Monte um espectroscópio ou espectrógrafo (1)

Fig. 1 Espectroscópio "feito em casa" .

A astronomia só se tornou uma ciência moderna quando foi possível estudar a química dos astros. Contra isso levantaram-se várias vozes, dizendo que seria impossível ao homem conhecer a constituição das estrelas. Mas, a Natureza traz em si a mensagem que permite decifrá-la. Isso aconteceu quando, finalmente, foi possível entender que, a partir da decomposição da luz, seria possível desenvolver um método poderoso para detectar e mensurar a química celeste.

É bem sabido ser possível decompor a luz por meio de um prisma (1). Isso é conhecido desde a mais remota antiguidade. Foi I. Newton quem primeiro demostrou serem as cores produzidas através de um prisma algo inerente à luz e não ao prisma. Há porém outras maneiras de se produzir o arco-íris. Uma delas é por meio de redes de difração (2). Redes de difração são, porém, dispositivos caros e delicados, restritos à laboratórios de física ou química. 

Recentemente, a disponibilização em larga escala de CDs permitiu o desenvolvimento de  versões demonstrativas de espectroscópios e espectrógrafos. Este post descreve a construção de um modelo simples, como mostrado na Fig. 1, que poderá ser usado para demonstrações voltadas para o ensino. Alguém se perguntará: o que isso tem a ver com astronomia? Bem, tudo, uma vez que a constituição mais íntima de uma estrela pode ser lida em sua luz. Isso foi assunto em algumas teses recentes (2b, 2c).  Será que podemos usar esse arranjo simples para obter mais informações do céu (2d) ? É o que pretendemos discutir em uma sequência futura de posts. 

Um CD como uma rede de difração

Uma série de trabalhos acadêmicos (3, 4, 5, 6, 7, 8, 9) mostraram diversos esquemas para se montar um espectroscópio de redes de difração "improvisadas" a partir de um CD, que pode ser tanto do tipo CD-R como DVD. A diferença está no número de linhas por milímetro de cada uma dessas mídias. Quanto maior esse número, maior será o capacidade de separar comprimentos de onda da rede. DVDs tem uma densidade de 1350 linhas/mm, enquanto que CD-R tem algo em torno de 600 linhas/mm.

O espectroscópio é feito de dois elementos essenciais: uma fenda e uma rede de difração conseguida a partir de um pedaço de um CD como mostra a Fig. 2. Existem dois arranjos possíveis de montagem  (Fig. 5): o de "reflexão", onde o espectro é conseguido por reflexão do feixe de luz proveniente da fenda em sua superfície (em alguma das chamadas "ordens") ou por transmissão desse feixe através do plástico do CD. No esquema de transmissão, a capa metálica deve ser retirada do CD, o que pode ser conseguido por meio de uma fita adesiva, conforme é mostrado no vídeo da referência (8). 

Fig. 2 Um CD e um corte em secção para se ter uma grade de difração.

Uma explicação para a formação do espectro a partir da reflexão na superfície do CD pode ser visto na Fig. 3. Um feixe de luz (proveniente da fenda) atinge a superfície brilhante do CD de forma paralela à direção das trilhas. Uma parte considerável da luz é refletida, no que é conhecido como "ordem zero" da difração. Uma outra parte da luz é "refratada" por reflexão, de forma que as cores mais próximas do azul são menos defletidas do que o vermelho.

Fig. 3 Principio da formação do espectro por reflexão na superfície do CD.
Observe que a fenda deve ser paralela a direção das trilhas. 

O espectroscópio de transmissão tem o mesmo princípio, a diferença é que a ordem zero é transmitida sem deflexão pelo CD, enquanto que o espectro em primeira ordem pode ser visto a certo ângulo da linha de visada. Um pedaço de CD em que a capa metálica foi retirada pode ser visto na Fig. 4. Da mesma forma, é importante que a imagem da fenda seja projetada de forma paralela ao sulcos do CD (Fig. 3) para obter a máxima dispersão do espectro.

Fig. 4 Fragmento de um CD que serve como rede de difração no modo "transmissão".

Embora a superfície de um CD tenha uma densidade de sulcos comparável ao de uma rede de difração comercial, é importante entender que ela não é uma superfície "opticamente" otimizada. Isso significa que a reflexão de um objeto nela não se dá de forma completamente especular. Com isso, a imagem da fenda, vista como uma reflexão ou transmitida através do plástico não será tão boa como a produzida por um elemento de difração comercial. De qualquer forma, dados os custos envolvidos na aquisição de uma rede de difração de laboratório, o resultado obtido com o CD é surpreendente.

Esquemas possíveis

Uma vez que não há diferenças muito grandes entre o arranjo de reflexão e transmissão, o mesmo esquema óptico pode ser usado. Um espectroscópio "de baixíssimo custo" não tem qualquer parte óptica, apenas uma fenda e uma rede improvisada o constitui. Os dois esquemas podem ser vistos na Fig. 5. Em qualquer caso, observe que a imagem gerada por difração é, de fato, uma reprodução da fenda. Portanto, a distância entre o observador e a fenda, bem como a espessura da fenda, serão importantes para a definição do contraste das linhas observadas em um espectro.

Fig. 5 Esquemas possíveis para o espectroscópio de CD. 

Nesse arranjo em que a fenda está fixa, não há qualquer ajuste de foco, que é realizado inteiramente pelo olho do observador (ou câmera fotográfica, ver abaixo). Portanto, observadores que têm hipermetropia (não enxergam bem de perto), terão dificuldade em focalizar o espectro se a distância entre a fenda e rede for muito curta. Um jeito de permitir a focalização do espectro é interpor uma lente convexa e acromática entre o olho e a fenda, que tenha a distância focal igual a distância entre a fenda e a rede. A lente tem que ser acromática, de outra forma cada cor terá um ajuste focal diferente e o espectro não será homogêneo. Por causa dessas complicações, optamos por descrever abaixo o arranjo mais simples possível.

Materiais

Para a construção de um protótipo simples baseado no esquema de transmissão será necessário:

1. 1 CD-R de onde se extrai o fragmento conforme indicado anteriormente. Será necessário também retirar a proteção metálica conforme explicado acima;
2. Tesoura;
3. Fita adesiva;
4. Cartolina escura;
5. Estilete;
6. Lâminas de aço (como as de barbeador) para a confecção da fenda.

O desenho proposto para a caixa do espectroscópio pode ser visto na Fig. 6. Reproduza esse desenho sobre cartolina (Fig. 7(a)), recorte e dobre os cantos. Antes de fechar a caixa, cole com fita o fragmento de CD em seu lugar (no interior da caixa), deixando livre o orifício da fenda.

Fig. 6. Diagrama para montagem da caixa. O comprimento é de 16 cm.
As abas servem para fixação.A região da fenda e da rede tem 3 cm x  3 cm. A observação é feita
aproximando-se o olho do lado que contém a rede de difração.  

Para a montagem da fenda, é possível usar pedaços de lâmina de barbear como mostrado na Fig. 7(b) que devem ser colados na parte externa. Não é obrigatório o uso das lâminas, mas uma fenda homogênea produzirá espectros igualmente homogêneos. A fixação na abertura da fenda é muito simples como mostrado na Fig. 7(c) e o espaçamento entre elas deve ser da ordem da espessura de uma folha de papel. Você pode ajustar a espessura: quanto mais fina ela for, maior será a "resolução" do espectroscópio, porém menor será o contraste e o brilho da imagem.  O espectroscópio montado pode ser visto na Fig. 1.

Fig. 7. (a) Aspecto da caixa em processo de montagem; (b) pedaços de lâmina de aço a serem usadas na fenda; (c) colagem da fenda; (d) aspecto final da fenda.

E o espectrógrafo?

