Céu aparente, sistema solar e exoplanetas

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1 Observações e Instrumentos5 5.1 Introdução 5.2 A Luz e o Espectro eletromagnético 5.3 A Atmosfera terrestre: Refração, Cintilação e Janelas 5.4 Telescópios ópticos Formação de imagens Telescópios refratores e refletores Difração, resolução e magnificação Enos Picazzio Elysandra Figueredo Brilho Aparente 5.5 Detectores da Radiação 5.6 Espectrômetros 5.7 Radiotelescópios 5.8 Coletores e Detectores em outras regiões espectrais Contador Geiger-Müller, contadores Proporcionais e detectores de cintilação Telescópios para o ultravioleta Telescópios para o infravermelho 5.9 Outras formas de energia Referências Bibliográficas Anexo: Galileo Galilei Licenciatura em Ciências USP/ Univesp

2 Licenciatura em Ciências USP/Univesp Módulo Introdução A maior parte das informações sobre os astros é obtida através da análise da luz (aqui entendida como radiação eletromagnética) emitida ou refletida por eles. A luz, por sua vez, percorre km em um segundo. Assim, podemos definir como ano-luz a distância que a luz percorre durante um ano (cerca de 10 trilhões de quilômetros). A estrela mais próxima de nós, excluindo o Sol, conhecida como Próxima Centauri, está a uma distância de 100 anos-luz de nós. Isso quer dizer que a luz que vemos dessa estrela hoje deixou sua superfície há 100 anos, ou seja, o que estamos observando agora a respeito desse objeto astronômico ocorreu 100 anos atrás. Por um lado, essa propriedade da luz nos impede de saber o que está ocorrendo, exatamente nesse momento, com todos os objetos que observamos no céu que nos envolve. Por outro lado, essa mesma propriedade nos garante reconstruir a história do universo para tentar entender como ele evoluiu até o presente momento, partindo de um universo inóspito até se tornar, após vários bilhões de anos de sua formação, um universo compatível com a vida. No entanto, se queremos ter informações sobre o passado do universo, temos de olhar para objetos cada vez mais distantes. Se pensarmos novamente que a estrela Próxima Centauri está a uma distância de 43 trilhões de quilômetros, é fácil entender que o maior desafio da astronomia ao estudar objetos astronômicos é simplesmente superar a barreira da distância, tentando avançar até os limites do universo. Nesta aula, vamos recapitular alguns conceitos sobre luz, veremos como a luz viaja pelo universo e discutiremos algumas ferramentas que podemos utilizar para analisá-la. 5.2 A Luz e o Espectro eletromagnético No final do século XVII, a chamada teoria ondulatória da luz foi formulada por distintos cientistas europeus como Robert Hooke e Christiaan Huygens. Em contraponto existia também a teoria corpuscular da luz. Isaac Newton apostava que a luz era composta de pequenas partículas, que poderiam ser refratadas pela aceleração de um meio mais denso. Em sua experiência, em 1665, Newton decompôs a luz branca em suas várias cores do espectro com a

3 82 Licenciatura em Ciências USP/Univesp Módulo 1 utilização de um prisma. O debate entre as duas hipóteses - teoria corpuscular ou ondulatória da luz - perdurou até meados do século XX, quando Einstein argumentou que a luz exibe tanto propriedades ondulatórias - como refração, difração e interferência - quanto corpusculares. Dessa maneira, Einstein descreveu a dualidade onda-partícula da luz. Reflexão e refração são propriedades que a luz apresenta enquanto raio luminoso. Ambas representam mudanças de direção de um raio que se propaga em linha reta. A reflexão representa o desvio de direção do raio luminoso quando este incide sobre uma superfície. A refração é o desvio de direção do raio luminoso quando ele passa por meios diferentes (Figura 5.1). Difração é o desvio de direção que a luz sofre ao passar por bordas, por exemplo, de um orifício (Figura 5.2). Interferência é um fenômeno de combinação construtiva ou destrutiva de ondas (Figura 5.3). A luz branca é a combinação resultante da interferência de luz de diferentes cores (comprimentos de onda). Figura 5.1: Reflexão e refração. Figura 5.2: Difração da luz ao passar por um orifício. / Fonte: Adaptado de Robbins et al., Observações e Instrumentos

