Propagação da Luz na Atmosfera

A maioria das observações astronômicas são feitas da superfície da Terra. Os telescópios encontram uma barreira natural que em algumas vezes dificulta a observação do Universo, por isso vamos conhecer um pouco dessa “barreira” – a atmosfera terrestre.
A atmosfera é composta de várias camadas: A troposfera, estratosfera, mesosfera, ionosfera, exosfera. Mais próximo da Terra esta a troposfera. A maioria das nuvens que você vê no céu são encontradas na troposfera, e esta é a camada da atmosfera que nós associamos com o tempo. Estendendo-se até 10 quilômetros acima da superfície da Terra, a troposfera contém uma variedade de gases: oxigênio, vapor d’água, dióxido de carbono, metano, óxido nitroso, etc. Estes gases ajudam a reter o calor, isto é, uma porção da qual é então irradiada de volta para aquecer a superfície da Terra.

Acima da troposfera é a estratosfera, que contém a camada de ozônio. A estratosfera se caracteriza pelos movimentos de ar em sentido horizontal, fica situada entre 7 e 17 até 50 km de altitude aproximadamente. Moléculas de ozônio, que estão concentradas nessa camada, absorvem a radiação ultravioleta do Sol e proteger-nos de seus efeitos nocivos.

Entre 50 a 85 km de altitude acima da superfície está a mesosfera, a parte mais fria da atmosfera com temperaturas chegando até a -90°C em seu topo. Acima da mesosfera, em uma camada chamada ionosfera (também chamada termosfera), as coisas começam a aquecer. As temperaturas na ionosfera, que se estende cerca de sessenta e mil quilômetros de altitude a partir da superfície da Terra, pode chegar a até centenas de graus centígrados. Além da ionosfera esta a exosfera, que se estende até cerca de 500 quilômetros acima da superfície da Terra. Esta é a camada mais externa da atmosfera, a zona de transição para o espaço.

Existe um fenômeno chamado Refração e esta presente também na atmosfera terrestre. Refração atmosférica é a mudança na direção aparente de um objeto celeste causado pela refração dos raios de luz quando passam através da atmosfera.
O piscar das estrelas e variação de tamanho do Sol são devido à refração atmosférica.

As estrelas brilham realmente? Não, as estrelas não brilham...!
Os raios de luz provenientes das estrelas viajam através das camadas de ar de densidades diferentes, por isso elas cintilam.
Refração é o fenômeno que ocorre com a luz quando ela passa de um meio homogêneo e transparente para outro meio também homogêneo e transparente, porém com diferentes densidades.

A figura ao lado ilustra muito bem como funciona a refração da luz em dois meios diferentes, no ar e na água. No vácuo do espaço a luz não encontra dificuldade para se propagar. Portanto o índice de refração absoluto do vácuo é sempre 1. A atmosfera da Terra possui densidades diferentes de acordo com a altitude. Um raio de Sol vindo do espaço sofre um desvio ao entrar na atmosfera terrestre, pois passou de um meio de densidade nula (o vácuo do espaço) para um meio com uma outra densidade. A refração é a mudança de direção de um onda devido a uma mudança na sua velocidade.
Como esse resultado, a posição da imagem da estrela vai mudando depois de cada intervalo curto. Estas posições das imagens formadas em intervalos curtos de tempo nos dão a impressão de que a estrela está brilhando.
Ao entardecer ou amanhecer, o Sol parece ser maior do que ao meio-dia. Isso ocorre porque quando o sol está perto do horizonte os raios de luz provenientes do sol têm que passar por camadas de ar de densidade diferentes.
Devido à contínua curvatura da luz, o Sol parece ser maior. Ao meio-dia, o sol parece ser menor do que ao entardecer ou amanhecer. Isto é porque os raios de luz que “caem” normalmente sobre a superfície da terra não são refratados.
A refração atmosférica faz com que objetos astronômicos pareçam mais alto no céu do que são na realidade.

A Via Láctea está realmente se deformando?