Para transformar seu espectroscópio em um espectrógrafo, substitua o olho por uma câmera fotográfica. Essa poderá ser uma câmera embutida de um tablet, telefone celular ou uma câmera digital. O foco da câmera deverá estar ajustado para a distância da fenda. O uso de câmeras embutidas de dispositivos limita a abrangência de captura, porque esses dispositivos não permitem ajustar o tempo de exposição. Portanto, espectros de menor intensidade não poderão ser registrados.

Fig. 8. Identificação das linhas de emissão de uma lâmpada fluorescente moderna, obtido com o espectroscópio descrito neste post, mostrando a presença do elemento Európio, Térbio e Mercúrio. A imagem acima é do espectro obtido com uma câmera fotográfica de foco ajustável. A escala do eixo é em nm (namometros). A identificação dos elementos é conforme a Ref. (10).

Muitos experimentos interessantes sobre a natureza física da luz podem ser feita com esse espectrógrafo simples. Por exemplo, a Fig. 8 traz a calibração que obtivemos (10) para essa lâmpada a partir de um espectro tirado com o espectroscópio da Fig. 1, com a distribuição de comprimento de onda em nanômetros.  Para obter esse gráfico, plotamos a média de várias linhas ao longo das colunas da imagem, estimamos a posição de várias linhas de emissão e ajustamos uma função de calibração. A assinatura espectral de diversos elementos químicos pode ser observado. Da mesma forma, nas nebulosas de emissão, luz é gerada pela excitação de elétrons no vácuo, por diversos processos que envolvem estrelas próximas mais quentes.

Voltaremos ao assunto das aplicações do espectroscópio em astronomia em um futuro post. Não deixe de comentar abaixo, caso  tenha montado e observado seus próprios espectros!

Referências (todas as referências foram acessadas em abril de 2016)

1 - https://en.wikipedia.org/wiki/Prism

2 - https://en.wikipedia.org/wiki/Diffraction_grating

2b - Frazzoli, J. C. F. (2012). Astrofísica de Estrelas Compactas como Atividade Suplementar para o Ensino Médio. (Dissertação de doutorado, Universidade Federal do Rio de Janeiro). Ref:

•  http://www.if.ufrj.br/~pef/producao_academica/dissertacoes/2012_Jean_Frazzoli/dissertacao_Jean_Frazzoli.pdf

2c - De Oliveira, H. J. S. (2015). Desenvolvimento de um Espetrofotômetro para medidas de absorção/emissão na região do visível utilizando mini lâmpada. Dissertação de mestrado. Ref:

• http://www.ppgq.quimica.ufpb.br/dissertacoes/Dissertacao_Helton_J_S_Oliveira.pdf

2d - http://www.stargazing.net/david/spectroscopy/ScrewdriverCDROMSpectroscope.html

3 - A DVD spectroscope: A simple, high-resolution classroom spectroscope. Journal of Chemical Education, v. 83, n. 1, p. 56, 2006. Ref: 

• http://www.candac.ca/candac/Outreach/Educational_Resources/files/BuildaSpectroscope.pdf

4 - Resolving spectral lines with a periscope-type DVD spectroscope. Journal of chemical education, v. 85, n. 6, p. 849, 2008. Ref:

• http://sciencemadness.org/scipics/spectroscope_2008.pdf

5 - Widiatmoko, E., Budiman, M., & Abdullah, M. (2011). A simple spectrophotometer using common materials and a digital camera. Physics Education, 46(3), 332. Ref:

• https://www.researchgate.net/profile/Khairurrijal_Khairurrijal/publication/231110353_A_simple_spectrophotometer_using_common_materials_and_a_digital_camera/links/0a85e52d7bdf529794000000.pdf

6 - Byrne, A. (2003). Compact disk spectroscopes revisited!. The Physics Teacher, 41(3), 144-145.

Ref:

• https://www.thevespiary.org/library/Files_Uploaded_by_Users/no1uno/pdf/Instrumentation/UV.Vis/Byrne.Compact.Disc.Spectroscopes.Revisited.pdf

7 - Montoya, E., Baltuano, Ó., & Arbildo, A. (2014). Espectrómetro de bajo costo y alta performance para radiación visible. Ref:

• http://dspace.ipen.gob.pe/bitstream/ipen/135/3/p%2083-89%20-%20ICT-2012.pdf

8 - Lab I: cd spectrometer. https://www.youtube.com/watch?v=fl42pnUbCCA. Entre 3:00 e 3:40.

9 - How to build your own: CD Spectroscope - Science Snacks activity: https://www.youtube.com/watch?v=1iWdTbXvHx0

10 - https://commons.wikimedia.org/wiki/File:Fluorescent_lighting_spectrum_peaks_labelled.gif. Ver também: http://www.bealecorner.org/best/measure/cf-spectrum/

O Trânsito de Mercúrio em 2016

 Jeremiah Horrocks observando o trânsito de Vênus em 1639. (Smithsonian I. Libraries).

Mais do que especial neste ano será o trânsito de Mercúrio, a ser observado no dia 9 de maio de 2016. Conforme já anunciamos no post "Alguns eventos astronômicos em 2016", esse evento poderá ser visto em todo o Brasil. De acordo nossa referência:

Para a cidade de Campinas/SP, o evento tem seu início por volta das 8:15 da manhã e será finalizado por volta das 15:40. O trânsito poderá ser visto em telescópios por meio do uso de filtros ou por projeção direta (projeção do disco do sol em um anteparo), o que permite que mais de uma pessoa observe o fenômeno. Durante o trânsito, o disco de Mercúrio terá um diâmetro aparente de 12.1", o que contrasta com os 1900" do Sol (ou seja, o Sol estará 158X maior aparentemente que Mercúrio).

Acreditamos que a observação do evento será recompensada pela importância histórica que ele teve em outros tempos e pela curiosidade que desperta. São várias as referências a observações antigas da passagem de Mercúrio e Vênus no disco do sol. Elas testemunham as crenças antigas sobre o "sistema do mundo" e levam nossa imaginação a viajar no tempo.

Um pouco de história 

O primeiro relato histórico de um trânsito desse tipo foi feito pelo astrônomo frances Pierre Gassendi em 1631. Afirma-se (1) que trânsitos de Mercúrio e Vênus foram previstos por J. Kepler ao compilar as famosas "Tabelas Rudolfinas".  O movimento de Mercúrio contra o disco do sol (ou "mercurio in sole viso") teve importância histórica muito antes dos desenvolvimentos da relatividade ou do contexto das observações de coordenadas do século XIX (determinação precisa do paralaxe solar). O trânsito de Mercúrio foi relevante desde o século XVII por uma razão diferente: forneceu a primeira medida independente do diâmetro do disco de um planeta (2). Porém, ainda conforme (2), quando um pontinho preto foi visto cruzando o sol no ano 807 d. C., no reinado de Carlos Magno, isso já foi interpretado como uma passagem de Mercúrio (2b). Sobre isso, devemos observar que tal fenômeno era esperado dentro do sistema geocêntrico, aquele em que a Terra estava no centro do mundo e todos os planetas girariam em torno dela: eventualmente haveria um cruzamento na frente do sol. Kepler, um fervoroso heliocentrista, pensou ter observado um evento de trânsito em 1607 por meio de uma "camera obscura", o que foi negado posteriormente como uma observação de uma mancha solar (2). Gassendi, por sua vez, usou um telescópio e o método da projeção:

Fig. 1 "Mercurius in sole viso" de Gassendi (1631). 

Montei eu mesmo o aparelho sob um teto escuro que uso para observar manchas e eclipses do Sol. O círculo branco, que eu capturo pelos raios do Sol através do telescópio, tinha o diâmetro de dois terços de pé parisiense. (2)

Gassendi teve porém dificuldades em reconhecer que estava a observar Mercúrio, por causa do tamanho aparente de seu disco. Isso nos leva a considerações sobre qual o melhor método para observação do fenômeno. Embora Kepler e outros tenham se interessado pela observação do trânsito por meio da "camara obscura", modernamente recomenda-se o uso de um telescópio em projeção, o mesmo método para se observar manchas solares. De qualquer forma, deve-se evitar terminantemente a observação direta do disco do sol por questões óbvias de segurança da visão. 