4 Licenciatura em Ciências USP/Univesp Módulo 1 83 Figura 5.3: Interferência construtiva e destrutiva da luz. A comprovação prática dessa descoberta de Einstein, que lhe rendeu o Prêmio Nobel de Física de 1921, é o efeito fotoelétrico: a incidência da luz sobre substâncias metálicas (césio, selênio e outros) libera elétrons da superfície, que criam correntes elétricas. Elétrons só podem ser arrancados dos núcleos quando recebem energia igual ou superior àquelas que os mantêm presos aos núcleos. Portanto, somente fótons de energias específicas podem liberar elétrons. A quantidade de elétrons liberados não depende da intensidade da luz incidente, mas da energia associada: a luz ultravioleta é mais energética que a luz visível. Onda é uma perturbação periódica que transporta energia, não matéria, entre dois pontos de um meio material ou de um espaço vazio. Um exemplo são as ondas que se propagam sobre as águas de um lago, transportando energia (por isso,elas oscilam) e não matéria (a água). Maxwell unificou as leis que governam a eletricidade e o magnetismo, e descreveu o comportamento da radiação eletromagnética. Em sua teoria, a velocidade com que a onda eletromagnética se propaga no espaço era igual à velocidade da luz, concluindo que a luz é uma forma de energia radiante, que se propaga através de ondas eletromagnéticas. Uma onda luminosa é então uma perturbação eletromagnética, que apresenta oscilações nos campos elétrico e magnético (Figura 5.4a). A luz, ao contrário da onda hidrodinâmica sobre a superfície da água, não necessita de meio material para se propagar. Esta é uma propriedade fundamental, pois no Universo a maior parte do espaço é vácuo 1.No vácuo, a luz se propaga à velocidade de km/s. A distância entre dois pontos idênticos de uma 1 Na realidade, o espaço não é totalmente desprovido de matéria, mas a densidade é muitíssimo baixa.

5 84 Licenciatura em Ciências USP/Univesp Módulo 1 onda (as cristas, por exemplo) é denominada comprimento de onda, representado pela letra grega λ (Figura 5.4b). A amplitude está relacionada com a intensidade, e λ com a cor. O comprimento de onda e a frequência (γ) se relacionam com a velocidade da luz: λ γ = c. a b Figura 5.4: a. Ondas elétrica e magnética oscilam em planos ortogonais, perpendicularmente à direção de propagação; b. Uma onda é perfeitamente caracterizada pelo seu comprimento e pela amplitude. / Fonte: Adaptado de Robbins et al., O conjunto formado pela radiação de todos os comprimentos de onda recebe o nome de espectro eletromagnético. Geralmente, é muito pequeno, muitas vezes expresso em Å (Ångström = 10-8 cm). Nosso olho, por exemplo, só responde à luz,cujo comprimento de onda esteja entre Å e Å. Essa faixa do espectro eletromagnético é denominada espectro visível, e os diferentes estão associados às diferentes cores. A Tabela 5.1 mostra a divisão do espectro eletromagnético. 5 Observações e Instrumentos

6 Licenciatura em Ciências USP/Univesp Módulo 1 85 Tabela 5.1: O espectro eletromagnético e a transparência atmosférica. / Fonte: Adaptado de Robbins. et al, Hertz demonstrou que as ondas eletromagnéticas se comportam exatamente como a luz visível e exibem as mesmas propriedades de refração, difração, reflexão e interferência. A luz é energia e pode ser descrita com o mesmo formalismo matemático, desde as altas energias como os raios gama e os raios X até as faixas de baixa energia como as ondas de rádio, onde E = hv, e onde E é a energia associada, h é uma constante (constante de Planck) e v é a frequência da radiação eletromagnética. Outra propriedade ondulatória da luz é a polarização. Ela dá conta da direção do plano de oscilação do vetor elétrico (ou do magnético). Luz não polarizada é aquela em que o vetor elétrico oscila em todas as direções. Ao interagir com a matéria, por exemplo, através de reflexão, a luz passa a ter oscilações em direções privilegiadas, isto é, em algumas direções elas existem, em outras, não. Nesse caso, diz-se que a luz é plano-polarizada (lembre-se do polarizador utilizado em câmeras fotográficas). Este efeito revela características importantes da matéria que provoca polarização.

