Nota dos autores capítulo 1 conceitos fundamentais e sistemas de coordenadas



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Movimentos Próprios


Embora as estrelas pareçam estar fixas no céu, elas na verdade se movem no espaço com velocidades altas, da ordem de dezenas ou centenas de km/s. Suas distâncias gigantescas fazem com que estes movimentos sejam quase imperceptíveis a um observador na Terra. O movimento aparente das estrelas no céu, reflexo de seu movimento no espaço, embora pequeno, é mensurável. A ele chamamos de movimento próprio e o representamos pela letra grega .

Para melhor entendermos o que é o movimento próprio, consideremos a figura I.4.16. Nela temos representado as posições de um observador em O e de uma estrela em E. Também está representado, por uma seta, o vetor velocidade espacial da estrela (V). O comprimento da seta é uma medida do módulo da velocidade, sendo que a seta aponta a direção de movimento da estrela. Este movimento é devido ao campo gravitacional interno da nossa Galáxia, a Via-Láctea, que impõe a cada estrela ou objeto a ela pertencente uma aceleração e uma velocidade resultantes.





Figura I.4.16 – Decomposição do movimento espacial de uma estrela em seus componentes radial e tangencial.

A velocidade da estrela, conforme mostrado na figura, pode ser então decomposta em um componente ao longo da linha de visada, a velocidade radial (Vr) e um componente perpendicular à linha de visada, a velocidade tangencial ou transversal (Vt) Ambos os componentes são mensuráveis e muito importantes para se determinar a forma como as estrelas se movem no interior da Galáxia e, a partir daí, estudar a dinâmica da Via-Láctea e mesmo determinar sua massa. O componente radial da velocidade leva a uma alteração na distância que separa o observador da estrela. Vr pode ser medido pelo Efeito Doppler, pelo qual a freqüência das ondas de luz aumenta (diminui) quando a fonte que as emite se aproxima (afasta) do observador. Note que este componente, não leva a uma mudança na direção no espaço na qual se encontra a fonte. Assim, o componente mais relevante para a Astronomia de Posição é o tangencial, que dividido pela distância à fonte, resulta na velocidade angular com que esta se desloca na esfera celeste. Ou seja, o movimento próprio pode ser matematicamente expresso como  = Vt / R

.

Figura I.4.17 – Dependência do movimento próprio com a distância: objetos mais distantes têm valores menores de se fixada a velocidade tangencial.

 As estrelas mais próximas apresentam em geral movimentos próprios maiores. A figura I.4.17 reflete este fato. Para uma mesma velocidade tangencial, o movimento próprio será tanto maior quanto mais próxima estiver a estrela. Naturalmente isso também pode ser entendido matematicamente, levando-se em conta a fórmula para  dada acima. A estrela com maior movimento próprio é a estrela de Barnard. Ela se desloca no céu por um ângulo de 10” a cada ano. Trata-se também de uma das estrelas mais vizinhas ao Sistema Solar. Somente algumas estrelas possuem movimentos próprios maiores do que 1” ao ano. Assim, a forma das constelações que as estrelas delineiam no céu pouco se altera com o tempo. No diagrama abaixo (figura I.4.18) vemos a forma de uma constelação boreal, a Ursa Maior, no presente (parte superior) e daqui a 10.000 anos.





Figura I.4.18 – Resultado do movimento próprio das estrelas da constelação da Ursa Maior decorrido um período de 10 milênios.

Note que nosso Sol também se move no interior de nossa Galáxia, carregando consigo seus nove planetas e corpos menores. Assim sendo, na direção do movimento do Sol, as estrelas parecem estar divergindo de um ponto à nossa frente, chamado de ápex. Na direção contrária, elas parecem convergir para um ponto, chamado de anti-ápex. O efeito é semelhante ao de um automóvel em uma estrada; as bordas da estrada à nossa frente parecem se abrir à medida que avançamos, enquanto que atrás de nós elas parecem se fechar.


Catálogos de Estrelas e Atlas na Web


Posições de estrelas corrigidas para todos ou parte dos efeitos citados neste capítulo podem ser obtidas em catálogos estelares. Comumente estes catálogos listam uma posição média para uma determinada época (por exemplo, 1950,0 ou 2000,5). Neste caso, estas posições estão corrigidas apenas para precessão e movimento próprio, que são efeitos de mais longo prazo. Os efeitos de aberração e paralaxe heliocêntrico tem periodicidade anual e têm que ser incorporados quando se deseja fazer medidas precisas de posição em um determinado dia. Note que nem todas as estrelas têm distâncias e movimentos próprios conhecidos, o que impede que os efeitos de paralaxe e movimento próprio sejam incorporados em suas coordenadas. Uma lista de catálogos estelares está disponível pela Internet em:

http://simbad.u-strasbg.fr/Simbad ou http://simbad.harvard.edu/Simbad

Fotografias e imagens de diferentes campos do céu podem ser encontradas em:

http://archive.stsci.edu/dss/dss_form.html

ainda o Apparent Places of Fundamental Stars, que lista as posições de estrelas de referência de 10 em 10 dias do ano, levando em conta todos os efeitos, exceto pela nutação de curto período e refração. Efeitos de refração dependem da densidade e temperatura do ar e, portanto, não são incorporados nas coordenadas listadas para as estrelas de um catálogo. Na próxima seção apresentamos fórmulas gerais que permitem corrigir as coordenadas equatoriais de um astro para os diferentes efeitos.   

Redução das coordenadas astronômicas

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