As observações de Gassendi foram importantes para se conhecer melhor os diâmetros dos planetas interiores, bem como seus elementos orbitais. Dada as precisões presentes tanto nas teorias como nos dados orbitais, os trânsitos tornaram-se hoje eventos meramente educacionais, sem maior importância científica. 

Circunstâncias do evento e cuidados na sua observação.

A Fig. 2 ilustra as circunstâncias do evento no âmbito global conforme a referência (3).  Como se percebe (a partir das regiões claras), o trânsito será particularmente bem observado em boa parte da América do Sul, em particular no Brasil.

Fig. 2 Imagem da projeção do evento sobre a superfície terrestre para o dia 9 de maio de 2016. A região sem cobertura corresponde à posições geográficas onde o evento poderá ser observado totalmente. Como se vê, o Brasil será particularmente privilegiado. A duração médida do evento será de 7 horas e 30 minutos.

Um vídeo de como se parece o trânsito (desde que filmado com equipamentos apropriados) é mostrado figura 3. O fenômeno poderá ser visto em qualquer lugar em conformidade com o mapa da Fig. 1. Em particular será um evento interessante para uma reunião pública de observação, mesmo que no centro de grandes cidades.

Fig. 3 Animação mostrando a silhueta do planeta Mercúrio contra o sol durante o trânsito de maio de 2003.  Essas imagens foram compiladas a partir do satélite SOHO  (Solar and Heliospheric Observatory, cortesia NASA e ESA).

Para observação do fenômeno, em particular de várias pessoas simultaneamente, o método de projeção usando um telescópio ou binóculo (Fig. 4) é recomendado. Porém, o uso de filtros com observação em ocular pode ser mais prazeroso pela impressão causada pelo disco de Mercúrio contra a fotosfera solar, por causa do efeito de constaste. O observador deverá se certificar, entretanto, que possui o filtro correto para observação e jamais deverá improvisar qualquer tipo de filtro. Filtros solares de boa qualidade em geral são caros e devem ser periodicamente verificados quanto ao seu "prazo de validade", porque elementos externos podem deteriorar sua qualidade. É importante que o leitor atente ao fato de que a maior parte da radiação do sol é invisível, de forma que mesmo que a imagem apresente-se aparentemente opaca em uma primeira impressão, um filtro incorreto poderá deixar vazar radiação em intensidade suficiente para provocar cegueira irreparável. Assim, caso tenha dúvidas quanto ao método a ser usado, não deixe de aplicar o da projeção (Fig. 4).

Fig. 4. Segurança em primeiro lugar: o melhor método de observação do trânsito segue as mesmas práticas recomendadas para eclipses do sol.

O trânsito como uma aula de astronomia

Como dissemos, trânsitos como o de Mercúrio tem  hoje importância mais educacional do que científica. Será interessante organizar um grupo de observação, convidando amigos ou o público, desde que se dispuser de um equipamento de observação apropriado. 

Se um telescópio ou um simples binóculo não estiver disponível, há outro método? Revisitemos a ideia da câmara obscura (ou método "pin-hole"). Antes de construí-la devemos saber se o evento permitirá seu uso. Durante o evento de 2016, o disco de Mercúrio terá um diâmetro aparente de 12" aproximadamente. Isso corresponde a 0.0033 graus ou 5.8E-5 radianos. Se um minúsculo orifício puder ser improvisado na janela de um quarto escuro, para que Mercúrio projete um disquinho de 0.3 mm de diâmetro, o orifício deverá se localizar a 5 metros de distância do anteparo de projeção, quando o disco do sol terá aproximadamente 45 mm. Por isso, provavelmente catedrais (ou prédios com pés direitos altos) funcionariam como "salas escuras" ideais para observação desse evento sem instrumentos. 

O método de projeção, embora não necessite de recursos ópticos mais aprimorados, pode ser de difícil implementação na ausência de um ambiente escuro dessa dimensão. De qualquer forma, o registro fotográfico por esse método é bastante simples tanto com ou sem uso de instrumentos.

Lembramos que o próximo evento de trânsito de Mercúrio será em 11 de novembro de 2019. Esse também será um evento favorável ao Brasil.

Referências

1 - http://www.scientus.org/Gassendi-Transit-Mercury.html (acesso em abril de 2016)
2 - A. van Helden (1976). The Importance of the Transit of Mercury of 1631. Journal for the History of Astronomy, Vol. 7, p.1

2b - Difícil acreditar nisso porque o disco de Mercúrio, em geral, tem um diâmetro de frações de grau e, à vista desarmada, são poucas as chances de observação por falta de contraste. A explicação mais provável para esse evento foi uma grande mancha na superfície do sol.

3 - http://xjubier.free.fr/en/site_pages/transits/ToM_2016.html (acesso em abril de 2016)

Sobre chuvas de meteoros e a Eta Aquaridas em 2016

Fonte: La Jeringa.

A boa observação de chuvas de meteoros requer exigentes condições que sintetizamos abaixo:

1. Não pode "haver lua", o que significa que, preferencialmente, o evento não deve estar entre o quarto crescente e o minguante subsequente, mas, principalmente, a proximidade da lua cheia. A presença da lua cheia é um sério empecilho à observação;
2. Altas taxas de "precipitação". A intensidade das chuva é medida pelo seu "rate" em número de meteoros por hora. É óbvio que, quanto maior esse número, maior a chance de se observar um evento;
3. A posição da radiante. A radiante é um ponto fictício no céu de onde os meteoros "surgem". Na verdade, é um efeito geométrico e depende do arranjo entre as órbitas dos detritos e da Terra. O problema é que, se a radiante estiver muito baixa no horizonte, as chances de observação se reduzem por um efeito muito simples de entender, algo como a diferença de expectativa de receber um pingo de chuva no para-brisa de um carro e sua traseira quando o carro se move para frente. Radiantes muito baixas (o que ocorre se sua posição for muito boreal em relação ao hemisfério sul e vice-versa) simplesmente não produziram efeito algum. A posição ideal é a da radiante "diretamente acima" da cabeça do observador;
4.  Ausência de iluminação artificial, o que torna difícil a observação das chuvas de meteoro (ideais) nas grandes cidades. Se as condições 1-3 acima forem satisfeitas, a observação de meteoros em grandes cidades está limitada apenas aos eventos mais brilhantes, conforme inúmeros registros em vídeo têm mostrado recentemente (2).
5. Acrescentamos ainda a necessidade de tempo limpo, sem nuvens, pois meteoros tornam-se visíveis muito além da camada de nuvens. Essa exigência é comum para qualquer evento no céu o que, no caso do Brasil (e América Latina), implica que são escassas as chances de boas observações nos meses chuvosos. Portanto, chuvas de meteoros que coincidam com a época seca (outono, inverno) provavelmente satisfarão essa necessidade.

Dito isso, lembramos que não é necessário nenhum instrumento de observação, a menos dos olhos. Nem mesmo binóculos devem ser usados para se observar. O uso de câmeras é possível, particularmente se possuírem objetivas com grande campo.

O caso das Eta Aquáridas em 2016.

A única condição acima que depende do observador é a 4, porque ele pode 'escolher' de onde observar. Portanto, devemos estar atentos para 1, 2, 3 e 5. Um caso em 2016 é o da Eta (η) Aquaridas (1), cujo máximo ocorre entre 6 e 7 de maio (sim, é possível testemunhar o evento em duas datas). Membros da Eta Aquáridas poderão ser vistos desde 20 de abril e sua atividade persistirá até 12 de maio, mas o máximo se dará entre as datas indicadas. A época parece ser propícia para o hemisfério sul, pois é o início da estação seca, o que está de acordo com a condição 5.