Durante séculos, astrônomos estudaram a Via Láctea para entender melhor seu tamanho e estrutura. Os instrumentos modernos produziram observações inestimáveis ​​de nossa galáxia e de outras. Um estudo recente feito por uma equipe de astrônomos dos observatórios Astronômicos Nacionais da Academia Chinesa de Ciências (NAOC) mostraram que o disco da Via Láctea não é plano (como se pensava anteriormente). Com base em suas descobertas, parece que a Via Láctea se torna cada vez mais deformada e distorcida quanto mais longe se avança do núcleo.

Usando informações do segundo lançamento de dados de Gaia, uma equipe de cientistas fez estimativas refinadas da massa da Via Láctea. Crédito: ESA / Gaia / DPAC

O estudo que detalha suas descobertas apareceu recentemente na revista científica Nature, intitulada " Um mapa 3D intuitivo da precessão da urdidura galáctica traçada pelas cefeidas clássicas ". O estudo foi liderado por Xiaodian Chen, do Laboratório Principal de Astronomia Ótica do NAOC, e incluiu membros do Instituto Kavli de Astronomia e Astrofísica da Universidade de Pequim e da Universidade Normal da China.

Galáxias como a Via Láctea consistem em finos discos de estrelas que orbitam em torno de uma protuberância central a cada poucas centenas de milhões de anos. Nessa protuberância, a força gravitacional de centenas de bilhões de estrelas e matéria escura mantém a matéria e o gás da galáxia juntos. No entanto, nas regiões mais distantes da galáxia, os átomos de hidrogênio que compõem a maior parte do disco de gás não estão mais confinados a um plano rarefeito.

As cefeidas clássicas são um tipo particular de jovens brilhantes gigantes amarelas e supergigantes que são 4 a 20 vezes mais massivas que o nosso Sol e até 100.000 vezes mais luminosas. Isso implica que elas têm vida curta, que às vezes dura apenas alguns milhões de anos antes de esgotar seu combustível. Elas também experimentam pulsações que podem durar dias ou mesmo um mês, o que os torna muito confiáveis ​​para medir as distâncias de outras galáxias.

galáxia da Via Láctea, perturbada pela interação das marés com uma galáxia anã, como previsto por simulações de N-corpo. Crédito: T. Mueller / C. Laporte / NASA / JPL-Caletch

Por causa de seu estudo, a equipe estabeleceu um modelo de Disco Galáctico em 3D com base nas posições de 1.339 Cefeidas Clássicas. A partir disso, eles foram capazes de fornecer fortes evidências de que o disco galáctico não está alinhado com o centro galáctico. De fato, quando visto de cima, o disco da Via Láctea aparecia em forma de S, com um lado curvando-se e o outro curvando-se para baixo.

Essas descobertas lembram o que os astrônomos observaram de uma dúzia de outras galáxias, que mostraram padrões espirais progressivamente distorcidos. Ao combinar seus resultados com essas observações, os pesquisadores concluíram que o padrão espiral da Via Láctea é provavelmente causado por forçantes rotacionais (também conhecidos como "torques") do disco interno.

Este último estudo forneceu um mapa atualizado dos movimentos estelares da nossa galáxia, que lançaria luz sobre as origens da Via Láctea. Além disso, também poderia reforçar nossa compreensão da formação de galáxias e da evolução do cosmos.
Fonte: National Astronomical Observatories of Chinese Academy of Sciences (NAOC) / Scientific Journal Nature.

Refringência e Refração da Luz

As miragens que aparecem em desenhos animados ou filmes não são alucinações, como pensam muitas pessoas. Miragem é um efeito ótico real que ocorre na atmosfera e que pode inclusive ser fotografado.
Esses fenômenos óticos ocorrem por causa da variação do índice de refração do ar atmosférico com a temperatura. Um exemplo muito comum talvez seja a de uma imagem a distância que aparece como que refletida no asfalto, dando a nítida impressão de que o asfalto está molhado e que essa imagem foi refletida por uma poça d’água. No caso do asfalto, o ar próximo ao solo fica muito quente e por essa razão, menos refringente do que nas camadas acima dele. Os raios de luz ao descerem, passam de regiões mais refringentes para outras sucessivamente menos refringentes, até sofrerem reflexão total em uma camada próxima ao solo. Um observador que recebe essa luz refletida tem a impresão de que há uma imagem do objeto no solo.Em outras palavras, quando a temperatura do solo torna-se muito elevada, o ar aquecido junto ao solo torna-se menos denso e, consequentemente, menos refringente que o ar que se encontra um pouco mais acima. Por esse motivo, um raio de luz que desce obliquamente de encontro ao solo pode sofrer reflexão total antes de atingi-lo. Vamos a explicação mais detalhada:
Quando a luz passa de um meio material para outro meio ocorre duas coisas. A primeira é que a velocidade da luz muda. A segunda é que quando a incidência não é oblíqua, a direção de propagação também muda.
O desvio que a luz sofre quando passa de um meio para outro, depende da velocidade da luz nos dois meios. A grandeza física que relaciona as velocidades nos dois meios, é o índice de refração relativo, que é definido como sendo a razão entre a velocidade da luz no primeiro meio e a velocidade da luz no segundo meio.

