Astronomia observacional

UNIDADE ASTRONÔMICA (UA)

Para medidas dentro do sistema solar a unidade mais adequada é a unidade astronômica, que é a distância média entre a Terra e o Sol.

1 UA = 1,496 x10^8 km .

Para medir a distância de qualquer objeto, calculada em unidades astronômicas, usamos:

ANO-LUZ (AL)

Distância que a luz, propagando-se no vácuo, percorre em um ano. Essa distância é dada por:

1al = c(km/s) x 1 (ano) = 2,9979 x 10^5 km/s x 3,1557 x 10^7s,

Onde “c” é a velocidade da luz, que é de aproximadamente 2,9979 x 10^5.
Logo:

1al = 9,46 x 10^12 km.

MEDIDAS ASTRONÔMICAS

Para medir a distância de qualquer objeto, calculada em unidades astronômicas, usamos:

Para medir distâncias a pontos inacessíveis podemos usar a triangulação. Na figura abaixo esquematizamos como é possível medir a distância que se encontra uma árvore do outro lado do rio, sem ter que atravessá-lo.

Olhando a árvore de dois pontos distintos, o ponto B e o ponto C, podemos construir o triângulo ABC, em que a base é formada pela reta unindo B e C, e os lados BA e CA são as direções em que a árvore é vista, em relação a um objeto existente no fundo (uma montanha distante, por exemplo), a partir dos pontos B e C.

Traçando uma reta DE paralela à direção BA temos outro triângulo menor, DEC, semelhante ao ABC. Os lados do triângulo pequeno e a distância entre os dois pontos B e C podem ser medidos com uma trena, por exemplo, de forma que DE, EC, DC e BC são conhecidos. Daí aplicamos a semelhança de triângulos para conhecer os outros lados do triângulo maior. Aplicando o teorema de Tales, temos:

O Teorema de Teles diz que os lados homólogos de triângulos semelhantes são proporcionais.

e, dessa forma, determinamos a distância (d) AB.

A triangulação só é possível se existe um objeto distante que possa ser tomado como referência para medir a variação na direção do objeto próximo quando o observador muda de posição. Essa mudança na direção do objeto devido à mudança de posição do observador é chamada paralaxe.

Em Astronomia, a paralaxe é definida costumeiramente como a metade do deslocamento angular total medido, como se observa na figura a seguir:

O corresponde ao objeto cuja distância queremos medir, 2 D é o deslocamento do observador; A1 e A2 são ângulos entre a direção desse objeto observado de cada extremidade do deslocamento do observador e a direção do objeto distante tomado com referência. Utilizando as razões trigonométricas teremos:

Como

e A1 e A2 são conhecidas, podemos isolar d e obter a distância até o objeto. Agora, para ângulos muito pequenos (  40), a tangente do ângulo tem valor muito próximo do valor do próprio ângulo em radianos. Nas medidas astronômicas, os ângulos paraláticos são sempre muito pequenos, de forma que sempre podemos considerar tan p = p (rad).

Então, teremos:

PARALAXE GEOCÊNTRICA E HELIOCÊNTRICA

A triangulação é utilizada para medir distâncias entre estrelas. Porém, como elas estão muito distantes a linha de base (que corresponde ao deslocamento do observador em nosso exemplo anterior) deve ser muito grande para que o ângulo paralático (p) seja perceptível. Para fazer a medida de distância entre a Terra e planetas do sistema solar, ou até a Lua, o diâmetro da Terra pode ser usado como linha de base. Já para medir a distância da Terra às estrelas próximas, é utilizado o diâmetro da órbita da Terra como a linha de base.

PARALAXE GEOCÊNTRICA (PARALAXE DIURNA)

A distância da Terra à Lua e aos planetas mais próximos, hoje, é feita com a utilização de radares, mas, antes de sua invenção, os astrônomos mediam a distância desses objetos à Terra usando a paralaxe resultante da observação em pontos extremos da Terra.

A posição da Lua, por exemplo, em relação às estrelas, é medida duas vezes, em lados opostos da Terra. A paralaxe geocêntrica é definida como a metade da variação na direção observada nos dois lados da Terra, como mostrado na figura abaixo

Essa será paralaxe geocêntrica(p) e será calculada por:

PARALAXE HELIOCÊNTRICA (PARALAXE ANUAL)

Para medir distância até estrelas mais próximas é utilizada a paralaxe heliocêntrica. Essa medida é realizada da seguinte forma: é feita a medição da direção de uma estrela em relação às estrelas de fundo quando a Terra está de um lado do Sol e seis meses depois, quando a Terra estiver do outro lado do Sol, a medida é refeita.

A metade do desvio total na posição da referida estrela corresponde à paralaxe heliocêntrica (p) e nos possibilita calcular a distância (d), usando a relação: