Nota dos autores capítulo 1 conceitos fundamentais e sistemas de coordenadas



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Tabela do Anuário Astronômico do ON com valores de refração média para diferentes distâncias zenitais


Na Figura I.4.11, a coluna da esquerda são dados valores de distância zenital, na do meio o valor correspondente de Rm e na da direita a diferença em Rm para um intervalo de 10’ em torno do valor de z dado.



Figura I.4.11 – Tabela do Anuário Astronômico do ON com valores de refração média para diferentes distâncias zenitais.

Note que além de variar com a freqüência da luz e com a altura, a refração também depende da densidade do ar (variando, portanto com a altitude do observador) e das condições atmosféricas, como a temperatura e a pressão. Em geral, a refração média é aquela esperada em condições padrão, em que estas variáveis termodinâmicas têm valores específicos.

Fatores de correção a serem aplicados à refração Rm também são tabelados no Anuário Astronômico do ON. 

Tabela do Anuário Astronômico do ON com os fatores de correção de Rm para T e P


Na Figura I.4.12, a coluna à esquerda temos listados os valores de temperatura (t) e na primeira linha no alto valores da pressão (em mm de Hg). O miolo da tabela contém os valores dos fatores de correção a serem multiplicados por Rm.



Figura I.4.12 – Tabela do Anuário Astronômico do ON com os fatores de correção de Rm para T e P.
Paralaxe e unidades de distância em Astronomia

Dentro do Sistema Solar, podemos usar o raio (ou o diâmetro) da Terra para medir paralaxes horizontais, tal como descrito pela figura I.4.13: a distância a um planeta, por exemplo, pode ser medida observando-o de pontos diametralmente opostos da superfície da Terra e medindo-se o deslocamento angular do planeta com relação às estrelas ao fundo. À metade deste deslocamento angular, conforme indicado na figura, chamamos de paralaxe. O paralaxe é comumente representado pela letra grega Quanto maior o valor de , menor é a distância ao planeta.





Figura I.4.13 – Efeito de paralaxe geocêntrico ou horizontal: um planeta parece se deslocar com relação ao fundo de estrelas quando visado de pontos diametralmente opostos na superfície da Terra.

Na verdade, há outros tipos de paralaxe, além do paralaxe geocêntrico ou horizontal definido acima. Podemos definir, por exemplo, o paralaxe heliocêntrico, que faz uso da visada de dois pontos opostos ao longo da órbita da Terra em torno do Sol. A figura I.4.14 mostra a situação, que é geometricamente muito semelhante à da figura anterior; o que muda é a linha de base usada para medir o ângulo paralático.





Figura I.4.14 – Paralaxe heliocêntrico: os pontos de visada agora se situam em extremos opostos da órbita terrestre.

A distância média da Terra ao Sol é chamada de unidade astronômica (UA). Em termos de quilômetros temos: 1 UA = 1,5 x 108 km. Esta distância é muito maior do que o raio da Terra, o que faz com que, para um determinado objeto cuja distância se deseja medir, o paralaxe heliocêntrico seja sempre maior do que o geocêntrico. Em termos mais técnicos e com base nas definições já apresentadas, podemos dizer que fixada uma distância,será tanto maior quanto maior for a linha de base usada para medi-lo. E, mantida a linha de base, o paralaxe decresce com a distância ao objeto.

Uma unidade de distância bem maior do que a unidade astronômica, o parsec (pc), é definida como a distância à qual um segmento de reta de 1 UA (o sistema Terra-Sol, por exemplo) cobre um ângulo de 1” no céu. Novamente podemos exprimir o parsec usando unidades mais mundanas: 1 pc = 3,086x1013 km. Note que a definição do parsec está intimamente ligada ao conceito de paralaxe heliocêntrico, pois 1 pc na verdade é a distância à qual está um objeto cujo paralaxe heliocêntrico é= 1”. O próprio nome parsec representa abreviação das palavras paralaxe e segundo. A partir do parsec podem-se definir unidades ainda maiores de distância, como o kiloparsec (1 kpc = 103 pc) ou o megaparsec (1 Mpc = 106 pc). Estas são também usadas em Astronomia, principalmente em Astronomia Galáctica e Extragaláctica. O ano-luz (AL), a distância percorrida pela luz em um ano, às vezes é usada, principalmente em divulgação astronômica. Mas raramente se vê distâncias expressas em anos-luz em trabalhos profissionais da área. 1 AL = 9,46x1012 km ~ 1/3 parsec.

Na figura I.4.15 vemos representado o efeito de paralaxe heliocêntrico. Analogamente ao paralaxe horizontal, o paralaxe heliocêntrico é o deslocamento angular de uma estrela com relação às outras ao fundo, quando a posição desta é anotada de dois pontos da órbita da Terra diametralmente opostos.





Figura I.4.15 – Representação do paralaxe de uma estrela (E) em função da distância Terra–Sol (1 UA) e da distância à estrela.

Representando novamente o paralaxe heliocêntrico por , vemos que existe uma expressão bem simples relacionando-o com a distância à estrela.

tan() = 1

Como para ângulos pequenos (<< 1 rad) a tangente é numericamente igual ao próprio ângulo expresso em radianos, temos que:

tan((rad) = 1 .

Como antecipado, a definição de paralaxe dada acima usa como linha de base o diâmetro da órbita da Terra em torno do Sol. Se usarmos a definição de parsec, a expressão acima se simplifica ainda mais:

p (seg. arco) = (pc)

Vale notar que o valor de  acima representa o deslocamento da estrela quando observada em dois dias do ano separados por 6 meses. De um dia para o outro o deslocamento na posição de um astro devido ao movimento orbital da Terra é muito menor. Na verdade, como esta última descreve uma elipse em torno do Sol, o reflexo deste movimento na posição de estrelas próximas será também uma elipse cujo eixo maior é dado por 2. A posição da estrela, portanto, varia continuamente e com periodicidade de um ano. 


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