Com relação à condição 2, as taxas previstas para o hemisfério sul giram em torno de 30 a 40 meteoros por hora, o que significa aproximadamente um evento a cada dois minuto. Essa é uma taxa razoavelmente "alta", se comparada a maioria das chuvas ao longo do ano (Quadrântidas, Delta Ariêtidas, Delta Câncridas, Coma Berenícidas, Corono-Austrálidas, Delta Dracônidas... esses são alguns dos nomes pitorescos). Já temporais celestes são eventos raríssimos, só acontecem sob condições excepcionais (como foi o caso das Leônidas em 1833, com taxas da ordem de 1 milhão por hora, um texto sobre isso pode ser encontrado aqui).

Fig. 1 Aspecto da orientação da constelação de Aquário, como visto desde Campinas, SP, em 6/5/2016 por volta das 5:00 da manhã. A posição da radiante é indicada pela estrela com pontas em η -Aquariids.

Com relação à condição 3, para latitudes em torno de -23 graus sul, a Fig. 1 mostra o aspecto da constelação de Aquário na data 6/5/2016 às 5:00, conforme previsto pelo software Stellarium. A posição da radiante (altura em relação ao horizonte) é de aproximadamente 65 graus, o que é bastante satisfatório. Talvez essa seja a radiante mais bem localizada para o hemisfério sul. De fato, na data, a radiante estará acima do horizonte desde às 1:00, mas o ideal é esperar sua ascensão em relação ao horizonte oriental, de forma a aumentar a probabilidade de observação, pouco antes do alvorecer.

Falta apenas a condição 1, que é decisiva. Consultando o calendário lunar (3), encontramos com alegria que será lua nova em 6/5/2016 as 16:31 do TL. Não haverá lua no máximo das Eta Aquáridas de 2016!

Atenção: As chances são maiores de se observar um meteoro se a visão for concentrada em uma região distante 60 ou 90 graus da radiante! Ou seja, os meteoros não serão observados diretamente sobre o ponto da radiante. Ao observar um traço, preste atenção a sua persistência, você está vendo um resto do cometa de Halley!

Os detritos que geram os eventos na Eta Aquáridas se originam de um dos cruzamentos da órbita da Terra com a do cometa Halley. O outro cruzamento é responsável pelas "Oriônidas", por volta de 20 de outubro. Existem especulações (4) de que a órbita de Júpiter é responsável por variações na intensidade de Eta Aquáridas, mas ninguém é capaz de prever se este ano haverá aumento em relação a anos anteriores.

De acordo com nossa análise, um "espetáculo mínimo" provavelmente estará garantido, e cabe ao observador encontrar o melhor lugar para observá-lo.

Referências

1) Já descrevemos aqui uma ocorrência anterior dessa chuva.

2) Ver: http://live.exoss.org/ (acesso em março de 2016).
3) Ver, por exemplo, http://www.calendar-12.com/moon_phases/2016 (acesso em março de 2016).
4) Hajduk, A. (1970). Structure of the meteor stream associated with comet Halley. Bulletin of the Astronomical Institutes of Czechoslovakia, 21, 37.

Texto sobre a história da descoberta da chuva Eta Aquáridas

Uma foto do cometa de Halley em 1910. Esse cometa é o responsável pela geração do chuveiro de Eta Aquáridas.

Traduzimos abaixo um texto excelente de http://meteorshowersonline.com/eta_aquarids.html (acesso em março de 2016) sobre a história da chuva de meteroros Eta Aquáridas, que se mostra como uma das melhores a serem observadas no hemisfério sul. Este texto contem detalhes históricos importantes que justificam a contagem de meteoros da Eta Aquáridas, conforme apresentaremos em um futuro post.

Suspeitas de que uma chuva estaria provavelmente ativa no final de abril e começo de maio começaram a aparecer em 1863, quando H. A. Newton examinou as datas de antigos chuveiros e sugeriu uma série de períodos que mereciam melhor atenção de observadores. Um desses períodos foi 28-30 de abril e incluiu a observação de chuveiros em 401 d.C., 839 d.C., 401 d.C.., 827 d.C. e 934 d.C. e 1009 d.C. 

As Eta Aquáridas foram oficialmente descobertas em 1870 pelo coronel G. L. Tupman (enquanto velejava pelo mar Mediterrâneo). Ele observou 15 meteoros em 30 de abril e 13 nas noites de 2 e 3 de maio daquele ano. Mais tarde, W. F. Denning examinou registros da Associação de Meteoros Italiana e identificou 45 meteoros entre 29 de abril e 5 de maio de 1870. Finalmente, a primeira confirmação do chuveiro veio no dia 29 de abril de 1871, quando Tupman consegui observar 8 meteoros.

Observações das Eta Aquáridas eram raras, mas, em 1876, A. S. Herschel descobriu algo que geraria interesse nesse chuveiro. Ele conduziu  uma busca matemática para encontrar cometas que fossem aptos a produzir as maiores chuvas. Encontrou que o cometa de Halley esteve mais próximo da Terra a 4 de maio, quando a radiante estava em Aquário. Herschel imediatamente notou que as radiantes observadas por Tupman em 1870 e 1871 estavam muito perto dessas previsões.

As Eta Aquáridas permaneceram pouco observadas por causa da ausência de observadores ativos no hemisfério sul. Somente suspeitas ocasionais de atividade da chuva foram reportadas já que observadores setentrionais entravam no crepúsculo pouco depois que a radiante se elevava acima do horizonte oriental. Não obstante isso, H. Corder detectou alguma atividade na manhã de 4 de maio de 1878 com 3 ocorrências de meteoros, revelando a radiante próxima à estrela Eta do Aquário. Nesse ano, Herschel examinou todas as observações disponíveis e notou que a radiante desse chuveiro parecia se mover para leste a cada dia.

W. F. Denning finalmente conseguiu observar essa chuva de 30 de abril a 6 die maio de 1886. Um total de 11 meteoros foi registrado, revelando a radiante próxima à estrela Eta do Aquário. Dessas observações, ele afirmou que a radiante tinha de 5 a 7 graus de diâmetro. Além disso, acrescentou que a aparente proximidade dessa radiante com aquela prevista por Herschel identificava "de forma inequívoca" sua associação com o cometa de Halley.

Felizmente, vários bons observadores de meteoros apareceram no hemisfério sul durante a década de 1920 e o conhecimento de chuveiros importantes para o hemisfério sul cresceu dramaticamente. Um dos observadores mais prolíficos foi R. A. McIntosh (de Auckland, na Nova Zelândia) que publicou um dos relatórios mais significativos sobre as Eta Aquáridas em 1929. McIntosh indicou que suas observações nesse ano entre 22 de abril e 13 de maio mostravam uma "boa noção da dispersão provocada pela ação dos planetas ao longo dos séculos, desde quando a influência do cometa pai se mostrou presente". Ele estabeleceu que o máximo estava localizado definitivamente no começo de maio, embora o tempo ruim tivesse prejudicado a determinação exata da data. Taxas horárias entre 10 e 20 foram observadas no período entre 2 a 11 de maio. O diâmetro da radiante ficou consistentemente em 5 graus, e os cálculos orbitais de McIntosh mostraram bom acordo com a órbita do cometa de Halley.

A partir de 1947, as Eta Aquáridas juntaram-se ao grupo dos primeiros chuveiros a serem detectados por técnica de eco de rádio. Entre 1 a 10 de maio, o radiotelescópio de Jodrell Bank indicou uma taxa horária de 12. Pouco foi acrescentado pelo Jodrell Bank no restante da década de 1940 e 1950. De fato, esse chuveiro foi ignorado, já que o radiotelescópio raramente era operado no começo de maio. Felizmente, observadores usando um equipamento de radar do Observatório de Meteoros de Springhill (Ottawa, Canadá) e, mais tarde, o Observatório Ondrejov (na então Tchecoslováquia) foram capazes de gerar algumas das séries de dados mais extensivas sobre esse chuveiro.

