professor de filosofia ou de direito. Poucos meses depois, Galileu apresentava ao mundo uma série de descobertas impressionantes que constituem um dos mais belos títulos de glória já concedidos a um ser humano. Entusiasmado com os resultados de suas observações, Galileu resolveu publicá-los num opúsculo admirável, em latim para que fosse acessível aos sábios do mundo inteiro, sob o título (resumido) “Sidereus Nuncius”. Estas observações lhe custaram muito caro. Ele foi perseguido pela igreja católica, acusado de heresia e posto em cárcere privado. Chegou até a pedir clemência à Inquisição, mas nunca conseguiu ser perdoado do crime de lhe imputaram. Os últimos anos de sua vida passou em seu “cárcere de Arcetri”, como ele mesmo dizia, praticamente cego, “não podendo mais ver aquele céu, aquele mund o, aquele universo que com minhas maravilhosas observações multipliquei por cem e por mil vezes mais do que os sábios de todos os séculos passado viram”. Galileu faleceu em 8 de janeiro de 1642, ano em que nasceu Isaac Newton, a quem caberia uma síntese dos grandes trabalhos de Galileu, Kepler e Huygens. Quase três séculos e meio depois, no papado de João Paulo II, a igreja católica oficialmente “perdoa” Galileu. Mas, a quem caberia o direito de perdoar?

A maior parte das informações foram retiradas da publicação “Galileo Galilei”, de Abrahão de Moraes, publicada pelo Instituto Italiano di Cultura, Rio de Janeiro, em 1966.