7 86 Licenciatura em Ciências USP/Univesp Módulo A Atmosfera terrestre: Refração, Cintilação e Janelas Refração é o efeito da mudança na direção de propagação de um feixe de luz quando este atravessa meios com características 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 5.5). Fica claro que a direção real da fonte não é a observada. Quanto maior for o trajeto percorrido pelo feixe de luz, maior será o efeito de refração. O trajeto mais curto percorrido pelo feixe de luz é na direção do zênite, porque a camada atmosférica aí é menor. Já o trajeto mais longo é na direção paralela ao horizonte. Portanto, as observações menos afetadas pela refração são aquelas feitas próximo ao zênite do observador. A determinação da posição verdadeira de um astro exige correções do efeito de refração. O crepúsculo é o efeito de refração mais evidente: pouco antes do nascer e logo depois do pôr do Sol, a luz é refratada e a atmosfera torna-se iluminada. Na Lua, por exemplo, esse efeito não existe porque lá praticamente não há atmosfera. A passagem do dia para a noite é repentina. O tamanho aparente da Lua no horizonte nada tem a ver com refração. Ele é ilusório. A comparação entre duas fotos da Lua, uma no horizonte e outra no zênite, comprova essa ilusão. Outra manifestação da refração é a cintilação atmosférica. Neste caso, o agente causador é a variação rápida da refração provocada por movimentos convectivos e turbulentos da atmosfera. O resultado é a mudança rápida do trajeto do raio luminoso enquanto este atravessa a atmosfera, dando a impressão errônea de que a fonte luminosa cintila. Este efeito também é mínimo no zênite e máximo no horizonte. Você já reparou que os planetas parecem cintilar menos que as estrelas? Isso acontece porque o tamanho aparente das estrelas é menor que o dos planetas, o que facilita a percepção da cintilação. Figura 5.5: A refração da luz na atmosfera terrestre. 5 Observações e Instrumentos

8 Licenciatura em Ciências USP/Univesp Módulo 1 87 O efeito da agitação atmosférica sobre uma imagem é facilmente perceptível quando se olha através de um telescópio: por melhor que seja o instrumento, a imagem nunca será totalmente nítida. Tem-se a impressão de que a imagem não está no foco. A Figura 5.6 exemplifica esse efeito. a b Figura 5.6: A agitação atmosférica deteriora a nitidez de uma imagem. Aqui vemos a mesma região lunar próxima à cratera Alphonsus, observada (a) com o telescópio de 2,54 m do Monte Wilson (EUA), e (b) por uma sonda espacial, a 190 km da superfície lunar. / Fonte: Jastrow & Thompson, Como a luz interage com a matéria, alguns comprimentos de onda são absorvidos por moléculas e átomos presentes na atmosfera terrestre. Isso significa que a atmosfera não tem transparência única para a radiação vinda do espaço, mas tem janelas através das quais certos comprimentos de onda passam e incidem na superfície. Portanto, janelas atmosféricas são regiões do espectro eletromagnético para as quais a atmosfera terrestre é parcialmente transparente. A coluna da direita da Tabela 5.1 mostra a transparência atmosférica do espectro eletromagnético. No ramo das altas frequências ou altas energias, a astronomia só se desenvolveu em sua plenitude após a descoberta de meios para enviar instrumentos astronômicos acima de nossa atmosfera. A atmosfera da Terra é totalmente opaca à radiação de alta energia (ultravioleta, raios X e raios Gama). A radiação ultravioleta é absorvida em grande parte pela camada de ozônio da Terra; portanto, também é mais bem observada do espaço. A visão humana evoluiu de forma a detectar as cores que o Sol produz de forma eficiente.parte da radiação infravermelha é absorvida pelas moléculas de água e dióxido de carbono suspensas na atmosfera terrestre de forma que essa radiação é mais bem observada de montanhas altas, aeronaves e satélites. Alguns objetos astronômicos emitem preferencialmente radiação infravermelha; outros, luz visível; enquanto outros ainda emitem mais radiação ultravioleta ou ondas de rádio. O que define o tipo de radiação emitida por um dado objeto é a sua temperatura. Voltaremos a este assunto mais adiante.

9 88 Licenciatura em Ciências USP/Univesp Módulo Telescópios ópticos Para coletar água diretamente da chuva podemos utilizar um recipiente como, por exemplo, uma bacia. Quanto maior for a área da bacia, tanto mais água coletaremos. O telescópio é um instrumento óptico que coleta luz; quanto maior for a sua abertura (diâmetro), maior será a energia coletada. A construção do instrumento que permitia ver um homem a mais de uma légua, e que inspirou o telescópio, é atribuída ao óptico holandês Hans Lippershey em 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 2. 2 Veja o anexo, ao final desta aula. Posteriormente, construiu outros melhores e mais potentes. Observando Júpiter, Galileu descobriu os quatro maiores satélites que, em sua homenagem, passaram a ser conhecidos por satélites galileanos. A seguir, são discutidos os princípios ópticos básicos e os tipos de telescópio utilizados em astronomia. A refração e reflexão são as propriedades básicas que nos permitem estudar a luz proveniente dos astros através de instrumentos ópticos. Esses instrumentos são, de maneira geral, um conjunto de espelhos e lentes, que direcionam a luz de acordo com os princípios da refração e reflexão Formação de imagens Consideremos o esquema da Figura 5.7. 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 e, portanto, o feixe incidente não é paralelo, a Figura 5.7: Plano focal e distância focal de uma lente. 5 Observações e Instrumentos

