Um pouco mais sobre Astronomia e Astrofísica

Professor Mário

SUMÁRIO

BIG BANG - onde tudo começou... 1

Estrelas ... 5

Características Observacionais ... 5

Temperatura e Cor ... 5

Evolução estelar (baseado em Notas de Aula da disciplina AGA215, Professor Roberto Boczko)... 7

Origem da energia estelar ... 9

Vida e Morte de uma “Estrela Peso Pena” ... 10

Vida de uma “Estrela Peso Médio” ... 10

Morte de uma “Estrela Peso Médio” ... 12

Vida de uma “Estrela Peso Pesado” ... 14

Morte de uma “Estrela Peso Pesado” ... 14

Contelações ... 16

BIG BANG - onde tudo começou

Em praticamente todos os modelos cosmológicos desenvolvidos em nosso século, existe um princípio denominado "princípio cosmológico", que coloca duas imposições básicas para o Universo: ele é homogêneo e é isotrópico (um observador fora da Terra, em outra galáxia, por exemplo, possui a mesma visão, ou melhor, percepção do Universo que um observador na Terra).

Para entender o Universo é importante conhecer algumas de suas características, o que denominamos parâmetros. Tais parâmetros possibilitam uma melhor caracterização da situação atual do Universo e de seu provável desenvolvimento, ou se preferir, futuro.

Pensando em tais parâmetros, escolhemos três para possibilitar um melhor entendimento de como é feito tal estudo.

Fugura 1. Representação da singularidade e do Universo tridimensional

Alguns parâmetros essenciais:

1. parâmetros de densidade: é a densidade média do Universo em relação à densidade crítica, definida como a densidade necessária para deter a expansão do universo, fazendo com que a ela se siga uma contração;

2. parâmetro de desaceleração: é o que determina a variação da velocidade de expansão do Universo;

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Um pequeno resumo sobre algumas visões do Universo:

- Universo de Einstein: o Universo que ele concebia era finito, fechado e esférico, com a matéria homogeneamente distribuída e sem nenhum movimento em escala cosmológica;

- Universo de De Sitter: tinha um modelo que concebia um Universo em expansão e desprovido de matéria;

- Universos de Friedmann: no modelo dele a expansão do Universo é desacelerada ao longo do tempo, conforme a taxa de desaceleração, determinada pela densidade média do Universo, pode-se ter a situação em que a expansão eventualmente cessa e a ela segue uma contração, tal visão faz com que os modelos que dela decorrem permitam diversas geometrias e curvaturas

Tabela 1. Modelos de Evolução do Universo modelo de Universo Característica

expansionário

- possui a característica de expansão perpétua, representado com curvatura aberta, descrito com uma geometria hiperbólica, onde a força gravitacional de seus constituintes não deterá a expansão do Universo

universo finito

- o Universo tende a uma situação limite de raio constante, assim sem contração posterior, caracterizado por uma geometria plana e aberta;

universo pulsante

- existe um limite de expansão, e posteriormente uma contração do Universo, geometria fechada e esférica, onde o destino do Universo é retornar ao seu estado original.

Para entender melhor o BIG BANG devemos levar em consideração a evolução de sua teoria, o que nos leva a 1948, onde George Gamow, físico russo naturalizado norte-america, comprovou que devido aos modelos de expansão seria previsto um estado inicial de alta

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temperatura, com volume muito pequeno e alta densidade. Densidade essa que impossibilitava a existência de matéria permitindo apenas a existência de energia (radiação). Parte dessa matéria teria se convertido em matéria pensando de forma simples na expressão da Teoria da Relatividade, E=mc2. Mas Gamow esperava a existência de alguma radiação restante que deveria permear o Universo. Em 1965, Arno Penzias e Robert Wilson que eram pesquisadores da empresa Bell Telephone captarem uma frequência de "ruído" em todas as direções do céu, com uma frequência de 4080 MHz, correspondendo a uma temperatura de 3 K, o que demonstrava ser de origem extraterrestre e de forma isotrópica. Isto deu força para comprovação da Teoria do Big Bang.

