menu_topo

Fale com o professor Lista geral do site Página inicial Envie a um amigo Autor

Sistemas de Coordenadas
A esfera Celeste

Observatório Phoenix
Dúvidas e perguntas?

Introdução
Os povos antigos acreditavam que as estrelas eram presas a uma esfera negra que cobria a Terra a uma altura desconhecida, mas que poderia ser alcançada, se subissem numa montanha bem alta, ou se atingissem os limites da "terra plana". Deste conceito vem a palavra firmamento, usada até hoje, e que dá a idéia de coisa firme, sólida.

Quando o homem conseguiu medir a distância da Terra à Lua, esta esfera foi simplesmente afastada para mais longe, para caber a Lua, mas o conceito básico permaneceu. À medida que foram medidas as distâncias da Terra ao Sol, aos planetas, e posteriormente às estrelas mais próximas, esta esfera foi sendo afastada até que teve de ser abandonada, devido às enormes distâncias envolvidas. Mas sempre existiu a concepção lógica, que se existisse uma esfera, alguma coisa deveria haver do lado de fora. Ainda hoje procuramos por este limite. Apesar de descartada, a idéia da esfera celeste é bastante útil quando analisamos um sistema de coordenadas para a localização das estrelas.

O sistema horizontal
A base do sistema horizontal de coordenadas é o plano definido pela linha perpendicular à direção do fio de prumo e pela tangente geométrica à superfície da Terra no ponto O onde se situa o observador. Imaginemos que este plano se estenda até interceptar a 'esfera celeste'. Definimos então esta interseção como Horizonte Celeste. Podemos definir também um ponto acima de nossas cabeças, bem no prumo, que chamamos Zênite. Por definição o ponto oposto, abaixo de nossos pés, é chamado Nadir. Neste sistema, adotamos uma linha base para início das medidas de ângulos na horizontal, a linha O ¾ Norte, e convencionamos que a medição dos ângulos se fará no sentido  Norte ¾  Leste ¾ Sul ¾ Oeste, até zerar novamente na linha O ¾ Norte.

O ângulo formado entre a linha O ¾ Norte e a interseção do plano que passa pelo zênite e pela estrela sob localização, chamamos Azimute. Medimos o ângulo entre o horizonte celestial e a estrela sobre este plano e obtemos a Altura. Assim para cada estrela teremos um azimute e uma altura, como se ilustra acima. Chamamos a este sistema Altazimutal. Este é um sistema muito usado na astronomia e na navegação marítima. Só que na navegação, ao contrário da astronomia, partimos da posição das estrelas para localizar o ponto do observador sobre a Terra. Na astronomia, o sistema tem uma deficiência básica: à medida que a Terra gira, tanto o azimute como a altura variam. Ele pode ser usado na localização de uma estrela num determinado instante, mas não serve para posicionar as estrelas num mapa.

O sistema equatorial
No sistema equatorial de coordenadas, usamos o mesmo sistema de coordenadas geodésicas aplicado para a localização de pontos sobre a Terra. Imagine que as linhas de latitude e longitude sejam projetadas desde a Terra até a esfera celeste. Assim teremos um equador celeste, que é a projeção do nosso equador. O prolongamento da linha que passa pelos nossos pólos vai 'furar' a esfera celeste nos pontos que chamaremos de pólos celestes. Neste sistema, enquanto a Terra gira, as estrelas vão percorrer uma trajetória aparente onde a latitude não varia. Na esfera celeste chamamos esta latitude de declinação, que, como na Terra, cresce de 0, no equador, até 90º no pólo norte, e de 0 a -90º, do equador ao pólo sul.

Uma parte do problema está resolvido, mas, e a longitude? 
Quando a Terra gira, o céu vai ficando para trás, e nós perdemos a referência. Na Terra foi estabelecido uma referência para o início da contagem das longitudes: o meridiano que passa pelo Observatório de Greenwich, próximo de Londres, na Inglaterra. 
Do mesmo modo, na esfera celeste temos que estabelecer um ponto fixo para esta marca. Como no céu tudo está em movimento, escolhemos o ponto onde o Sol, cruzando o equador celeste, passa do hemisfério sul para o hemisfério norte, isto é, o ponto P de cruzamento do plano da eclíptica (o caminho do Sol visto da Terra) e o plano do equador celeste. Chamamos este ponto de Equinócio Vernal ou de Primeiro ponto de Áries
Diferentemente do sistema geodésico, onde a longitude é medida de 0 a 180º E, e de 0 a 180º W, a longitude celeste é medida de 0 a 360º. Mas, quanto tempo leva o céu para, partindo do ponto P de Áries, voltar ao mesmo ponto? Um ano sideral! Isto é, um ano solar mais um dia. Mas o que é o ano sideral? 
É o tempo de uma revolução medido, não em relação ao Sol, mas a uma estrela distante. Vamos estudar o tempo sideral na Seção E-02. 
Já que existe um ano sideral, certamente poderemos ter dia sideral; claro: basta medir a passagem meridiana de uma estrela! Resultado: teremos um dia ligeiramente menor que o dia solar, cerca de 4 minutos. E se dividirmos o dia sideral por 24, teremos a hora sideral. Mas se o céu se desloca de maneira constante por todo o ano ele pode ser usado como um relógio, como o relógio de Sol? Claro! E com vantagem, porque o equador celeste é, por definição, uma projeção do equador terrestre: ficam no mesmo plano! Assim podemos medir o tempo com uma precisão de 0,001 segundo!

Para facilitar as coisas, vamos fazer o seguinte: em vez de graduarmos a longitude celeste de 0 a 360º, porque não usamos de 0 a 24 horas? Cada 15º dá exatamente uma hora! Assim estabelecemos no céu uma escala, que mostrará exatamente a hora sideral quando passar pelo meridiano local. Isto significa que podemos acertar nosso relógio sideral, de cada observatório, pelas estrelas. E assim foi feito, até que o advento do rádio permitiu a transmissão de sinais de hora para todo o mundo.

Desta maneira todos os mapas celestes foram graduados, e à longitude celeste, transformada em horas, minutos e segundos, foi dado o nome de Ascensão Reta, normalmente abreviado como R.A. já que a maioria dos bons mapas é importada. A ascensão Reta é normalmente representada pela letra grega a e a declinação por d
A Terra, como um pião girando, tem um ligeiro movimento de precessão, por isso este sistema não é absolutamente estável, mas gerando mapas a cada 50 anos, fazemos as pequenas correções necessárias. Quando tiver um mapa estelar nas mãos, lembre-se de verificar a data das coordenadas. Você vai encontrar algo como: Coordenadas para a época 1950.0, ou 2000.0. Isto significa que as correções foram feitas para o início do ano de 1950 ou início
de 2000. Para determinar as coordenadas do dia com exatidão, é necessária uma interpolação, somando a precessão do período.

Todas as cartas celestes adotam este sistema, aparentemente complicado, mas que simplifica enormemente a operação de apontar nossos telescópios em busca de corpos que mal podemos ver. Com telescópio bem orientado e a hora sideral, podemos encontrar imediatamente planetas e estrelas, mesmo durante o dia!

O Sistema eclíptico
Da mesma maneira que usamos o equador celeste como base para o sistema equatorial, podemos usar o plano da eclíptica, o plano da órbita da Terra, projetado na esfera celeste como base de outro sistema: o sistema de coordenadas eclípticas. Neste caso utilizaremos a longitude celeste, designada pela letra grega b, medida em graus, de 0º a 360º, no sentido leste a partir do equinócio vernal; e a latitude celeste, representada por l. Este sistema é especialmente útil para o estudo das órbitas planetárias do sistema solar e tem a vantagem de ser muito mais estável que o sistema equatorial, já que o "bamboleio" da Terra é eliminado.

O sistema galáctico
Para o estudo da Via Láctea e dos corpos além de suas fronteiras, um quarto sistema pode ser usado: o sistema de coordenadas galácticas. Neste caso usaremos o plano da galáxia para projetar o nosso equador galáctico na esfera celeste. A longitude galáctica é medida de 0º a 360º no sentido leste, a partir da direção do centro da galáxia, que fica na constelação de Sagitarius R.A. = 17h 45min, d = - 28º 56' (2000.0). Podemos determinar também os pólos galácticos e desde o equador galáctico a latitude galáctica de maneira similar às anteriores, isto é, de 0º a +90º para o pólo norte galáctico, e de 0º a -90º, para o pólo sul.



Copyright © Luiz Ferraz Netto - 2000-2011 ® - Web Máster: Todos os Direitos Reservados

Nova pagina 1