A velocidade da luz no vácuo é de 300 000 km/s e em outro meio qualquer é menor do que este valor. Portanto, o valor do índice de refração em qualquer meio, exceto o vácuo, é sempre maior que a unidade (n > 1).
Índica de refração de alguns meios em ralação ao vácuo:
Vácuo: 1.0
Ar: 1.03 (apróx. 20°C)
Água: 1.3 (pura, apróx. 20°C)
Álcool: 1.36
Glicerina: 1.47
Vidro: 1.50 a 1.9
Quartzo: 1.54
Diamante: 2.4
Acrílico: 1.49
Ex: Colocando um lápis com uma inclinação dentro de um copo com água, você observará pela lateral do copo que parece que o lápis está quebrado. Isso se chama refração, isto é, o lápis atravessa dois meios diferentes,  o AR e a Água (figura abaixo).

Refringência
Um meio é mais refringente que outro quando seu índice de refração é maior que do outro. Ou seja, o etanol é mais refringente que a água.
Podemos dizer também que, um meio é mais refringente que outro quando a luz se propaga por ele com velocidade menor que no outro.
Quando a luz das estrelas entra na atmosfera terrestre, encontra camadas de ar cada vez mais densas e, como consequência, índices de refração também cada vez maiores, fazendo com que enxerguemos as estrelas mais elevadas, isto é, para que a luz de uma estrela chegue até os nossos olhos, ela tem que passar por vários meios diferentes, o vácuo do espaço, as camadas mais elevadas da atmosfera até a camadas inferiores, portanto na verdade nós não estamos vendo a posição real dessa estrela. Assista o vídeo…

Espectroscopia e Astronomia

Uma das maneira de se obter informações sobre a composição química de estrelas e galáxias distantes é analisando a luz recebida dessas estrelas e galáxias. A espectroscopia nos permite obter essas informações, decompondo a luz emitida por esses objetos em um espectro de frequências. A espectroscopia também nos permite determinar seu movimento, através do efeito Doppler.Vamos lembrar de uma experiência bem simples que usa um prisma para decompor a luz branca e que é o principio usado em espectroscopia (figura abaixo).

O que é um Espectroscópio ?
Os espectroscópios decompõe a luz emitida ou absorvida por elementos químicos em linhas específicas de cor. Cada elemento químico tem uma “assinatura” que pode ser usado para identificá-lo. Essas assinaturas são geralmente produzidos quando os elétrons saltam nos níveis orbitais de energia (salto quântico). Energias diferentes produzem diferentes linhas coloridas.

Cada elemento químico na tabela periódica tem a sua própria assinatura espectral que o identifica. Ao olhar para os espectros de objetos como estrelas e atmosferas planetárias, é fácil identificar os elementos químicos presentes, combinando as linhas coloridas espectrais com a assinatura espectral do elementos químico.

Em química analítica existe um teste chamado “teste da chama” (figura acima). É usado para determinar visualmente a identidade de um metal ou um sal desconhecido com base na sua cor característica quanto é colocado em uma chama de um bico de Bunsen. O calor da chama excita os íons desse sal, levando-os a emitir luz visível. Os espectros de emissão característica pode ser utilizado para diferenciar esse sal entre outros elementos. Veja a tabela abaixo:

