Olhando para o céu: Sistema astronômico de magnitudes - Parte 2

Como vimos no capítulo anterior, a divisão de magnitude utilizada até a segunda metade do século 19 havia sido criada por Hiparco há mais de 2 mil anos e fora desenvolvida a partir de observações feitas através da vista desarmada. Vimos também que o olho humano responde de forma não linear aos impulsos luminosos. Para a criação de uma escala científica de magnitudes seria necessário criar um modelo muito mais complexo e que levasse em conta essa característica de não linearidade do aparelho ótico humano.

Em 1850, dois cientistas alemães, Gustav Theodor Fechner e Erns Heinrich Weber, que estudavam a resposta sensorial humana a estímulos externos, constataram que a resposta visual do aparelho ótico de fato não era linear e sim proporcional ao logaritmo da potência luminosa. Essa descoberta ficou conhecida como Princípio de Fechner-Weber e seria a base teórica da nova escala.

Seis anos mais tarde, ancorado no trabalho de Fechner-Weber, o astrônomo inglês Norman Pogson criou um modelo matemático muito preciso para medições de brilhos estelares. De forma engenhosa, Pogson preservou completamente o sistema qualitativo de Hiparco, usado até então, e aplicou a ele seu novo modelo matemático, quantitativo e mensurável. Para ajudar em seu trabalho, Pogson fez uso de um fotômetro, que ainda era uma novidade naquela época, e comparou o brilho de estrelas de 1ª magnitude com estrelas de 6ª magnitude. Após diversas medições Pogson confirmou as observações de Herschel, onde a diferença de brilho entre a 1ª e 6ª magnitudes (cinco magnitudes) era de 100 vezes.

Pogson definiu então sua escala de magnitudes onde uma diferença de 5 pontos corresponderia a uma variação de 100 vezes na intensidade do brilho de um objeto. A escala de Pogson tinha também o mérito de ser logarítmica, validando a base teórica de Fechner-Weber.
Pogson definiu assim seu trabalho:

Uma vez criada a escala de magnitudes os astrônomos passaram a medir o brilho de diversas estrelas e algumas delas foram usadas como referências de brilho. Dessa forma, a estrela Vega, na constelação de Lira, passou a representar o valor zero na escala. Como a escala era inversa, estrelas e objetos mais brilhantes que Vega teriam números negativos e estrelas mais fracas teriam magnitudes maiores. Pela escala de Pogson, Sirius, a estrela mais brilhante do céu tem magnitude -1.4. Vênus, durante sua fase de maior brilho, -5, enquanto a magnitude da Lua cheia é de -13. O Sol tem magnitude de -27 e o limite da visão humana é de 6.0.

A não ser para fazer comparações a grosso modo, atualmente magnitude é medida através de fotômetros ultra sensíveis, que permitem estimar brilhos com precisão de várias casas decimais.

Na prática
Como na escala de Pogson uma diferença de 5 magnitudes é igual a 100 vezes, 1 magnitude é igual a 2.512 vezes. Assim, 2.512 x 2.512 x 2.512 x 2.512 x 2.512 x = 100.

Desta forma podemos estimar facilmente as diferenças entre magnitudes. Por exemplo: quantas vezes a estrela Epsilon, a Intrometida da constelação do Cruzeiro do Sul, é mais brilhante que o planeta Urano?

Epsilon: Magnitude de 3.6
Urano: Magnitude de 5.6
Diferença de 2 magnitudes = 2.512 x 2.512 = 6.3 vezes mais brilhante.

Outro exemplo: Qual a diferença entre a estrela Vega e o planeta Vênus:

Vega: Magnitude zero
Vênus: Magnitude de -5
Diferença de 5 magnitudes = 2.512 x 2.512 x 2.512 x 2.512 x 2.512 = 100 (Vênus é 100x mais brilhante).

Chegamos então, ao fim deste pequeno tutorial. Agora que você aprendeu bastante sobre o sistema de magnitudes, não ficou bem mais fácil entender o céu?

Olhando para o céu: Sistema astronômico de magnitudes

Muitas vezes, inclusive aqui mesmo no Apolo11, você já se deparou com números sobre a magnitude de estrelas, planetas, asteróides e outros objetos celestes. Já deve ter lido e ouvido diversas vezes frases como "o brilho aparente do cometa é da ordem de -2, o que permitirá vê-lo a olho nu". Se você não sabe o que significam esses valores, vamos tentar ajudá-lo.