Os dados de Springhill cobrem o período de 1 a 10 de maio e um fato importante foi revelado por A. Hajduk (Instituto Astronômico da Academia de Ciências da Eslováquia, Bratislava) sobre a complexidade da taxa de atividade horária desse chuveiro. Usando médias compiladas do período de 1958 a 1967, notou-se o aparecimento de dois máximos aparentes: um em 4 de maio e outro no dia 7. Esse resultado representava alguns dos dados de eco, mas outro estudo complementar de ecos de longa duração (aproximadamente 1 segundo), revelaram os dois mesmos máximos, exceto que o declínio entre as duas datas não era tão pronunciado no último dado. Também presentes estava um último aumento, que veio apenas no dia 10 de maio. 

Astrônomos amadores fizeram observações significativas dessa chuva de meteoros durante os últimos 30 anos. Com base em observações amadoras de organizações dos Estados Unidos, Inglaterra, Japão, Austrália e Nova Zelândia, sabe-se que há uma diferença dramática nas taxas de atividade desse chuveiro entre os hemisférios norte e sul. Enquanto que taxas horárias chegam a 20 por hora nos Estados Unidos, Europa e Japão, a frequência sobe para 30 a 40 por hora conforme relatado por observadores na Austrália e Nova Zelândia. A razão é simples: a constelação de Aquário está mais alta no céu para o observadores abaixo do equador. Tais organizações também revelaram que cerca de 1/3 dos membros da Eta Aquáridas produzem rastros persistentes, que são os traços de luminosidades deixado pelos meteoros nos últimos segundos.

Durante a aparição do cometa de Halley em 1985, várias organizações de observação de meteoros ao redor do mundo colocaram membros em alerta para um possível aumento da atividade da Era Aquáridas (e também Oriônidas).  Registros de grupos na Austrália, Nova Zelândia, Bolívia, Norte América e Japão indicaram que não houve aumento de atividade na data. 

A oposição de Júpiter e trânsitos das luas galileanas

Fig. 1 Reprodução do Stellarium mostrando o trânsito "duplo" de Io e Ganimedes em 23 de março de 2016 por volta das 21:20 (tempo de Brasília). Io projeta uma sombra.

Março é o mês da oposição "joviana" ou de Júpiter. Ela acontece "oficialmente" no dias 8 de março de 2016 aproximadamente às 10:00 TU (tempo universal). No período de oposição, esse planeta pode ser visto ao entardecer durante toda a noite e madrugada.

Na verdade, fevereiro, março e abril são meses ideais para observação de Júpiter, o que pode ser ainda mais facilitado pelo uso de um telescópio amador. Conforme o diâmetro da objetiva do instrumento usado para observação, progressivamente mais detalhes podem ser vistos no disco do planeta. Essas características estão sempre mudando, de forma que o  observador irá constatar ser a face de Júpiter muito movimentada se comparada a relativa imutabilidade de outros fenômenos celestes ou de outros planetas.

Idealmente, diâmetros acima de 200 mm devem ser usados para observar detalhes mais finos da atmosfera, mas, em geral, aberturas menores são possíveis, principalmente na observação de trânsitos. Conforme descreve Jean Nicolini (1):

Se um telescópio de 200 mm for empregado e à condição de que o observador tenha adquirido boa experiência, não raro torna-se possível acompanhar as particularidades da evolução, transformações, modificação das zonas claras, das nodosidades existentes nas faixas sombria, dos "penachos" equatoriais ou mesmo de algumas particularidades permanentes existentes nas diversas regiões que dividem o planeta.

Nicolini lembra que, na oposição, é possível observar uma rotação completa do planeta, ao se iniciar observações à noite ao longo de aproximadamente dez horas. Isso pode tanto ser feito visualmente como por meio de fotografias, como a tirada pelo autor deste blog na imagem da Fig. 2.

Fig. 2 Foto de Júpiter tirada pelo autor deste blog em 30/4/2006 por meio de um telescópio
refletor Maksutov-Cassegrain de 5 polegadas.

Trânsito de satélites galileanos

Com a proximidade do planeta, outros eventos dinâmicos podem também ser observados na "corte" de satélites que fazem parte do sistema de Júpiter. Este ano, em particular, o par de satélites Io e Europa cruzarão simultaneamente o disco em várias datas. Para facilitar observadores dentro da zona -3 GMT, abaixo fornecemos as datas para alguns desses trânsitos.

• 08/3- Trânsito duplo Io-Europa que ocorre de 00:28 a 01:56 TU
• 15/3- Trânsito duplo Io-Europa que ocorre de 2:21 a 4:34 TU.
• 23/3- Trânsito duplo de Io-Ganimedes que ocorre de 23:47 a 0:58 TU (em 24/3).
• 01/4 - Trânsito duplo Io-Europa que ocorre de 20:16 a 21:19 TU.
• 08/4 - Trânsito duplo Io-Europa que ocorre de 22:54 a 23:14 TU.

Todos esses eventos ocorrem no dia anterior marcado para a zona -3GMT se a data de início for depois das 00:00 TU, ou seja, ocorrem durante a noite (do dia anterior). Assim, por exemplo, o evento de 23/3 começa às 20:47 (Tempo de Brasília) nessa data e termina às 9:58 em 23/3. Para outros lugares do mundo, basta somar ou subtrair do valor TU  conforme o meridiano.

Na Fig. 1 ilustramos uma imagem desse evento. A movimentação dos satélites é rápida e confirma o emoção que é observar Júpiter.

Referências e notas

(1) J. Nicolini (2004). Manual do Astrônomo Amador. Papirus Editora, 4a Edição.

Software planetário C2A

Fig. 1 Janela do aplicativo C2A.

Há uma grande quantidade de softwares planetários disponíveis para se calcular ou exibir seus próprios mapas celestes. O mais famoso deles, não só pelo realismo das imagens simuladas, mas pela facilidade de controle e operação é o Stellarium (1). Aqui comentamos outro exemplo, o Software C2A, que pode ser acessado em sua página em inglês em (2). A página oficial do sistema é http://www.astrosurf.com/c2a/ e o copyright do software é assinado por Philippe Deverchère.

Longo na página de rosto desse software podemos ler:

O C2A (de "Computer Aided Astronomy") é um software planetário que permite construir visões detalhadas de campos estelares. Está disponível apenas para a versão Microsoft Windows (todas as versões). Um importante objetivo desse software é levar em consideração os principais catálogos disponíveis para astrônomos profissionais e amadores, a fim de preparar observações sobre pequenos campos, assim como em trabalhos astrométricos e fotométricos. C2A também é uma aplicação de propósito geral fácil de usar e com muitas funções.

De fato, um ponto positivo desse sistema é a grande quantidade de mapas que ele "suporta": SAO Catalogue, Hipparcos Catalogue, Guide Star Catalogue, Tycho-2 Catalogue são alguns, além da série USNO. Mais informação sobre os catálogos disponíveis pode ser lida em (3). 

A instalação do software não apresenta problemas. Uma janela como mostrada na Fig. 1 é exibida ao se abrir o aplicativo. A primeira coisa que percebi - pelo menos não conseguir alterar a configuração que faz isso - é que os nomes das constelações foram traduzidos para o inglês! "Virgo" torna-se "Maiden", "Libra", "Scales"...  Isso é algo estranho já que os nomes latinos são usados por convenção internacional e essa parece ter sido uma prática desnecessária introduzida por seu desenvolvedor. 

Acostumado ao sistema de arrastamento do céu do Stellarium, o uso de um campo fixo cuja posição deve ser modificada clicando-se em botões é estranha, mas de acordo com a prática também encontrada em outros softwares mais antigos (como é o caso do "Carte du Ciel", 4). Não é possível "arrastar" para girar o campo de fundo, isso deve ser feito clicando-se nos botões de coordenadas geográficas "N", "S", "E" e "W" na parte superior da janela. O Stellarium introduziu uma usabilidade em que o céu é um objeto a ser manipulado, nas versões antigas de planetários, a Terra ainda é fixa e o céu deve ser girado a partir de um ponto de vista fixo no usuário.