Elemento                           Cor
(As) Arsênico—————Azul
(B) Boro———————-Verde brilhante
(Ba) Bário——————–Pálido / verde amarelado
(Ca) Cálcio——————-Laranja para vermelho
(Cs) Césio——————–Azul
(Cu) Cobre——————-Azul
(Fe) Ferro——————-Ouro
(In) Índio——————-Azul
(K) Potássio—————–Lilás para vermelho
(Li) Lítio——————— Magenta para carmim
(Mg) Magnésio————–Branco brilhante
(Mn) Manganês————-Verde amarelado
(Mo) Molibdênio———–Verde amarelado
(Na) Sódio——————-Amarelo intenso
(P) Fósforo——————Verde azulado pálido
(Pb) Chumbo—————-Azul
(Rb) Rubídio—————-Vermelho para roxo-vermelho
(Sb) Antimônio————-Verde pálido
(Se) Selênio——————Azure azul
(Sr) Estrôncio—————Carmesim
(Te) Telúrio—————–Verde pálido
(Tl) Tálio——————–Pure verde
(Zn) Zinco——————Verde azulado para verde esbranquiçado

A figura abaixo mostra algumas “assinaturas” espectrais de alguns elementos químicos.

Estamos no segundo estágio da Via Láctea

Desde o nascimento da astronomia moderna, os cientistas têm procurado determinar toda a extensão da Via Láctea e aprender mais sobre sua estrutura, formação e evolução. De acordo com as teorias atuais, acredita-se amplamente que a Via Láctea se formou logo após o Big Bang (cerca de 13,51 bilhões de anos atrás). Este foi o resultado do nascimento das primeiras estrelas e aglomerados de estrelas se unindo, assim como a adição de gás diretamente do halo Galáctico.

Desde então, acredita-se que várias galáxias tenham se fundido com a Via Láctea, o que desencadeou a formação de novas estrelas. Mas, de acordo com um novo estudo de uma equipe de pesquisadores japoneses, nossa galáxia teve uma história mais turbulenta do que se pensava anteriormente. De acordo com suas descobertas, a Via Láctea experimentou uma era inativa entre dois períodos de formação de estrelas que duraram bilhões de anos, efetivamente morrendo antes de voltar à vida novamente.

O estudo, intitulado "The formation of solar-neighbourhood stars in two  generations separated by 5 billion years" apareceu recentemente na revista científica Nature. O estudo foi conduzido por Masafumi Noguchi, um astrônomo do Instituto Astronômico da Universidade Tohoku, Japão. Usando uma nova idéia conhecida como “acréscimo de fluxo a frio”, Noguchi calculou a evolução da Via Láctea ao longo de um período de 10 bilhões de anos.

Essa ideia de acréscimo de gás frio foi proposta pela primeira vez por Avishai Dekel, a cadeira de Física Teórica de André Aisenstadt na Universidade Hebraica de Jerusalém  e seus colegas para explicar como as galáxias acumulam gás do espaço circundante durante sua formação. O conceito de formação de dois estágios também foi sugerido no passado por Yuval Birnboim,  um conferencista da Universidade Hebraica e seus colegas para explicar a formação de galáxias mais massivas em nosso Universo.

No entanto, depois de construir um modelo da Via Láctea usando dados de composição de suas estrelas, Noguchi concluiu que nossa própria galáxia também experimentou dois estágios de formação de estrelas. De acordo com seu estudo, a história da Via Láctea pode ser discernida observando as composições elementares de suas estrelas, que são o resultado da composição do gás a partir do qual elas são formadas.
Ao observar as estrelas no "bairro" Solar, muitas pesquisas astronômicas observaram que há dois grupos que possuem diferentes composições químicas. Um é rico em elementos como oxigênio, magnésio e silício (elementos alfa), enquanto o outro é rico em ferro. A razão para essa dicotomia tem sido um mistério de longa data, mas o modelo de Noguchi fornece uma resposta possível.

De acordo com esse modelo, a Via Láctea começou quando correntes de gás frio se acumularam na galáxia e levaram à formação da primeira geração de estrelas. Este gás continha elementos alfa como resultado de supernovas de tipo II de vida curta onde uma estrela sofre colapso do núcleo no final do seu ciclo de vida e depois explode liberando esses elementos no meio intergaláctico. Isso levou a primeira geração de estrelas a ser rica em elementos alfa.
Então, cerca de 7 bilhões de anos atrás, surgiram ondas de choque que aqueceram o gás a altas temperaturas. Isso fez com que o gás frio parasse fluir para a nossa galáxia, fazendo com que a formação de estrelas cessasse. Um período de dois bilhões de anos de dormência continuou em nossa galáxia. Durante esse período, supernovas do tipo Ia de vida longa que ocorrem em sistemas binários onde uma anã branca gradualmente extrai material de seu companheiro injetaram ferro no gás intergalático e mudaram sua composição elementar.

