Localização do Cometa Ison

O cometa estará próximo a constelação de Virgem, mais precisamente a uns 10 graus acima de sua estrela mais brilhante Spica e poderá ser clicado durante a madrugada por volta das 4:30 da manhã pois estará a quase 30 graus de altura em relação ao horizonte. Mapa obtido no endereço www.spaceweather.com

Cor e Temperatura de Estrelas. Fonte INPE

Assim como o Sol, as estrelas são bolas de gás muito quente que emitem sua radiação para o espaço. Há duas propriedades das estrelas que são de interesse imediato: a sua cor e o seu brilho. A cor de uma estrela é determinada pela temperatura em que se encontra a sua superfície , enquanto que o seu brilho é determinado pela quantidade de luz que ela irradia por segundo, através de toda a sua superfície. Podemos construir um diagrama de cor versus brilho das estrelas, como na Figura 5.1, onde cada ponto indica o brilho e a cor de uma determinada estrela. Um diagrama deste tipo é conhecido como diagrama de Hertzprung-Russel (HR). O Sol tem uma cor intermediária amarelo-claro. A sua temperatura na superfície é de cerca de 5 800 K (Kelvin ). Uma grande parte das estrelas é parecida com o Sol, com cores e tamanhos comparáveis. Outras estrelas são bem maiores e vermelhas: são as estrelas gigantes vermelhas, cuja temperatura na superfície é da ordem de 3 000 K. Há ainda estrelas de cor branca e tamanho muito pequeno, quase tão pequenas quanto a Terra: são as estrelas anãs brancas, que tem temperaturas superficiais da ordem de 10000 K. O brilho de uma estrela é a taxa com que a sua energia luminosa é emitida. O brilho de uma estrela depende somente da sua temperatura superficial e da área total de sua superfície. As estrelas gigantes vermelhas, de temperaturas relativamente baixas, tem uma grande área superficial, por isso são estrelas brilhantes, luminosas. A estrela Betelgeuse, na constelação de Orion, é um bom exemplo de uma estrela gigante vermelha. Já as estrelas anãs brancas tem altas temperaturas superficiais mas, por serem muito pequenas, tem áreas superficiais também muito pequenas e são muito pouco brilhantes: impossível enxergar qualquer uma delas a olho nu! No diagrama H-R da Figura 5.1 nós desenhamos também as linhas tracejadas que indicam os lugares onde devem cair as estrelas de mesmo raio : é fácil ver quão correto foi batizar de Super-gigante uma estrela como Betelgeuse.

Figura 5.1 - O diagrama H-R, que mostra como as estrelas se distribuem conforme sua cor(temperatura) e brilho (luminosidade). As linhas tracejadas indicam como se posicionam as estrelas de mesmo tamanho físico(I.é, mesmo raio). As estrelas "Anãs" situam-se nas regiões inferiores do gráfico e as "Gigantes" nas regiões superiores. Algumas estrelas conhecidas foram destacadas com símbolos indicando seu tamanho relativo(sem seguir nenhuma escala verdadeira). Muitas vezes nós estamos interessados na quantidade total de radiação emitida por segundo pela estrela. Uma parte desta radiação pode nem ser detectável pelos nossos olhos. Neste caso, no lugar de falar de brilho para a radiação total (visível e invisível), falamos da luminosidade da estrela. A luminosidade de uma estrela é a potência que ela é capaz de gerar no seu interior, em geral através de reações nucleares de fusão (ao contrário dos reatores de energia do tipo dos instalados em Angra dos Reis, aonde as reações nucleares são de fissão - adiante discutiremos isso). A luminosidade do Sol é 3,8x1026 Watts, valor que simbolizamos por L¤. Para as outras estrelas, preferimos medir suas luminosidades com referência à luminosidade do Sol: a estrela Betelgeuse, por exemplo, tem luminosidade de 104 L¤ , quer dizer, ela é 10 000 vezes mais luminosa que o Sol. No diagrama H-R da Figura 5.1, o brilho das estrelas está expresso em termos da sua luminosidade, enquanto a cor está em termos da sua temperatura superficial.