A tabela à seguir demonstra um quadro evolutivo do Universo Tabela 2. Etapas da Evolução do Universo

Tempo Cósmico Era Evento

0 Singularidade Big Bang

até 10-43 segundos Era de Planck (desconhecida)

até 10-6 segundos Era dos Hádrons Criação das partículas pesadas até 1 segundo Era dos Léptons Criação das partículas leves 1 minuto Era da Radiação Formação do Hélio e Deutério 10 mil anos Era da Matéria A matéria torna-se predominante 300 mil anos

Desacoplamento

O Universo torna-se transparente

1 bilhão de anos Começa a formação das galáxias

3 bilhões de anos Começa a aglomeração das galáxias

4 bilhões de anos Formação das primeiras estrelas

10, 5 bilhões de anos Inicia-se a formação do Sol

15 bilhões de anos Espaço atual

Fonte: Notas de Aula do Curso: Astronomia: uma visão geral Prof. Dr. Antonio Mário Magalhães

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De forma geral podemos pensar como modelo predominante atualmente, o da expansão constante. Entretanto alguns problemas ainda persistem na descrição do Universo. Os principais são:

- a assimetria matéria antimatéria não explicada ao pensarmos nas teorias de produção de pares por meio da energia;

- o "achatamento" visualizado observacionalmente do Universo; - os eventos que ocorreram durante a Era de Planck.

Figura 2. Modelos de Evolução do Universo

Mas se a expansão prossegue indefinidamente, poderá o Universo manter as características que apresenta hoje? A resposta, segundo a teoria do Big-Bang, é não. Para esta teoria, o Universo aparece como algo que está em permanente mutação. O Universo então envelheceria progressivamente, com cada vez mais estrelas mortas ou já evoluídas e cada vez menos estrelas novas. Além disso, a continuação indefinida do processo de expansão do Universo faria com que a temperatura da radiação de fundo se aproximasse mais e mais do zero absoluto. Por fim, o próprio próton pode não ser estável, mas ter um tempo de decaimento bem superior à atual idade do Universo. Quando a idade do Universo ultrapassar em ordem de grandeza este limite, não teríamos mais átomos estáveis. Não teríamos mais matéria estável.

Estrelas

Características Observacionais

A luminosidade é uma propriedade intrínseca da estrela, não depende de sua localização ou de seu movimento. Por outro lado, quando observamos uma estrela, nós não medimos a sua luminosidade, mas sim o seu fluxo, ou seja: a porção de energia detectada numa dada área de superfície coletora, num intervalo de tempo. Vimos também que o fluxo medido é diretamente proporcional à luminosidade e inversamente proporcional ao quadrado da distância.

Temperatura e Cor

Quando olhamos para a constelação de Orion com um binóculo, podemos identificar a cor da estrela fria Betelgeuse, que é avermelhada, e da estrela quente Rigel, que é azulada. Entretanto, temos que realizar observações mais detalhadas para determinarmos suas temperaturas - 3000 K para Betelgeuse e 15000 K para Rigel. Discutiremos a seguir a classificação que é feita a partir do estudo detalhado do espectro das estrelas.

Classificação dos espectros estelares

Estrelas com temperatura superior a 25000K normalmente têm forte linha de absorção do He II (hélio uma vez ionizado) e de elementos mais pesados, com múltiplas ionizações, como oxigênio, nitrogênio e silício.

Essas fortes linhas não aparecem no espectro das estrelas mais frias, as quais não atingem as temperaturas necessárias para excitar e ionizar esses elementos. Por outro lado, as linhas de absorção do hidrogênio são relativamente mais fracas nas estrelas quentes. Essa ausência de linhas fortes não é devida a falta de hidrogênio (elemento muito abundante em todas as estrelas), mas se deve ao fato de que a altas temperaturas, o hidrogênio encontra-se ionizado, restando poucos átomos intactos para produzirem essas linhas.

Para estrelas com temperaturas em torno de 10000 K, as mais fortes linhas de absorção são do hidrogênio, onde os elétrons facilmente se movem entre o segundo e terceiro orbitais, produzindo a linha vermelha em 656,3 nm (H). Linhas de elementos como cálcio e titânio, que têm elétrons menos ligados são mais comuns no espectro de estrelas a 10000K, do que as linhas de He, O e N, em que os elétrons são fortemente ligados.

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Finalmente, nas estrelas mais frias, não encontramos novamente as linhas do hidrogênio, mas nesse caso o motivo não é a ionização dos átomos, como ocorre nas estrelas muito quentes. Nas estrelas frias a transição entre os níveis orbitais não ocorre porque os elétrons ficam preferencialmente no estado fundamental. Verificam-se então as linhas de elementos mais pesados fracamente excitados, não se encontrando linhas de elementos ionizados. Como a energia dos fótons saindo das estrelas frias não é suficiente para destruir moléculas ocorrem muitas linhas moleculares de absorção, como as de óxido de titânio, por exemplo.

Na classificação das estrelas, luminosidade e temperatura superficial são parâmetros que têm um papel semelhante ao peso e altura de uma pessoa, para classificar seu tipo físico. Sabemos que nos humanos, essas características são bem correlacionadas, ou seja, normalmente espera-se que pessoas mais altas tenham maior peso que as pessoas de menor estatura. Assim, também os astrônomos procuram correlacionar os parâmetros estelares.