Muitos botões

Alias, a multiplicidade de botões e janelas auxiliares é espantosa nesse aplicativo, o que contribuir para uma pontuação negativa com relação a sua "facilidade de uso". Praticamente qualquer coisa que se pretenda fazer tem um botão de controle, o que é bom de um lado, pois significa "controlabilidade", mas dificulta a operação rápida do aplicativo de outro. De forma geral, o C2A cumpre seu papel de ser um recurso para construção de mapas de campos restritos, como o mostrado na Fig. 2, que apresenta um filtro de magnitude da ordem de 17.5 (mas as estrelas exibidas parecem ter magnitude numérica muito menor, talvez por um erro interno de filtragem). 

Fig. 2 Campo montado pelo C2A com o catálogo SAO. A cruz representa o planeta Vênus (que é verde nessa representação) em sua posição no dia 13/12/2015. Os diversos objetos NGC são mostrados em vermelho com as designações em verde. 

Os planetas são representados de forma simbólica no mapa, mas de maneira "realística" com o uso de zoom. A Fig. 3 traz uma imagem de Saturno e alguns de seus satélites como representado no C2A. Ao se comparar com a imagem real de Saturno, é fácil ver que a abertura dos anéis não é representada corretamente no C2A, pelo menos na data em que essa avaliação foi feita (dezembro de 2015). Aparentemente, a posição dos satélites está correta.

Fig. 3 Representação realística de saturno 

no C2A para a data 13/12/2015. Não 

obstante o realismo, a posição dos 

anéis de Saturno (abertura) está errada.

Não foi a mim possível avaliar o funcionamento próprio de funções de controle de telescópio automático, que podem ser acessadas no menu "Telescope". Há subrotinas específicas como "Go to Telescope Position", "Connect to Telescope", "Continuous Target Tracking" que exigem hardware específico. Uma função para interface com o hardware do telescópio pode ser estabelecida por meio de "Telescope Options".

Gerador de Efemérides

O softweare C2A possui diversos aplicativos embutidos que permitem criar gráficos interessantes. Um deles é o gerador de efemérides. Por exemplo, depois de atualizar a lista de objetos do sistema solar, encontramos a referência do banco interno do C2A para o C/2013 US10 (Fig. 4). Ajustamos a data inicial e final conforme mostrado para essa figura e pedimos as posições em tempo local a cada 5 dias, na posição do ponto vernal para o ano 2000. As coordenadas Topocêntricas - o que inclui a magnitude do objeto - podem ser vistas na Fig. 3.  Seria interessante que, ao se clicar sobre uma data específica, a janela principal do C2A montasse o mapa celeste correspondente à posição, mas isso não acontece. Aparentemente, as posições calculadas coincidem como aquelas determinadas pelo Stellarium.

Fig. 4 Efemérides locais geradas para o cometa C/2013 US10 (Catalina) desde Dez-2015 a Feb-2016. 

Outras ferramentas (que não funcionam) no software C2A

Horários de crepúsculos, nascer e ocaso do Sol.

O Menu "Tools" tem diversas ferramentas que não são fáceis de se encontrar em outros softwares. Por exemplo, "Sun set and sun rise" para a data 13/12/2015 resulta no gráfico da Fig. 5, que traz informações sobre os crepúsculos astronômico, náutico e civil, além de nascer e ocaso do sol. Entretanto, não há correspondência entre esses tempos e a localidade que foi ajustada em "Location" na janela de "Options". Essas aplicações, entretanto, não funcionam corretamente.

Fig. 5 Tempos de crepúsculo astronômico, náutico, civil, nascer e ocaso do sol no C2A. Aparentemente essa função não fornece os tempos corretos para a localidade ajustada.

Calendário lunar

Uma tabela com as fases da lua (Fig. 6) é fornecida em "Moon phases" do menu "Tools".

Fig. 6. Tabela das fases da lua para o mês de novembro de 2015 de acordo com o C2A.

Visibilidade dos planetas

A visibilidade dos planetas é exibida em um diagrama horário como mostrado na Fig. 7. Essa visibilidade não parece ser ajustada à localidade do usuário, mas a do criador do C2A talvez.

Fig. 7 Visibilidade dos planetas para 13/12/2015 não ajustada para a localidade do usuário.

Há também "Planetary Positions" e "Visibility", que exibem gráficos específicos de posições dos planetas e visibilidade em janelas que são muito pequenas e que não podem ser ajustadas em tamanho.

Conclusões

No menu "Images" o C2A parece abrir uma suite de softwares de processamento de imagem e não entendemos porque esse tipo de função estaria dentro de um software de carta celeste. Talvez seu criador tenha interesse em disponibilizar uma suite de programas dedicados, o que faria jus ao conceito de "computer aided astronomy", em detrimento da especificidade (quer dizer, no nosso entendimento, é melhor ter um aplicativo dedicado a um tarefa do que vários que fazem mal feito um grupo de funções). Não testamos o funcionamento dessas funções de análise de imagem por termos desanimado diante das falhas encontradas no software.

De forma geral, para a criação de cartas celestes, o C2A parece se ajustar bem (5), já que dá acesso a um conjunto grande de banco de dados de posições de estrelas e é gratuito. Então, o C2A pode ser usado como uma interface gráfica para esses bancos que constantemente têm seu conteúdo aumentado com mais programas de observação do céu. Para as outras funções, usuários do C2A deverão aguardar a finalização do projeto. 

Referências

(1) http://www.stellarium.org/pt/
(2) http://www.astrosurf.com/c2a/english/index.htm
(3) http://www.astrosurf.com/c2a/english/information.htm
(4) http://www.stargazing.net/astropc/oldversion/index.html
(5) O C2A está inscrito na softpedia: http://www.softpedia.com/get/Others/Home-Education/C2A.shtml

Polo Astronômico de Amparo

Fig.1 Imagem do interior do planetário, uma das facilidades do polo astronômico de Amparo.

Amadores de Campinas e região aguardaram com ansiedade a abertura do Polo Astronômico de Amparo (PAA, com endereço em http://www.poloastronomicoamparo.com.br/, 1). É importante destacar essa iniciativa de abertura de um espaço que seja dedicado à observação do céu, já que não é todo dia que se vê isso. O interesse do público pela astronomia tem crescido bastante e essa é uma das razões porque divulgamos aqui o PAA.

Um projeto desse tipo tem, porém, vários públicos. Assim, outra razão é que, em outro sentido, a simples possibilidade de se ter uma área de uso para observação do céu, que seja livre da poluição luminosa severa, agrada a muitos aficionados da astronomia com conhecimento mais avançado ou que tenham interesse em tirar fotografias do céu. Fizemos uma pequena entrevista com Carlos Mariano, responsável pela criação do espaço do PAA que segue abaixo sobre essa possibilidade. 

1) Como surgiu o projeto do polo astronômico?

O Polo Astronômico é um sonho antigo. Há pelo menos 25 anos eu sonhava com um espaço completo e adequado para o ensino e a difusão da Astronomia. Esse sonho virou realidade, graças ao sucesso da empresa Sphaera Planetaria (3), que foi inaugurada por mim em 2001. Especializada na fabricação de planetários fixos e itinerantes, essa empresa viabilizou economicamente a construção do Polo, que foi iniciada em maio de 2013. Em setembro de 2015, inauguramos a primeira etapa, como o Planetário (Fig. 1), a Estação Beta do Observatório, a Lanchonete e demais espaços.

2) Por que Amparo?