10 Licenciatura em Ciências USP/Univesp Módulo 1 89 luz convergirá para um ponto que não coincide com P. Quanto mais próximo da lente estiver a fonte de luz, mais distante estará o ponto de convergência. Se a fonte de luz estiver à distância f da lente, o feixe de luz emergente será paralelo. Uma característica desse sistema óptico simples, composto de uma única lente, é a inversão da imagem do objeto. A razão entre os tamanhos do objeto e da imagem depende da distância focal da lente: quanto maior for a distância focal, maior será a imagem. Se colocarmos uma segunda lente próximo ao plano focal da primeira lente, teremos 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 (Figura 5.8). Figura 5.8: Esquema óptico de uma luneta. Esses 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 Telescópios refratores e refletores Os telescópios ópticos que utilizam lentes são chamados refratores. Eles foram muito utilizados no passado, mas hoje estão restritos a telescópios de pequeno porte. São várias as razões. A refração provoca absorção parcial da luz e aberração cromática, que é a multiplicidade de focos para luz de cores diferentes (Figura 5.9). Esse efeito pode ser corrigido com lentes adicionais (uma objetiva de câmara fotográfica com f = 50 mm, por exemplo, pode ter até nove elementos), mas isso aumenta a absorção. Além disso, a lente não pode conter imperfeições (como bolhas) no substrato. Tudo isso torna a manufatura muito cara. Como se não bastasse, grandes telescópios utilizam grandes objetivas, que pesam muito!

11 90 Licenciatura em Ciências USP/Univesp Módulo 1 Figura 5.9: Aberração cromática. Esses defeitos praticamente são eliminados quando utilizamos espelhos. Nestes, a luz é refletida na superfície; portanto, não há absorção de luz nem aberração cromática. Além disso, o substrato do espelho não precisa ser maciço (isso diminui o peso), e apenas sua superfície é que precisa ser bem preparada. Os telescópios de espelhos são denominados telescópios refletores. Eles possuem pelo menos dois espelhos: o principal, côncavo com curvatura esférica ou parabólica, e o secundário, convexo ou plano. Figura 5.10: Aberração esférica. Espelhos esféricos apresentam aberração esférica, isto é, multiplicidade de foco: quanto mais próximo o raio de luz estiver do eixo óptico do espelho, maior será a distância do ponto focal (Figura 5.10). Isso pode ser corrigido por lentes adicionais com perfis específicos. Os 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. A característica de um espelho com perfil parabólico é a singularidade do foco: raios de luz paralelos ao eixo óptico do espelho convergem para um único foco. A Figura 5.11 ilustra as configurações ópticas mais usuais de telescópios. Figura 5.11: Configurações ópticas mais usuais de telescópios. 5 Observações e Instrumentos

12 Licenciatura em Ciências USP/Univesp Módulo 1 91 O avanço tecnológico tem proporcionado projetos mais sofisticados de telescópios, que utilizam vários espelhos primários. Os telescópios Keck (Mauna Kea, Havaí) têm espelhos primários de 10 metros de diâmetro, cada um constituído de 36 segmentos hexagonais justapostos numa estrutura semelhante à de uma colmeia. Os telescópios estão separados a 85 m um do outro, e utilizam a técnica interferométrica para aumentar a resolução espacial. O MMT (Multiple Mirror Telescope, Figura 5.12a) possui seis espelhos idênticos de 1,80 m de diâmetro, cuja área total equivale à de um espelho de 4,45 m de diâmetro. Os espelhos são alinhados de forma a produzir um foco único, isto é, focalizam as imagens no mesmo ponto. Isso diminui os custos. Mas a maior vantagem deste tipo de telescópio é a possibilidade de se utilizar os espelhos para se fazer interferometria, uma técnica sofisticada que aumenta enormemente a resolução espacial (capacidade de distinguir pontos muito próximos). Outra técnica avançada é a do VLT (Very Large Telescope) do Observatório Europeu Austral (Chile). Um conjunto de quatro telescópios trabalha de modo sincronizado através da interferometria. Sua resolução é a maior já conseguida por qualquer instrumento de solo. Uma técnica revolucionária que melhorou significativamente o desempenho dos telescópios de solo é a da óptica corretiva. Os espelhos primários sofrem deformações quando tombados em diferentes posições. Isso deforma a imagem no foco. Um espelho primário de espessura fina é apoiado num sistema de pinos móveis que, controlados por computador, corrigem as deformações sofridas pelo espelho. Esta técnica, conhecida como óptica ativa, permite a confecção de espelhos mais finos e, portanto, mais leves, com qualidade superior. Outra técnica corretiva é a da óptica adaptativa. Um espelho secundário deformável tem sua superfície refletora corrigida de modo a compensar as alterações provocadas pela atmosfera. Monitorando uma estrela que esteja no campo observado ou um raio laser refletido pela atmosfera, um mecanismo controlado por computador corrige a forma do espelho centenas de vezes por segundo, fazendo com que o feixe de luz tenha a maior concentração possível no foco. Ou seja, este é um mecanismo compensador de turbulência atmosférica. O Brasil faz parte de um consórcio de sete países, sendo eles os Estados Unidos, Reino Unido, Canadá, Chile, Austrália, Brasil e Argentina, que construiu e opera o observatório Gemini (Figura 5.12c). Esse observatório consiste de dois telescópios idênticos, cujos espelhos principais têm 8,1 metros de diâmetro e apenas 10 cm de espessura. Ambos os telescópios estão localizados em dois dos melhores lugares do nosso planeta para observar o universo Chile e Havaí. Juntos, esses telescópios conseguem observar o céu inteiro por cobrirem