VÊNUS

Planeta de magnitude bastante variável de –3,0 à –5,3, o que o torna depois do Sol e da Lua o objeto mais brilhante do céu. O seu diâmetro também varia bastante pois trata-se do planeta mais próximo do planeta Terra, assim sendo seu tamanho aparente calculado aqui em segundos de arco vai de 10" à 58" em média, claro que vão existir períodos onde haverá aproximações ainda maiores o que acarretará tamanhos aparentes maiores. O planeta Vênus, da mesma forma que Mercúrio, também estará associado ao nascer e ao pôr do Sol por ser também um planeta interno à órbita da Terra. Entretanto, por estar bem mais distante do Sol, a sua observação será facilitada. Consequentemente, as suas fases poderão ser acompanhadas com mais detalhe por meio do uso de uma luneta. Portanto, você irá descobrir que a evolução das fases venusianas indicará a sua posição, em relação ao Sol, enquanto realiza seu movimento de translação em torno dele. No entanto, somente metade de sua órbita poderá ser perceptível. Quando observado depois do pôr do Sol, seu movimento é sempre vindo de trás dele, logo se aproximando da Terra, decrescendo a superfície iluminada pelo Sol. Portanto, temos Vênus decrescente. Quando observado antes do nascer do Sol, seu movimento é exatamente o oposto, crescendo a superfície iluminada pelo Sol, à medida que se distancia da Terra. Portanto, temos Vênus crescente. Da sua superfície, não podemos observar nada, pois sua atmosfera é muito densa e até a bem pouco tempo, por não conseguir se observar, não se sabia a sua velocidade de rotação. O que só foi verificado quando se usou do efeito Doppler. Que pode ser relacionado ao efeito sonoro de algo que está em movimento, quando ouvimos uma fonte sonora se afastar rapidamente de onde estamos, percebemos que o som varia de agudo para grave, em termos de ondas sonoras, o comprimento de onda se alarga, distorcendo o som verdadeiro emitido pela fonte sonora, já, quando a fonte sonora se aproxima velozmente, ocorre o contrário, o som fica mais agudo, o que se caracteriza pelo encurtamento do comprimento de onda. Este comportamento também se observa nas ondas eletromagnéticas e portanto foi utilizado este princípio nas ondas de rádio que foram refletidas na superfície do planeta na determinação da sua velocidade de rotação, enviou-se ondas de rádio no bordo leste do planeta, e mediu-se a frequência de retorno, e fazendo todos os ajustes necessários como a subtração da velocidade orbital do planeta bem como a velocidade de rotação da Terra, se descobriu que Vênus têm uma velocidade de rotação muito baixa e que ainda é retrógrada, isto é, se dá no sentido inverso ao movimento original, ou ainda, momento primordial da nebulosa que deu origem ao sistema solar. Atualmente é a estrela mais brilhante no céu vespertino e já está a meio caminho de nos deixar. Quando aparecerá cada vez mais próximo do Sol e mais brilhante e que se dará de forma oposta em relação a área iluminada pela luz solar que diminuirá a medida que se aproximará do Sol de forma angular, mas mesmo assim seu brilho aumentará muito nos próximos meses pois se aproximará da Terra numa razão muito maior do que a redução de sua face iluminada. O que é realmente curioso. Enquanto para os outros planetas o que conta é a área iluminada pelo Sol, no caso de Vênus o que realmente conta é a sua proximidade.

OS COMETAS

Os cometas fazem parte de uma categoria de objetos do sistema solar chamados de pequenos corpos e assim foram os primeiros a serem identificados como objetos muito diferentes das estrelas e dos planetas, segundo (LAZZARO, 2010,46-47). A maior parte dos cometas está localizada na Nuvem de Oort, formando uma nuvem esférica que envolve o sistema solar a uma distância de 50 mil unidades astronômicas, onde cada unidade astronômica equivale a 150 milhões de quilômetros, ou seja, à distância entre a Terra e o Sol. Vão existir ainda pequenos corpos (cometas) numa região chamada de Cinturão Transnetuniano. De modo geral a maioria destes objetos permanece em órbitas estáveis e bem distantes da influência solar, não apresentando, portanto, caudas e nem coma. Contudo por serem os cometas, corpos formados por água, dióxido de carbono, metano e amônia todos no estado sólido acompanhados ainda por alguns silicatos, uma vez perturbados em suas órbitas gravitacionalmente, podem iniciar uma jornada em direção ao Sol e então vão passar a apresentar uma intensa sublimação e assim surgirão caudas e comas cada vez maiores à medida que se aproximam do Sol, ficam mais intensas quando estão na altura da órbita do planeta Marte e assim passam a ser mais facilmente detectáveis nas fotografias com algum tempo de exposição e algumas vezes inclusive visíveis ao olho nu. Outra questão também importante no comportamento dos cometas é o formato de sua orbita, conforme (FARIA, 1987), que vão apresentar durante este mergulho em direção ao Sol. O que pode vir a ser de formato elíptico e assim caracterizará cometas periódicos assim como o cometa Halley que nos visita de 76 em 76 anos. Os cometas periódicos de longo tempo que apresentarão órbita muito longa e quase de formato parabólico, quando observada do ponto de vista terrestre, podendo chegar a milhares de anos ou até milhões anos, tais como, o cometa Hale-Bopp, que teve o seu período orbital calculado em torno de três mil anos. Temos ainda os cometas cuja órbita possui a forma hiperbólica, que passarão uma única vez pelo Sol, como o cometa Mc Naught. Alguns destes cometas passarão tão próximo do Sol que poderão ser completamente destruídos em sua trajetória periélica, não suportando o embate gravitacional com nossa estrela. Os cometas sempre chamaram muito a atenção da humanidade e são importantes, pois são considerados os fósseis da formação do nosso sistema solar. Vestígios para elucidação da cosmogonia de nossa morada no universo. Além é claro de serem objetos que despertam muito medo na humanidade pela possibilidade de colisão com a Terra, algo que sempre aconteceu e quase voltou a acontecer recentemente em 1994 com a passagem do cometa Shoemaker Levy, que passou muito próximo ao nosso planeta e depois se chocou com Júpiter em julho de 1994. Após este incidente a astronomia mundial preocupada com este evento procurou se organizar de tal modo que daí surgiram duas grandes instituições que procuraram rastrear estes corpos que passam rasantes à Terra, como a NEAT(Near-Earth Asteroid Tracking) e a LINEAR (Lincoln Near-Earth Asteroid Research), o que também culminou com a participação de muitas outras instituições ligadas a astronomia amadora que na atualidade podem contribuir e contribuem com trabalhos a altura da astronomia profissional, devido em grande parte a facilidade de aquisição de equipamentos cada vez melhores e a preços bem razoáveis, como por exemplo a REA, instituição brasileira que apresenta papel relevante na astronomia mundial.

REFERÊNCIAS

IVANISSEVICH, A; WUENSCHE, C; ROCHA, J. ASTRONOMIA HOJE. Instituto Ciência Hoje, RJ, 2010.

FARIA, R. FUNDAMENTOS DE ASTRONOMIA - 8a ed. Campinas, SP: Papirus, 2005.