Dividido em duas partes, o artigo a seguir explica o que é o sistema de magnitudes usado pelos astrônomos há mais de dois mil anos, como surgiu e como foi modificado para medir estrelas completamente invisíveis a olho nu. Estão preparados? Então vamos aprender!

Para medir o brilho aparente dos planetas, estrelas e outros corpos celestes, os astrônomos usam um sistema chamado de magnitude visual. Nesta escala, quanto maior o brilho do objeto, menor a sua magnitude.

Não é difícil perceber que quando olhamos o céu estrelado, cada pontinho parece brilhar de forma diferente, com intensidades diferentes. Algumas estrelas têm brilho muito intenso enquanto outras são tão pálidas que mal conseguimos ver.

Os antigos observadores da Grécia antiga também perceberam essa diferença e foi nessa época que o sistema de magnitudes começou a se originar. Em 129 a.C., Hiparco, um dos mais respeitados astrônomos de sua época, finalizou seu catálogo de estrelas, com nada menos que 850 delas devidamente descritas e classificadas levando em conta seu brilho. Nem é preciso dizer a importância que o catálogo de Hiparco teve. Seu trabalho é considerado a primeira tentativa de catalogar estrelas de acordo com seu aparente brilho.

Para fazer seu catálogo, Hiparco utilizou somente a vista desarmada, já que o primeiro instrumento só iria aparecer mais de 1500 anos depois. Com grande acuidade visual, o grego agrupou as 850 estrelas do catálogo em seis divisões diferentes, que chamou de grandezas.

O sistema de Hiparco classificava as 20 estrelas mais brilhantes do céu como sendo de 1ª Grandeza. Essas estrelas seriam as primeiras a surgir depois do pôr-do-Sol. O segundo grupo era formado por estrelas de 2ª Grandeza, um pouco menos brilhantes que as do primeiro grupo. Na seqüência vinha o grupo das estrelas de 3ª Grandeza, mais fracas ainda que o grupo anterior e assim sucessivamente até chegar àquelas extremamente débeis, no limite da visão humana, as de 6ª Grandeza.

Hoje em dia não se utiliza mais a expressão grandeza, que foi substituída por magnitude. Na época de Hiparco, provavelmente o brilho das estrelas estaria associado ao seu tamanho, ou seja, quanto maior o brilho, maior o tamanho da estrela. Hoje em dia sabemos que isso não é verdade.

Trezentos anos se passaram até o ano de 140 da era moderna, quando outro grego, chamado Cláudio Ptolomeu, lançou sua principal obra, o Almagesto. Nesta obra Ptolomeu compilou todo o conhecimento astronômico que o Homem tinha até então, e de quebra ampliou para 1022 o número de estrelas já contabilizado por Hiparco. Em seu catálogo ampliado, Ptolomeu utilizou o mesmo sistema de magnitudes.

O Almagesto teve tanta importância que durante mais de 1400 anos foi a principal referência para o estudo da astronomia, o que ajudou a difundir ainda mais o uso do sistema de magnitudes idealizado por Hiparco. O Almagesto só perdeu sua importância depois que Kepler forneceu as bases consolidaram por definitivo a teoria heliocêntrica formulada por Copérnico.

Começando a complicar
Por volta de 1610 o físico italiano Galileu Galilei apontou pela primeira vez uma luneta para o céu, e logo percebeu a necessidade de expandir o sistema de magnitudes, já que milhares de estrelas antes invisíveis, passaram a ser observadas. Galileu sugeriu que as novas estrelas, visíveis através de instrumentos, fossem classificadas como de 7ª magnitude.

Duzentos anos mais tarde, o músico e astrônomo alemão Frederick William Herschel realizou uma série de estudos onde comparava o brilho das estrelas e publicou suas observações em diversos catálogos. Como resultado, Herschel fez uma importante descoberta ao constatar que uma estrela de 1ª magnitude possuía um brilho aproximadamente 100 vezes maior que uma estrela de 6ª magnitude.

Conforme os telescópios iam se aprimorando, mais e mais estrelas, antes invisíveis, começaram a despontar à frente dos olhos dos astrônomos, fazendo com que mais classes de estrelas fossem adicionadas ao sistema de magnitudes. Por ser a escala imprecisa e subjetiva, conclui-se, no início do século 19, que era urgente definir de uma vez por todas uma nova maneira de medir as magnitudes, de maneira não subjetiva e com grande precisão.