13 92 Licenciatura em Ciências USP/Univesp Módulo 1 os dois hemisférios. Os dois telescópios Gemini foram projetados utilizando tecnologia de alta qualidade, contando com um grande conjunto de instrumentos de capacidades óptica e infravermelha, óptica ativa e adaptativa. Outro telescópio no qual o Brasil é sócio majoritário é o telescópio SOAR (Southern Astrophysical Research, Chile - Figura 5.12d), com um espelho de 4 metros de diâmetro e também localizado nos Andes Chilenos. b a c d Figura 5.12: a. MMT (Telescópio de múltiplos espelhos), em Monte Hopkins, no Arizona; b. Telescópio de 4 m do Observatório Interamericano de Cerro Tololo (Chile).; c. Telescópio Gemini Sul de 8 m (são dois telescópios idênticos, Gemini Norte no Havaí e Gemini Sul no Chile); d.telescópio SOAR de 4 m. O Brasil participa dos consórcios Gemini e SOAR. 5 Observações e Instrumentos

14 Licenciatura em Ciências USP/Univesp Módulo 1 93 Por fim, temos o telescópio óptico espacial Hubble (2,4 m), que não necessita de mecanismos compensadores porque trabalha em ambiente de baixíssima gravidade e opera fora da atmosfera terrestre, o que lhe proporciona desempenho insuperável. Na realidade, os telescópios Hubble e de solo se complementam. Pelo menos no momento, temos limitações operacionais no telescópio espacial como, por exemplo, a quantidade de equipamentos periféricos acoplados a ele. O Hubble tem cinco instrumentos acoplados: são câmeras e espectrógrafos (instrumentos astronômicos capazes de registrar a luz dispersada em comprimentos de onda) que operam no ultravioleta, no visível e no infravermelho, além dos sensores de guiagem, responsáveis pelo apontamento. Em solo, podemos ter tantos periféricos quanto quisermos e que podem ser utilizados em vários telescópios de excelente qualidade, ou mesmo em um único telescópio, bastando para tanto obedecer a um cronograma operacional no qual os diferentes periféricos possam ser trocados de acordo com as conveniências. Em órbita, há vários telescópios espaciais operando em diferentes regiões espectrais e com objetivos diferentes (Soho, Trace, Rhessi, Spitzer, Herschel etc) Difração, resolução e magnificação Como foi dito anteriormente, a difração sempre está presente porque é uma manifestação ondulatória da luz. Todo instrumento sofre difração e produz uma imagem de anéis concêntricos semelhante àquela mostrada na Figura 5.2. O diâmetro angular θ do anel central, o comprimento de onda λ da luz e o diâmetro D do telescópio estão relacionados da seguinte forma: 1, 22 λ θ= D Vê-se, portanto, que o anel central aumenta com λ (por exemplo, na luz vermelha, ele é maior do que na luz branca) e diminui com o tamanho do telescópio (quanto maior o telescópio, menor será o anel). Resolução é a capacidade de um telescópio de distinguir pontos próximos. Suponhamos que esses pontos sejam duas estrelas aparentemente muito próximas. Cada uma delas será uma fonte de luz; logo, produzirão duas imagens correspondentes. Cada imagem sofrerá difração, isto é, produzirá anéis de difração, como mostrado na Figura 5.2. Então, o poder de resolução é a capacidade do telescópio de distinguir cada um dos anéis. Basta olhar para a expressão acima para se convencer de que os telescópios maiores, isto é, com diâmetros D