Tabela 3. Classificação de acordo com as linhas espectrais

Tipo Esp. Cor TSUP (K) Linhas proeminentes de absorção Exemplos

O Azul 30.000 He ionizado (fortes), elementos pesados ionizados (OIII, NIII, SiIV), fracas linhas de H.

B Azulada 20.000 He neutro (moderadas), elementos pesados 1 vez ionizados

Rigel (B8) A Branca 10.000 He neutro (muito fracas), ionizados,

H (fortes)

Veja (A0) Sirius (A1) F Amarelada 7.000 Elementos pesados 1 vez ionizados,

metais neutros, H (FeI, CaI), H (moderadas)

Canopus (F0)

G Amarela 6.000 Elementos pesados 1 vez ionizados, metais neutros, H (relat. fracas)

Sol (G2) Alfa Cen (G2) K Laranja 4.000 Elementos pesados 1 vez ionizados,

metais neutros, H (fracas)

Arcturus (K2) Aldebaran(K5)

M Vermelha 3.000 Elementos neutros (fortes),

moleculares (moderadas), H (muito fracas)

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Evolução estelar (baseado em Notas de Aula da disciplina AGA215, Professor Roberto Boczko

Numa galáxia podem existir várias regiões de formação, consideradas berçários de estrelas, que são as nuvens de gás e poeira.

Devido a flutuações de densidade, em alguns pontos da nuvem-mãe a concentração de gás e poeira pode ser alta o suficiente para que a matéria sofra contração sob o efeito da gravidade. Com isso, energia é transformada, causando o aquecimento da matéria, que por sua vez vai provocar a emissão de radiação do objeto. Nesta fase, esse objeto é conhecido como uma protoestrela.

Figura 3. Evolução Estelar

Após alguns milhares de anos de contração gravitacional a temperatura chega a 2000-3000 K. Nesse ponto a protoestrela ainda é bem grande e consideravelmente brilhante: uma protoestrela de 1M_ chega a ser 20 vezes maior em diâmetro e 100 vezes mais brilhante que o Sol. O tempo total gasto para o colapso gravitacional que ocorre durante a formação de uma estrela depende de sua massa inicial: as protoestrelas de altas massas são as que se contraem num tempo mais curto.

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Figura 4. Diagram H-R

Protoestrelas menos massivas que 0.08 M_nunca chegam a desenvolver a pressão necessária para iniciar a queima de hidrogênio em seu interior. Algumas pequenas protoestrelas se contraem até tornarem-se objetos semelhantes a planetas. Já as de massa maior que 100 M_ desenvolvem altas temperaturas tão rapidamente, que a pressão de radiação torna-se a força dominante contra o colapso gravitacional.

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Origem da energia estelar

Quando a parte central da protoestrela fica quente o suficiente, iniciam-se os processos de fusão nuclear, gerando a energia necessária para a estrela se sustentar. Basicamente os processos de fusão envolvem 4 núcleos de hidrogênio que se fundem, para formar 1 núcleo de hélio. Enquanto o hidrogênio tem apenas 1 próton em seu núcleo, o hélio possui 2 prótons e 2 nêutrons, sendo que a massa do núcleo formado é um pouco menor que a soma das massas dos 4 núcleos utilizados. É essa diferença de massa (0.007 da massa inicial) que será convertida em energia no interior estelar. Como na sequência principal, 90% dos átomos de uma estrela são de hidrogênio, ela tem armazenada uma grande quantidade de combustível para ser "queimado".

Figura 5. Etapa do ciclo do Hidrogênio

As cadeias de reações nucleares propostas para explicar a fusão dos 4 núcleos de hidrogênio em 1 de hélio dependem da temperatura em que se encontra o interior estelar. A chamada cadeia próton-próton domina o processo de geração de energia nas estrelas com massas menores, incluindo o Sol, enquanto que o ciclo do carbono é dominante nas estrelas com massas maiores. Nos casos em que o hélio já foi formado e as temperaturas são muito elevadas ocorre o chamado processo triplo-alfa.

As estrelas pouco massivas, como o Sol, tornam-se gigantes vermelhas e morrem criando as nebulosas planetárias, terminando suas vidas como anãs brancas. Finais mais explosivos são reservados a estrelas mais massivas (M> 8 M_), transformando-as em estrelas de nêutrons ou pulsares, como resultados de explosões de supernovas. A morte das estrelas muito massivas pode resultar em buracos-negros.

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Vida e Morte de uma “Estrela Peso Pena”

Quando a massa da protoestrela é menor que 0,08 massas solares, a pressão gravitacional não é suficiente para que, durante a contração da protoestrela, comece a haver reações de fusão nuclear no seu interior.

Assim, a "estrela" nunca nasce!