Na metade do século 19, diversas experiências estavam sendo feitas para entender melhor como o olho humano percebia as diferentes variações de luminosidade. Uma dessas experiências colocava duas lâmpadas, uma com o dobro da potência da outra, a 100 metros de distância. Mesmo com o dobro da potência, a segunda lâmpada não parecia brilhar com o dobro da intensidade. Descobriu-se mais tarde que ssso se deve ao fato de que o olho humano não percebe as diferenças de brilho de maneira linear. Duas vezes mais intensidade não vai parecer duas vezes mais brilhante.

Fotos: No topo, concepção artística de Hiparco, que no ano de 129 A.C, criou o catálogo de estrelas baseado no brilho aparente. Na seqüência, Ptolomeu, que 300 depois ampliou o catálogo de Hiparco e criou o Almagesto, um tratado de astronomia que prevaleceu por 1400 anos. Acima, Frederick William Herschel, que além de estudar o brilho das estrelas, descobriu o planeta Urano em 13 de março de 1781.

No próximo capítulo vamos explicar como a escala atual foi criada, além de mostrar uma interessante e útil tabela de magnitudes que poderá ser usada como referências para suas observações do céu!

Conheça o "Calendário Solar" e o "Calendário Lunar"!

Data	Sol		Lua
Dia/Mês/Ano	Nascer	Poente	Nascer	Poente	Aparência e Fase
11/03/2010	06h06 Az: 94°	18h26 Az: 266°	02h24 Az: 112°	15h54 Az: 251°	Minguante
12/03/2010	06h07 Az: 94°	18h25 Az: 266°	03h16 Az: 107°	16h28 Az: 257°	Minguante
HOJE	06h07 Az: 94°	18h24 Az: 267°	04h07 Az: 102°	17h01 Az: 262°	Lua Nova
14/03/2010	06h08 Az: 93°	18h23 Az: 267°	04h58 Az: 96°	17h32 Az: 267°	Lua Nova
15/03/2010	06h08 Az: 93°	18h22 Az: 268°	05h48 Az: 90°	18h03 Az: 273°	Lua Nova
16/03/2010	06h08 Az: 92°	18h21 Az: 268°	06h38 Az: 84°	18h35 Az: 279°	Lua Nova
17/03/2010	06h09 Az: 92°	18h20 Az: 269°	07h31 Az: 79°	19h10 Az: 284°	Crescente
18/03/2010	06h09 Az: 91°	18h19 Az: 269°	08h24 Az: 74°	19h47 Az: 289°	Crescente
19/03/2010	06h10 Az: 91°	18h18 Az: 269°	09h21 Az: 70°	20h28 Az: 294°	Crescente
20/03/2010	06h10 Az: 91°	18h17 Az: 270°	10h19 Az: 67°	21h15 Az: 296°	Quarto Crescente
21/03/2010	06h10 Az: 90°	18h16 Az: 270°	11h19 Az: 65°	22h08 Az: 298°	Quarto Crescente
22/03/2010	06h11 Az: 90°	18h15 Az: 271°	12h17 Az: 65°	23h06 Az: 298°	Quarto Crescente
23/03/2010	06h11 Az: 89°	18h14 Az: 271°	13h14 Az: 67°	---- ----	Quarto Crescente
24/03/2010	06h12 Az: 89°	18h13 Az: 272°	14h06 Az: 67°	00h09 Az: 298°	Crescente Giboso
25/03/2010	06h12 Az: 88°	18h12 Az: 272°	14h54 Az: 71°	01h14 Az: 293°	Crescente Giboso
26/03/2010	06h12 Az: 88°	18h11 Az: 272°	15h39 Az: 77°	02h19 Az: 287°	Crescente Giboso
27/03/2010	06h13 Az: 88°	18h10 Az: 273°	16h20 Az: 84°	03h25 Az: 280°	Crescente Giboso
28/03/2010	06h13 Az: 87°	18h09 Az: 273°	17h00 Az: 91°	04h28 Az: 273°	Lua Cheia
O calendário solar e calendário Lunar mostram os horários do nascer e pôr-do-Sol e da Lua para qualquer cidade brasileira. A expressão "Lua Cheia Grande" se refere à aparência da Lua quando nasce cheia próxima ao horário do pôr-do-Sol. Nestas ocasiões poderá aparentar tons amarelos ou avermelhados devido à maior absorção de luz solar pela atmosfera, que deixa passar apenas os comprimentos de onda próximos ao laranja. Essa coloraração pode ser ainda mais amplificada por grandes quantidades de partículas que estejam em suspensão (fumaça, incêndios, erupções vulcânicas), que absorvem as diversas cores do espectro, exceto os tons amarelos ou avermelhados. Os números representados pelas iniciais "AZ", abaixo do horário, representam o azimute do nascente ou poente, expresso em graus. Esse valor é contado a partir do Norte Geográfico e indicam a posição do astro no momento da efeméride.