15 94 Licenciatura em Ciências USP/Univesp Módulo 1 maiores, terão maior chance de distinguir as duas estrelas próximas. A Figura 5.13 mostra duas fontes próximas vistas por telescópios diferentes: os anéis de difração das fontes são representados por figuras tridimensionais (o tamanho é representado pela base do cone, e o brilho, pela altura). À medida que D aumenta, θ diminui (veja equação acima); portanto, os cones passam a ser distinguidos. No caso A, as duas fontes são vistas pelo menor telescópio como uma fonte única. Nos demais casos, as fontes começam a ser resolvidas. No caso (D), elas são perfeitamente discriminadas. A Figura 5.14 mostra duas imagens de uma mesma região lunar, quando vistas por telescópios de tamanhos diferentes. a b c d Figura 5.13: Difração e resolução. Veja explicação no texto. / Fonte: Adaptado de Karttunen, et al., a b Figura 5.14: Região lunar da cratera Clavius, vista através de dois telescópios com objetivas de diâmetros diferentes: a. 25,4 cm; b. 91,4 cm. / Fonte: Jastrow & Thompson, Magnificação é a razão entre os tamanhos aparentes de um objeto visto (a) com auxílio de instrumento e (b) com o olho desarmado. Para um telescópio equipado com oculares (Figura 5.8), a magnificação é obtida através da seguinte relação matemática: ϰ = (F / f ) onde F e f representam, respectivamente, as distâncias focais da objetiva (telescópio) e da ocular. 5 Observações e Instrumentos

16 Licenciatura em Ciências USP/Univesp Módulo Brilho Aparente Imaginemos duas estrelas de mesmo brilho, isto é, aparentemente, elas são muito parecidas. Poderíamos, então, afirmar que elas são iguais e que estão à mesma distância de nós? A resposta é não. Elas podem ser muito diferentes, uma bem mais brilhante que a outra, e estarem a distâncias diferentes. Uma fonte brilhante pode ter aparência tênue se vista de longe, e vice-versa. Essa situação não se altera se a observação for feita à vista desarmada ou com auxílio de telescópio. Mesmo que utilizássemos o recurso da troca de oculares, a situação permaneceria. Em resumo, não há como alterar artificialmente essa situação, porque o brilho aparente depende de 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 magnitudes, que mantêm relação inversa com o brilho aparente: 1ª mag. era a estrela mais brilhante, e 6ª mag. era a estrela mais tênue 3. Com o surgimento do telescópio e de instrumentos de medição sensíveis, essa escala foi expandida. Atualmente, a escala de magnitude aparente vai de valores negativos a positivos. Nessa escala, o Sol tem magnitude 26,8. Adiante, voltaremos a abordar este assunto com mais profundidade. 3 O olho não enxerga objetos com magnitude maior do que 6, Detectores da Radiação 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 deles, e também o mais antigo, é o olho. É o único sensor natural, os demais são artifícios inventados pelo homem. A fotografia em película, por exemplo, foi um dos artifícios mais antigos. A parte sensível era uma camada de base de sais de prata. Hoje, porém, os sensores eletrônicos substituíram as películas com enorme vantagem. Praticamente todos os sensores atuais produzem imagens digitais. Atualmente, o sensor mais utilizado é o CCD (Charge Coupled Device). Ele consiste numa matriz de diodos de silício sensíveis à luz (pixel). O CCD apresenta enormes vantagens em relação aos sensores mais antigos, tais como alta sensibilidade, baixíssimo ruído (sinal espúrio que contamina as medições) e elevada eficiência quântica (aproveitamento dos fótons incidentes). Eles são utilizados também em instrumentos de medição específicos como polarímetros (que mede polarização) e espectrógrafos (utilizados em espectroscopia).

17 96 Licenciatura em Ciências USP/Univesp Módulo Espectrômetros Quando um feixe de luz passa de um meio transparente para outro, a refração sofrida dependerá do comprimento de onda e das propriedades do material. Diferentes comprimentos de onda ou cores serão refratados em ângulos diferentes. Esse fenômeno é conhecido como dispersão da luz. Espectrômetros são instrumentos utilizados para a detecção de luz em comprimentos de ondas (ou cores) específicos do espectro eletromagnético. Basicamente, ele consiste num 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, podem-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 5.15 ilustra o princípio básico de funcionamento de um espectrômetro. Figura 5.15: Princípio de funcionamento de um espectrômetro de prisma (esquerda) e de grade. 5.7 Radiotelescópios Os radiotelescópios são antenas que captam sinais em radiofrequências (v < GHz, ou λ > 0,3 mm). Essas antenas podem ter estruturas aramadas (parecidas com antenas de FM) ou pratos metálicos (parecidos com antenas parabólicas de TV). Os pratos desempenham um papel semelhante ao dos espelhos nos telescópios ópticos, isto é, coletam a energia incidente e a convergem num foco, onde é colocado um sensor específico para sinais em rádio. Amplificado, esse sinal é convertido em registro permanente; técnicas modernas permitem até construir imagens a partir dos sinais registrados. A Figura 5.16 mostra o esquema do princípio de 5 Observações e Instrumentos