Amparo foi escolhida devido às seguintes condições: existência de locais adequados para a construção de observatórios com morros de até 1200 m de altitude e com pouca poluição luminosa; cidade com grande potencial turístico e que faz parte do Circuito das Águas Paulista; a Prefeitura Municipal prestigiou o projeto; localização estratégica e com fácil acesso para visitantes vindos de regiões importantes dos estado, como Grande São Paulo, Região Metropolitana de Campinas; região com índices de qualidade de vida muito bons.

3) Quais são os planos de longo prazo (caso seja possível divulgação) do polo?

A longo prazo, pretendemos tornar o PAA um berço para projetos inovadores nas áreas do ensino e da difusão. Nosso objetivo é tornar o Polo uma referência no ensino de Astronomia.

4) O polo apoiará atividades voltadas para astrônomos amadores?

Os astrônomos amadores são muito bem vindos. Pretendemos oferecer no futuro diversas atividades para esse público, como cursos específicos e mais especializados e também encontros de Astronomia. Isso inclusive já vem acontecendo. Em novembro de 2015 oferecemos o curso Vida no Universo, e em dezembro de 2015 realizamos o I Encontro de Telescópios Vintage, que teve a participação de vários colecionadores e admiradores de telescópios antigos. Também faz parte dos planos do Polo, a criação de grupos para a realização de pesquisas em várias áreas da Astronomia, como ocultações, asteroides, cometas, variáveis, Sol etc. Amadores interessados poderão participar desses programas observacionais que serão realizados no Polo e coordenados por astrônomos mais ligados à pesquisa astronômica.

Além de um planetário, o PAA conta com um observatório próprio. A lista de instrumentos pode ser lida em (4), com destaque para futura instalação de um telescópio de 655 mm de abertura, o que, segundo o site, fará do PAA o espaço a abrigar o telescópio de maior abertura destinado à visitação pública.

Localização e mapa de poluição luminosa

Segundo o site do PAA, sua localização é na "Estrada do Sertãozinho, sem número, Bairro do Sertãozinho, Amparo-SP, Brasil", com coordenadas Lat.  -22.775173,  Lon -46.723628.

As direções dadas são "saída para o Bairro do Sertãozinho, na altura do  Km 29 da SP-095, Rodovia Benevenuto Moretto".

Por meio da página https://www.google.com.br/maps/, o par ( -22.775173,  -46.723628) fornece a imagem da Fig. 2 . Nessa imagem, pode-se ver a estrada SP-095, bem como outras que lhe dão acesso. 

Fig. 2 Zoom de um mapa google para as coordenadas (-22.775173,-46.723628), indicando a posição do PAA.

Por meio do site da Ref. 5 é possível ver um mapa georreferenciado de poluição luminosa (para 2015) na região do entorno do PAA (Fig. 3). As regiões em vermelho e amarelo são de maior poluição luminosa (>3E-9W/cm2*str). Como esse mapa mostra, de fato, o PAA está numa região de fluxo baixo (entre 0.4 a 1E-9 W/cm2*str) porém não de céu absolutamente escuro, como é de se esperar por causa da  relativa proximidade (<200 km) com Campinas.  Sua localização certamente é muito melhor do que a do observatório de Capricórnio (6, Fig. 4), que já conta com público expressivo, mas que parece se dedicar exclusivamente ao público leigo. Entre um e outro, com certeza o PAA oferece melhores condições de observação.

Fig. 3 Mapa do entorno do PAA (marcado na figura) superposto à distribuição de fluxo de iluminação artificial média (regiões em vermelho e amarelo são de predomínio de poluição luminosa, a área em vermelho acima é a cidade de Amparo). Esse mapa confirma a localização privilegiada do PAA.

Fig. 4 Mapa com a posição do Observatório do Capricórnio (6). Em termos de iluminação artificial, a região do Capricórnio tem três vezes mais luz do que a do PAA. Além disso, a presença da região metropolitana de Campinas prejudica ainda mais a posição desse sítio, criando um "sky glow" prejudicial à observação próximo ao horizonte.

Assim, o PAA tem qualificativos para ser um ​grande ​centro​,​ que reúna públicos com diversos graus de maturidade e interesse em astronomia, o que é importante para ​prover a disseminação de uma cultura de interesse, que não fique apenas sob a tutela de alguns poucos​,​ mas que cresça e se alimente da democracia dos "muitos saberes" que apenas o coletivo poderá propiciar.

Referências e notas

1 - Acesso em janeiro de 2016.

2 - A questão dos nomes astronomia, astrofilia e o significado da astronomia amadora. 

3 - http://www.sphaeraplanetaria.com.br/ (acesso em janeiro de 2016)

4 - http://www.poloastronomicoamparo.com.br/#!observat-rio-astron-mico/t9a4e (acesso em janeiro de 2016). 

5 - Ferramenta online: http://www.lightpollutionmap.info/ (Acesso em janeiro de 2016)
6 - Ver http://observatorio.campinas.sp.gov.br/

Cometas em 2016: C/2013 X1 (Panstarrs)

Cometa PanSTARRS (C/2013 X1) como visto desde Bologna, Itália,
em 12 de Dezembro de 2015. Imagem por Adriano Valvasori.

A observação do cometa Catalina (C/2013 US10) na parte sudeste da América do Sul foi bastante prejudicada pelo período de chuvas de final de ano (em 2015). Isso mostra que observação favorável de cometas nessa parte do planeta Terra deve também contemplar o período ideal de observação, que coincide com os meses secos do ano. Tal é o caso do cometa C/2013 X1 que poderá ser visto em meados de 2016.

Segundo S. Osada (1) esse cometa foi descoberto em Dezembro de 2013 pelo programa Pan-STARRS (2) usando um telescópio no Havaí. Na ocasião o objeto foi fotografado com uma coma minúscula com magnitude 20.0. Pelos elementos orbitais desse cometa (ver 1) sabemos que a excentricidade de sua órbita é aproximadamente unitária, ou seja parabólica. Portanto, seu periélio - que ocorrerá no dia 2 de Abril de 2016 - fará do evento algo único.

Provavelmente, esse cometa poderá ser visto sem o uso de instrumentos, nos meses não chuvosos da América do Sul e o que é melhor, em condições de posição que favorecem o hemisfério sul.

Onde e quando encontrar o C/2013 X1.

A trajetória aparente, em um período de oito meses, desde 15 de Janeiro de 2016, pode ser vista nas Figs. 1 e 2 abaixo. O movimento do cometa é bastante rápido depois de junho de 2016, que corresponde ao período de máxima aproximação da Terra. Escrevendo desde janeiro de 2016, esse objeto pode ser localizado na constelação de Pegasus, com magnitude ~9.0 (Fig. 1). 

Fig. 1 Mapa da posição de C/2013 X1 desde janeiro a junho de 2016.

Fig. 2  Mapa da posição de C/2013 X1 desde junho a agosto de 2016.

Existem várias possibilidades de curva de brilho previstas para o período de melhor aproximação que corresponde ao final de junho de 2016. Em particular, algumas preveem magnitude abaixo de 6.0 para esse período (de novo, conforme gráfico de curva de luz predita em 1) com uma configuração bastante favorável, pois o brilho será maior por conta da proximidade com a Terra (em torno de 0.65 UA ou ~ 100 milhões de quilômetros).  

A observação poderá ser algo prejudicada alguns dias antes e depois da lua cheia, que ocorrerá em 20 de junho. Porém, acreditamos que o período que antecede o 15 de junho (o quarto crescente é em 12 de junho), poderá ser particularmente favorável. Por exemplo, no dia 10 ele está próximo da estrela Eta Piscis Austrinis como mostra a fig 4 que traz um mapa por volta das 4:30 da manhã como visto desde Campinas/SP (Latitude -22 graus sul). Oportunidades para belas poses fotográficas não faltarão. Por exemplo, no dia 4 de junho de 2016 o cometa passa próximo da nebulosa da Hélice (NGC 7293).