Com o tempo, o gás intergaláctico começou a esfriar emitindo radiação e começou a fluir de volta à galáxia há 5 bilhões de anos. Isso levou a uma segunda geração de formação estelar, que incluía nosso Sol, rico em ferro. Embora a formação de dois estágios tenha sugerido para galáxias muito mais massivas no passado, Noguchi foi capaz de confirmar que a mesma imagem se aplica à nossa própria Via Láctea.
Além disso, outros estudos indicaram que o mesmo pode ser o caso da vizinha mais próximo da Via Láctea, a galáxia de Andrômeda. Em suma, o modelo de Noguchi prevê que galáxias espirais massivas experimentam uma lacuna na formação de estrelas, enquanto galáxias menores produzem estrelas continuamente.

No futuro, as observações por telescópios existentes e de próxima geração provavelmente fornecerão evidências adicionais desse fenômeno e nos dirão muito mais sobre a formação de galáxias. A partir disso, os astrônomos também serão capazes de construir modelos cada vez mais precisos de como o nosso Universo evoluiu com o tempo.
Fonte: Universe Today e Revista Nature

Classificação das Estrelas

Basicamente as estrelas são classificadas por seus espectros, sua temperatura e luminosidade. Existem sete tipos principais de estrelas, O, B, A, F, G, K e M. Uma sequência de mais quente (O) para mais frias (M).

Somente esta classificação não fornece detalhes suficientes, os astrônomos então colocaram um número após a letra onde a G, por exemplo, é uma estrela como o nosso Sol. A cada número é um adicional de 10% para a próxima letra espectral. Por exemplo, o nosso Sol é classificado como uma estrela G2. Isto significa que esta a 20% em direção de uma estrela laranja da sequência principal.

Os astrônomos usam números romano no final da carta espectral para definir o tamanho e a luminosidade de uma estrela. Eles variam de supergigantes I a V, anãs ou estrelas da sequência principal. O nosso Sol é uma estrela da sequência principal, ele recebe a designação V.
Assim, a classificação completa do Sol é G2V.
Estrelas da sequência principal são estrelas que estão fundindo átomos de hidrogênio para formar átomos de hélio em seus núcleos. A maioria das estrelas do universo aproximadamente 90% são estrelas da sequência principal. O sol é uma estrela da sequência principal. Essas estrelas podem variar de cerca de um décimo da massa do Sol até 200 vezes maior.

As estrelas começam suas vidas como uma nuvem de poeira e gás. A gravidade atrai essas nuvens e uma pequena protoestrela é formada, que é alimentado pelo material solapado.
Quanto tempo uma estrela da sequência principal vive depende de quão grande ela é. Uma estrela de massa maior pode ter mais material, mas ele queima mais rápido justamente por ter massa maior devido as temperaturas mais elevadas do núcleo que são causadas por maiores forças gravitacionais.

Magnitude de um Astro

Antes de falar em magnitude ou brilho de um astro temos que entender certos detalhes. Estrelas não brilham realmente, elas só parecem brilhar quando vista da superfície da Terra. As estrelas cintilam no céu à noite por causa dos efeitos de nossa atmosfera.
Para determinar a diferença entre uma estrela e um planeta, tudo que você tem que observar é se a fonte de luz no céu está brilhando, se assim for, é uma estrela. Estrelas brilham à noite, porque a atmosfera da Terra absorve a luz que brilha de muito longe. Quando a luz de uma estrela (que na verdade é a radiação) entra em cada camada da atmosfera da Terra, ele é refratada muitas vezes, enviando sua luz em ângulos diferentes para a terra, fazendo com que a luz apareça como se estivesse brilhando. Se um dia voce fizer uma viagem ao espaço, vai notar a diferença nas estrelas que você vê, elas realmente não brilham, mas permanecem estáveis.