18 Licenciatura em Ciências USP/Univesp Módulo 1 97 funcionamento de um radiotelescópio, e uma imagem de alta resolução construída a partir de dados em radiofrequências. A radioastronomia é um ramo relativamente novo. No início do século XX, foram feitas tentativas para detectar sinais em rádio provenientes do Sol. Não se logrou sucesso porque os detectores utilizados tinham baixíssima sensibilidade. As primeiras observações astronômicas de sucesso foram feitas por Karl G. Jansky em Ele descobriu uma emissão rádio de origem desconhecida até então, que variava com período de 24 horas. Mais tarde descobriu-se que essa radiação vinha da direção do centro da Via Láctea. a b c Figura 5.16: a. tem-se um esquema simplificado de um radiotelescópio; b. a imagem artificialmente construída com os dados de radiofrequência da radiogaláxia Cygnus A. c. vê-se uma parte do conjunto de 27 radiotelescópios móveis, que formam um telescópio de síntese, denominado VLA (Very Long Array, Novo México, EUA). Os sinais de cada unidade são combinados por técnicas de interferometria; veja explicação no texto. / Fonte: a e b.robbins, et al., 1995; c. Karttunen, et al., 1996 Após a Segunda Guerra Mundial, os instrumentos foram aperfeiçoados gradativamente, e a radioastronomia se desenvolveu muito. Uma técnica muito utilizada em radioastronomia é a interferometria. Ela permite que sinais coletados por radiotelescópios distantes (até mesmo em diferentes países) possam ser combinados de forma a aumentar significativamente a resolução espacial. A imagem da Figura 5.16 foi construída com essa técnica.

19 98 Licenciatura em Ciências USP/Univesp Módulo Coletores e Detectores em outras regiões espectrais Contador Geiger-Müller, contadores Proporcionais e detectores de cintilação São instrumentos utilizados na detecção de radiação cósmica com comprimentos de onda inferiores a 100Å. Basicamente, os contadores Geiger-Müller e o Proporcional são câmaras de ionização; ao penetrar, a radiação ioniza o gás da câmara, os íons são acelerados por eletrodos e uma corrente elétrica é produzida. Os detectores de cintilação utilizam fotomultiplicadores para contar os fótons, que são liberados por efeito fotoelétrico quando raios mais energéticos penetram placas metálicas. Esses detectores são sensíveis à radiação energética, como raios gama (λ < 0,1 Å) e raios X, (0,1 Å < λ < 100 Å). A radiação gama e os raios X mais energéticos, conhecidos por raios X duros (0,1 Å < λ < 1 Å), são produzidos por transições no núcleo atômico ou através de interações de partículas elementares. Acima dessa região espectral, estão os raios X moles (1 Å < λ < 100 Å). A energia associada a um quantum de radiação gama é milhões de vezes maior que aquela associada a um quantum de luz visível. As observações são feitas fora da atmosfera terrestre, com instrumentos a bordo de satélites. Embora as primeiras observações tenham sido feitas com balões estratosféricos, podemos apontar o final dos anos 60 como o marco inicial das observações modernas com o surgimento dos satélites Telescópios para o ultravioleta. A região espectral entre os raios X e a luz visível, isto é, entre 100 Å e Å, é dominada pela radiação ultravioleta. Até 912 Å, ela é chamada ultravioleta extremo. Próxima à região do visível, ela é denominada ultravioleta próximo. Como o ultravioleta é absorvido pelos gases atmosféricos, as observações são feitas a grandes altitudes (com balões estratosféricos) ou acima da atmosfera terrestre (com satélites). Os sensores utilizados vão desde câmaras de ionização (para a radiação mais energética) até fotômetros e espectrômetros. 5 Observações e Instrumentos