De novo, alguns dias antes do dia 20 de junho até aproximadamente 25 de junho, poderá a lua prejudicar a observação a vista desarmada, embora, pelo fato de seu brilho estar abaixo de 6.0, será sempre possível usar um binóculo. Na fig 3 mostramos um mapa de simulação Stellarium para a posição desse cometa no dia 15 de junho de 2016, próximo à constelação de Microscopium. Nesse dia, o cometa poderá ser visto em boa posição durante toda a madrugada (do dia 15). O C/2013 X1 será praticamente um objeto circumpolar, facilitando sua observação no hemisfério sul. 

Fig. 3 Posição do cometa C/2013 X1 no dia 15 de junho de 2016, por volta das 2:00 como visto desde Campinas/Brasil. O ângulo de elevação desse objeto em relação ao horizonte na data é de 60 graus, favorecendo sua observação.

Fig. 4 Posição do cometa C/2013 X1 no dia 10 de junho de 2016, por volta das 4:30 como visto desde Campinas/Brasil.

Em suma, a observação do cometa C/2013 X1 será mais favorável nas duas primeiras semanas de junho de 2016.

Depois disso, seu brilho diminui de forma marcante, podendo ser observado com binóculos ou telescópios até o começo de agosto (mag. ~9.0). Por meio de telescópios, o cometa poderá ser fotografado até meados de novembro de 2016, porém seu brilho reduz drasticamente depois disso. Ainda assim, ele continuará em posição favorável para observadores do hemisfério sul.

Além do Stellarium, efemérides desse objeto poderão ser criadas por meio do recurso disponível na referência (3).

Referências

1 - http://www.aerith.net/comet/catalog/2013X1/2013X1.html

2 - http://pan-starrs.ifa.hawaii.edu/public/

3 - https://in-the-sky.org/ephemeris.php

Ocultações como método de medida celeste.

Registro de uma ocultação de Saturno pela Lua em 2 de março de 2007 por Dave Smith (fonte: http://astrosnaps.co.uk/). O tempo de ocultação do disco do objeto pode ser usado para se determinar o diâmetro aparente e "real" conhecendo-se sua distância.  

Ocultações lunares sempre foram ocasiões importantes de medida em astronomia. Isso porque a velocidade da lua no céu é conhecida e, a partir dessa velocidade, é possível usar a lua como uma espécie de "paquímetro cósmico" e medir tamanhos de objetos ocultados. O objetivo esse post é mostrar de forma aproximada como isso pode ser feito. Para isso usamos de geometria, uma disciplina muito antiga, irmã da matemática. 

Qual é a ordem de grandeza desse "paquímetro cósmico"? O tempo de revolução lunar (período de revolução da lua) em torno da Terra deve descontar o movimento do par "Terra-Lua" em torno do próprio sol. Portanto, para se ter um valor mais correto para a velocidade angular da lua, devemos determinar essa velocidade em relação ao fundo do céu e usar o chamado "mês lunar sideral", que é de aproximadamente 27.322 dias e não o mês sinódico (1). Uma vez que uma dada posição no terminador lunar varre 360 graus, então a velocidade angular aparente média da lua (vL, ver Fig. 1) em torno da Terra é

vL=360*60*60/(27.322*24*60*60)=360/(27.322*24)=0.549"/s (segundos de arco por segundo)

que é igual a 0.549 graus por hora ou minutos de arco por minuto. Portanto, em um minuto (=60 s), a lua cobre aproximadamente 32.94 segundos de arco no céu.  Isso significa que, se tivermos como medir com precisão o tempo, podemos usar o período da ocultação, que chamamos aqui Δt (início da imersão no limbo até desaparecimento completo), como uma medida de extensão. Com o conhecimento da distância do objeto, é possível saber seu tamanho. Do contrário, conhecendo sua dimensão, pelo tempo de ocultação determinamos sua distância. 

Por exemplo: Sabemos que o diâmetro equatorial de Júpiter (Dia_jupiter) é da ordem de 139 820 km. Ele foi ocultado pela lua, e o tempo Δt de desaparecimento do disco de Júpiter foi de 1 minuto e 7 segundos ou ~67 segundos. Qual a distância de Júpiter da Terra?

No cálculo da resposta, desprezamos o movimento de translação da Terra, o movimento próprio de Júpiter durante seu desaparecimento, assim como diferenças de posição geométrica (parte do terminador lunar onde ocorreu a ocultação) e admitimos que ela se deu ao longo do "equador" lunar. Uma regra de três simples, permite obter sua distância D,

(Dia_jupiter)/D= (67s/60s)*32.94"=36,783"=1.78328E-4 rad.

O resultado final deve ser escrito em radianos para se obter uma relação direta com a proporção de distâncias (Fig. 1). Invertendo-se a equação encontramos D = 139820km/1.78328E-4=7.84E8 km ou aproximadamente 784 milhões de quilômetros. Veja o papel importante da velocidade vL na equação acima. Ela é a constante que resulta no diâmetro aparente de Júpiter (36.78") para se obter a razão das distâncias em radianos.  Esse diâmetro também poderia ser obtido por um micrômetro filar mas, mais recentemente,  o registro de imagens tornou a astronometria uma ciência mais precisa.

Geometria do fenômeno da 
ocultação lunar.

Aplicação às estrelas.

Sem dúvida, o método da ocultação lunar permite determinar diâmetros ou distâncias. O mais natural é que sirva, no sistema solar, para se inferir o diâmetro de objetos já que suas distâncias são calculadas a partir da dinâmica de movimento (3a lei de Kepler). Mas, poderiam as ocultações serem usadas para se medir estrelas?

Para saber isso, basta calcular o tempo de ocultação de uma estrela, digamos, a 10 anos-luz de distância da Terra (que está praticamente na vizinhança do Sol) admitindo novamente que se trata de uma ocultação no "equador lunar" (ou seja, não é "rasante"). Esse tempo de ocultação deve ser comparado ao período de amostragem do medidor - no caso, representamos como o tempo de tomada de cada pose, ou tempo de exposição da uma câmera. Esse cálculo é importante porque vai mostrar que não basta ter um método, é preciso haver resolução suficiente para sua medida.

Imaginemos uma estrela com o diâmetro igual ao do Sol, ou dia_sol = 1 394 000 km. Agora, 1 ano-luz é igual a 9.461E12 km. Portanto, o diâmetro aparente da estrela será de

dia_sol/D = 1394000km/9.461E13km = 1.4734E-8 rad. 

Ora, o ângulo resultante da razão entre as distâncias corresponde a um diâmetro aparente de 5.3E-5". Para saber o tempo de ocultação do disco da estrela, dividimos pela velocidade aparente da lua:

Δt=5.3E-5"/0.549"/s ~ 1.E-4 s

que é aproximadamente igual a 1/10000 segundos! (um valor mais preciso é 9.66E-5 s). Para se determinar o tempo de ocultação com razoável precisão, uma câmera com resolução temporal dez vezes maior é recomendada. Portanto, para se medir tal diâmetro de estrela, uma câmera com 100 mil quadros por segundo seria necessária. Existem câmeras especialmente desenhadas e construídas - para fins de pesquisa - com essa "frame rate" ou até mais (2), porém, nenhuma câmera comercial está disponível com tal característica. 

Portanto, nenhum amador, munido das melhores câmeras existentes, conseguirá presentemente medir o diâmetro de uma estrela próxima com base no método da ocultação. Ainda que a estrela estivesse 10 vezes mais próxima (a 1 ano-luz, por exemplo) ou fosse 10 x maior que o Sol, ainda assim seria impossível resolver seu diâmetro por esse método.  E a situação é ainda pior para a imensa maioria das estrelas que estão a centenas de milhares de anos-luz de distância da Terra...

Referências

(1) http://www.sumanasinc.com/webcontent/animations/content/sidereal.html

(2) Ver: https://www.youtube.com/watch?v=snSIRJ2brEk