As estrelas mais fracas que podemos ver com nossos olhos em uma noite escura tem uma magnitude astronômica de seis, enquanto Sirius, a estrela mais brilhante no céu tem uma magnitude de -1. Quanto mais positivo é o objeto, mais fraca é a sua magnitude, enquanto que objetos muito brilhantes têm magnitudes cada vez mais negativas.

O sistema de magnitude remonta ao século II aC, quando as astrônomo grego Hiparco dividiu estrelas em seis classes. O número um ficou para o mais brilhante e seis para as mais fracas. Em 1856, Norman Pogson substituiu esse sistema com uma base em matemática, mas ele tentou combinar com o sistema antigo. Ele usou a fórmula:
m = -2,5 log (F / Fstand)
Agora, se você ainda não entende essa fórmula, eu vou tentar ajudá-lo. Vamos definir os termos:
m – a magnitude
F – é o fluxo da nossa estrela
Fstand – é o fluxo de uma estrela padrão
O fluxo é basicamente a quantidade de energia da estrela que chega à Terra.
Agora a parte um pouco mais complicada é o “log”. O logaritmo de um número, pode ser entendido de forma simplificada como sendo o expoente que uma dada base deve ter para produzir certa potência. Exemplo:
log (1000) = 3 ou 10³ = 1000
log (100) = 2 ou 10² =100
log (10) = 1
log (1) = 0
log (0,1) = -1
log (0,01) = -2
log (0,001) = -3
Assim, com um pouco de conhecimento da função de log, podemos dizer onde é o ponto zero do sistema de magnitude. Quando o fluxo da estrela é o mesmo que o padrão, então tem-se:
m = -2,5 log (1)
m = -2,5 * 0
m = 0

Então, quando a nossa estrela tem o mesmo fluxo como a estrela padrão a sua magnitude é zero. Agora uma magnitude negativa seria quando uma estrela é mais brilhante do que a estrela padrão. Muito provavelmente isso vai acontecer quando calcularmos a magnitude absoluta. Isto é quando se corrigir a distância. Imaginamos que todas as estrelas estão a alguma distância padrão e então determinamos qual seria a magnitude. Às vezes, quando a estrela está “mais perto”, é mais brilhante do que o padrão e a magnitude absoluta é negativa.
No uso moderno, a estrela Vega é definida como de magnitude 0,0.

Medidas Angulares

Medidas angulares são usadas por observadores da terra para descrever as posições de objetos no céu. Esses objetos são o Sol, a Lua, os planetas, as estrelas, aglomerados de estrelas, galáxias, quasares, etc medidas angulares são vitais, também para determinar as distâncias (e tamanhos) de objetos no Universo.

Distância angular

Como o dia é dividido em 24 horas, cada hora é dividida em 60 minutos e cada minuto em 60 segundos.
A circunferência como sabemos tem 360º ou 360 graus, cada grau tem 60′, isto é, 60 minutos de arco, cada minuto tem 60” ou sessenta segundos de arco.
Para medir os ângulos entre as estrelas e outros pontos no céu, os astrônomos usam transferidores e outros instrumentos similares, muitas vezes acoplados a um telescópio. Para se ter uma medida aproximada, no entanto, você pode usar um instrumento que esta sempre a sua disposição, isto é, as suas mãos…

Estimativa de distâncias angulares no céu usando a mão (1)

Com seu braço estendido, seu dedo mínimo cobre cerca de um grau do céu , três dedos cobrem cinco graus, sua mão fechada cobre 10 graus . Abrindo sua mão e estendendo ao máximo seus dedos , a distância entre a ponta do dedo mínimo e a do polegar equivalerão a 20 graus. Observe afigura acima…

Estimativa de distâncias angulares no céu usando a mão (2)

Usando esse processo você vai observar que a Lua mede em torno de 0,5 grau ou 30 minutos. Lembre-se que cada grau equivale a 60 minutos de arco. O diâmetro aparente dos objetos celestes corresponde a uma fração do céu que o objeto parece cobrir. Como exemplo, o diâmetro angular da Lua é 0.5°. Qual o diâmetro aparente do Sol ? ATENÇÃO: NÃO OLHE PARA O SOL SEM A DEVIDA PROTEÇÃO…!