20 Licenciatura em Ciências USP/Univesp Módulo Telescópios para o infravermelho Ao contrário das anteriores, a região espectral do infravermelho está além da região visível. Ela começa em λ» 1µm ( Å) e se estende até quase λ = 1 µm, limite da região rádio. Essa região está subdividida em infravermelho próximo (até λ = 6 µm), médio (6 µm < λ < 20 µm) e distante (λ > 20 µm). Essa divisão não é absolutamente rígida, podendo comportar ainda uma região submilimétrica (0,1 mm < λ <1 mm). A atmosfera terrestre absorve parcialmente a radiação infravermelha. Dentro das janelas atmosféricas, as observações se fazem com instrumentação de solo. Fora delas, as observações em infravermelho são feitas a grandes altitudes (através de balão) ou no espaço. 5.9 Outras formas de 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. Raios cósmicos são elétrons e núcleos atômicos altamente ionizados, que atingem a Terra vindos de todas as direções do espaço. Como se trata de partículas eletricamente carregadas, elas interagem com os campos magnéticos da Galáxia e têm suas direções alteradas. Portanto, a direção de incidência sobre a Terra não nos revela a verdadeira origem dessas partículas. Pela altíssima quantidade de energia que carregam, deduz-se que os raios cósmicos sejam produzidos por fenômenos extremamente energéticos, tais como explosões de supernovas. Neutrinos são partículas elementares, sem carga elétrica e massa diminuta (um décimo de milionésimo da massa do elétron), produzidos nas reações nucleares no interior das estrelas. Pelas suas características, eles interagem fracamente com a matéria e não só escapam rapidamente do interior das estrelas como passam facilmente através dos corpos celestes que encontram pelo caminho. Por isso, a técnica de detecção do neutrino não é convencional. Quando um neutrino atinge um átomo de cloro ( 37 Cl), ele o transforma em argônio ( 37 Ar), e nessa transformação é liberado um elétron. Como o 37 Ar é radioativo, ele pode ser detectado. Podem ser usados também o lítio (Li) e o gálio (Ga) como substitutos do Cl.

21 100 Licenciatura em Ciências USP/Univesp Módulo 1 A astronomia de ondas gravitacionais é bastante jovem. As primeiras tentativas observacionais começaram na década de 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 Bibliográficas Karttunen, K. et al. Fundamental Astronomy. 4. edição. ed. Berlin: Springer-Verlag, Robbins, R. R.; Jefferys, W. H.; Shawl, S. J. Discovering Astronomy. New York: John Wiley & Sons Inc., Thomson, M. H. & Jastrow, R. Astronomy: Fundamentals and Frontiers. New York: John Wiley & Sons, Glossário Magnitudes: Hiparco de Niceia, astrônomo grego, introduziu o conceito de magnitude (ou grandeza) no século II a.c. Quantum: Quantidade indivisível de energia eletromagnética. Satélites Galileanos: Io, Europa, Ganimedes e Calisto, em ordem crescente de distância de Júpiter. Supernovas: Estrelas de grande massa que, na fase final de vida, se desintegram explosivamente. 5 Observações e Instrumentos

22 Licenciatura em Ciências USP/Univesp Módulo Anexo: 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 fora presenteado ao príncipe Maurício de Nassau. Nessa época, esses instrumentos já se vendiam em Paris como curiosidade. Galileu compreendeu logo que se tratava de um problema de óptica, e, por meio de 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 agosto de 1609, no campanário da Igreja de São Marcos, Galileu mostra ao Doge e a senadores de Veneza detalhes de navios surtos no Adriático, pessoas que entram e saem da Igreja de São Jacques de Murano, que entram e saem das gôndolas etc. Galileu oferece a luneta ao Doge, que a recebe com entusiasmo porque percebeu as vantagens que a luneta oferecia, especialmente sob o ponto de vista militar. Como gratidão, Galileu foi confirmado vitalício em sua Cátedra da Pádua, seus vencimentos foram dobrados, mas nem assim atingiu o salário de um professor de filosofia ou de direito. Poucos meses depois, Galileu apresentava ao mundo uma série de descobertas impressionantes, que constituem um dos mais belos títulos de glória já concedidos a um ser humano. Entusiasmado com os resultados de suas observações, Galileu resolveu publicá-los num opúsculo admirável, em latim para que fosse acessível aos sábios do mundo inteiro, sob o título (resumido) Sidereus Nuncius. Estas 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 que lhe imputaram. Os últimos anos de sua vida passou em seu cárcere de Arcetri, como ele mesmo dizia, praticamente cego, não podendo mais ver aquele céu, aquele mundo, aquele universo que com minhas maravilhosas observações multipliquei por cem e por mil vezes mais do que os sábios de todos os séculos passados viram. Galileu faleceu em 8 de janeiro de 1642, ano em que nasceu Isaac Newton, a quem caberia uma síntese dos grandes trabalhos de Galileu, Kepler e Huygens. A maior parte das informações foi retirada da publicação Galileo Galilei, de Abrahão de Moraes, publicada pelo Instituto Italiano di Cultura, Rio de Janeiro, em 1966.