Curiosidades: Conheçam as partes que compõe o "telescópio"

No entanto, ao contrário do que se pensa, o parâmetro mais importante de um telescópio é a sua abertura, que como foi explicado anteriormente se refere ao diâmetro da objetiva no caso dos refratores, ou do espelho primário no caso dos refletores. O diâmetro da objetiva ou do espelho principal tem papel decisivo na performance do telescópio, uma vez que quanto maior for seu diâmetro mais luz será captada e melhor será a definição da imagem do objeto focalizado. Ou seja: quanto maior a abertura, mais luz será captada e melhor será a imagem observada.


Ampliação
Muitos fabricantes juram de pés juntos que seus telescópios são capazes de ampliar 600 vezes ou mais e alardeiam sem nenhum constrangimento que isso é conseguido com uma objetiva de 60 milímetros.

Em teoria, qualquer telescópio pode ampliar infinitamente, apenas diminuindo o tamanho da ocular (aquele segundo jogo de lentes onde colocamos nossos olhos para ver o céu). Acontece que quanto mais ampliamos a imagem de um planeta ou objeto, mais escura ela ficará. Se apontarmos um telescópio de 60 milímetros para Júpiter (o maior planeta do sistema solar) e aplicarmos a ele 600 vezes de aumento, a imagem vista no visor (ocular) será a de uma bolota completamente irreconhecível, sem foco e sem definição, que em nada se parecerá com o gigante gasoso.

Como dissemos, existe uma regra bem simples para se determinar a maior ampliação possível de um telescópio: Multiplique por dois a abertura em milímetros. No caso de um equipamento de 60 milímetros o máximo aumento permitido será de 120 vezes. Naturalmente, essa regra pode variar de acordo com a qualidade ótica das lentes e muitos observadores experientes nem usam toda a capacidade de ampliação do instrumento. Com 50 vezes de aumento já é possível ver os anéis de Saturno, as faixas de Júpiter e suas quatro luas principais.


Turbulência
Por melhor que seja um telescópio e seu conjunto de lentes, existe um problema muito sério que afeta a observação do céu e que você vai perceber logo nas primeiras sessões: a atmosfera da Terra limita espetacularmente a visualização. Toda a luz que vem das estrelas e planetas passa através de uma densa camada de ar antes de chegar ao telescópio, o que distorce a imagem que vemos deles. Esse efeito é chamado de "seeing" e se torna mais intenso e incômodo quanto maior for a abertura do telescópio. O seeing afeta principalmente a observação dos planetas e da Lua e quanto maior a ampliação usada, mais os efeitos da turbulência da atmosfera serão perceptíveis.

Numa noite normal e com pouca turbulência, o seeing limitará o limite de ampliação e dificilmente você conseguirá aplicar mais de 250x de aumento. Isso faz com que telescópios de 8 e 10 polegadas (200 mm e 250 mm) não possam ser utilizados em sua plenitude, apesar de permitirem aumentos de 400x e 500x respectivamente. Para que possam ser usados com aumentos maiores normalmente são levados para o alto das montanhas, onde os efeitos da atmosfera são menores.

Tripés e montagens
Como se sabe, a Terra completa uma revolução a cada 24 horas o que faz com que os planetas e estrelas se movam no céu. Naturalmente, esse movimento é apenas aparente, mas cria um problema para o observador. Se olharmos para qualquer planeta sem o uso de instrumentos, ele aparentará estar na mesma posição do céu por muitos minutos. Mas se olharmos através de um telescópio o movimento da Terra será perfeitamente perceptível e em poucos segundos nosso planeta atravessará todo o campo de visão da ocular e sumirá, nos obrigando a corrigir o apontamento do instrumento a cada instante. Quanto maior o aumento, mais rápido o objeto cruza a ocular e em alguns casos nem dá tempo de fazer as observações!

Para facilitar o rastreio do objeto no céu, os telescópios são vendidos junto a uma montagem, disponível em dois tipos básicos: a montagem altazimutal ou "altaz" e a montagem equatorial.

Na montagem altazimutal o telescópio se movimenta sobre dois eixos, que permitem apontar o instrumento para cima e para baixo ou para os lados. A montagem equatorial, por sua vez, é alinhada com o eixo de rotação da Terra e quando corretamente calibrada permite seguir o objeto com o movimento de apenas um dos eixos.


Montagem Altazimual
A montagem altazimutal é preferida quando o telescópio é usado para observações terrestres, uma vez que permite apontar facilmente o instrumento para qualquer um dos lados, facilitando seguir pessoas, barcos, animais, etc. Quando acoplada a um telescópio refrator torna-se um excelente equipamento para observação de paisagens distantes.

A montagem Dobsoniana é uma variação da montagem altazimutal e faz grande sucesso entre os fabricantes amadores de telescópios (ATMs), pois suporta facilmente grandes instrumentos com mais de 250 milímetros de abertura. Neste tipo de montagem o astrônomo segue o planeta ou objeto guiando o tubo do telescópio, que fica preso à montagem, que desliza em qualquer direção.


Montagem Equatorial
As montagens equatoriais são as mais utilizadas pelos astrônomos e sua principal vantagem está em poder rastrear os objetos no céu. Antes de ser usada ela deve ser alinhada com o eixo celeste e uma vez calibrada permite que o objeto seja seguido com apenas um movimento de eixo, mantendo-o constante no centro da ocular. Devido a essa característica, muitas montagens equatoriais permitem o acoplamento de um motor elétrico que mantém o eixo girando na mesma velocidade da Terra. Assim, o objeto seguido permanecerá sempre fixo no campo de visão, automaticamente.

Por permitir o rastreio do objeto, a montagem equatorial é a mais utilizada pelos astrofotógrafos, que necessitam de longos períodos de exposição dos objetos, que precisam se manter imóveis durante a foto.


Tremidas
De nada adianta você ter um belo telescópio e uma excelente montagem se esta não estiver firmemente apoiada. Se o apoio não for estável você praticamente não conseguirá manter o objeto imóvel e até mesmo pequenos sopros de brisa leve farão todo o Sistema Solar sacudir frente aos seus olhos!


Telescópio Refrator
Esse tipo de telescópio é composto de um tubo longo, onde na extremidade principal está montado um conjunto de lentes, chamado objetiva. Como dito, esse tubo tem aproximadamente 1 metro de comprimento por 100 milímetros de diâmetro, e se mantém apoiado sobre uma das montagens descritas acima. Os modernos telescópios refratores produzem excelentes imagens que possibilitam cenas mais nítidas e contrastadas e são os preferidos pelos astrônomos para observações da Lua e dos planetas. Os refratores também sofrem menos os efeitos atmosféricos que atingem os refletores, como por exemplo, a condensação do ar no interior do instrumento. Eles também exigem menos manutenção que os refletores.



Mas nem tudo são flores e toda essa qualidade tem seu preço, tornando os telescópios refratores muito mais caros que os refletores se considerarmos a mesma abertura.

Refratores de grande porte podem custar vários milhares de dólares e mesmo assim ainda serão considerados de pequeno porte. Grandes objetos como constelações e galáxias se tornam difíceis de serem observados, uma vez que a grande distância focal do instrumento restringe o campo de visão celeste. Além disso, o tubo alongado desse tipo de instrumento exige uma montagem extremamente rígida, caso contrário as observações poderão ser tremidas, como explicado acima.


Telescópio Refletor
Ao contrário do modelo refrator, os refletores usam um espelho ao invés de lente como elemento principal. O modelo mais comum é o popularmente conhecido "Newtoniano" que utiliza um espelho côncavo montado no fundo do tubo do telescópio. Outro espelho, chamado "secundário" direciona a luz captada pelo espelho principal em direção à ocular. Esses modelos permitem grandes aberturas e quando bem construídos produzem excelentes imagens.



Grandes telescópios refletores apoiados sobre montagens dobsonianas são muito populares entre os observadores. Modelos entre 114 mm e 200 mm são bastante comuns, tanto em montagens equatoriais como dobsonianas e são uma das melhores opções de escolha para os iniciantes.


Manutenção
Diferente dos telescópios refratores, os newtonianos requerem manutenção eventual em seu conjunto de espelhos e visam um alinhamento do eixo ótico. Esse processo se chama colimação e leva alguns minutos para ser concluído e normalmente está descrito nos manuais que acompanham os instrumentos. Telescópios de boa procedência permanecem muito tempo sem precisar de colimação, mas vez por outra o alinhamento deve ser checado.

O tubo dos telescópios refletores é normalmente aberto, deixando o espelho principal exposto ao ar e umidade. Como recomendação proteja sempre o telescópio com um saco plástico quando não estiver em uso, pois a poeira poderá se acumular na superfície do espelho, que precisará ser limpo com cuidado.