Um corpo com massa inferior a 0,08 massas solares nunca será uma estrela, mas sim um corpo escuro, às vezes chamado de Anã Infravermelha, pois só consegue emitir esse tipo de radiação, que é oriunda da perda de energia potencial durante a contração.

Figura 6. Júpiter (Anã Marrom, Infravermelha ou Castanha)

Esses corpos podem, no caso de girarem em torno de uma estrela, passarem a ser chamados de Planetas. Júpiter é o caso de uma "estrelinha" frustrada: se tivesse uma massa ligeiramente maior do que aquela que possui, Júpiter poderia ter-se tornado uma estrela irmã do Sol!

Vida de uma “Estrela Peso Médio”

Descrevamos a provável vida de uma estrela com massa compreendida entre 4 e 8 massas solares.

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Veremos que ela pode viver de forma pacata ou de forma explosiva.

Vejamos inicialmente a vida de uma estrela pacata. Sua adolescência é muito parecida com a do Sol: fusão do H em He; em seguida transforma-se numa Super-gigante Vermelha (super, pois tem massa suficiente para se torna r muito maior que uma gigante vermelha já descrita no caso do Sol); ocorre então a contração diferenciada das partes mais internas e das mais externas transformando-se numa Nebulosa Planetária; e ...aí acabam as semelhanças!

Como sua massa é muito grande, durante essa contração, a pressão e a temperatura no seu centro atingem valores suficientes para que se iniciem as reações de fusão nuclear, as quais transformam o He em Carbono [C], originando então uma nova fonte de energia. Esse combustível garantirá que a estrela poderá ficar em equilíbrio durante algum tempo.

Quando se esgota o He de seu centro, a tendência é o esfriamento com a posterior contração. Se a massa for suficientemente grande, então essa contração poderá aquecer tanto seu interior que novas reações de fusão nuclear ocorrerão, transformando C em Oxigênio [O] e conseguindo nova fonte de combustível nuclear.

Em resumo, a estrela ficará sujeita a uma sequência de expansões e contrações, durante as quais ocorrerão fusões nucleares de elementos cada vez mais pesados, com a consequente liberação de energia (reações exotérmicas).

Até que tipo (massa atômica) de elemento químico teremos em seu interior, vai depender da massa da estrela: quanto maior a massa, poderão resultar elementos químicos mais pesados.

E agora descrevamos a vida da estrela de temperamento explosivo.

Para algumas estrelas, quando atingem a fase de fusão do He, a geração de energia pode ser tão intensa que a camada de atmosfera estelar, que circunda o núcleo, não consegue, de forma eficiente, transportar, para fora do núcleo, a energia gerada. A temperatura e a pressão, no seu interior, crescem assustadoramente, até que a pressão gravitacional não mais consegue suportar a pressão térmica, e a estrela explode, ejetando uma grande quantidade de matéria e luz: surge a estrela Supernova!

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Durante a explosão de uma supernova, a matéria ejetada atinge velocidades muito grandes, permitindo que eventuais colisões entre suas partículas originem fusões nucleares de elementos mais pesados: Ferro, Chumbo, Ouro, Urânio etc.

Figura 8. Nebulosa do Caranguejo (Supernova)

A fase de supernova, que representa, para nós, uma beleza rara no céu, para a estrela é apenas o prenúncio do fim de sua vida!

Morte de uma “Estrela Peso Médio”

Vejamos inicialmente o que ocorre com uma estrela peso médio que não se transforma numa supernova.

Atingindo-se determinado estágio, em que, por mais que a estrela se contraia, a temperatura não consegue elevar-se a ponto de iniciar a fusão nuclear do elemento mais pesado de seu núcleo, a tendência é a de a pressão gravitacional suplantar a pressão térmica e a pressão no núcleo se tornar tão intensa que prótons e elétrons começam a se unir formando nêutrons. Teremos é o a Estrela de Nêutrons.

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Figura 9. Estrela de Nêutrons

Se, num determinado instante, a estrutura da estrela for tal que em seu centro houver Ferro [Fe] e em camadas concêntricas tivermos Silício [Si], Oxigênio, Carbono, Hélio e Hidrogênio, respectivamente, conforme vamos nos aproximando da superfície da estrela, então, não mais ocorrerão fusões nucleares, pois para fundir Fe, para formar um elemento mais pesado, é necessário que o processo receba energia externa (reações endotérmicas). Com isso, a estrela tende a se esfriar e as reações de fusão nuclear param.

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Portanto, na prática, Fe é o elemento mais pesado que pode ser sintetizado no interior de uma estrela. Nesse caso também, a estrela tende a se tornar uma Estrela de Nêutrons, com a massa concentrada numa região de poucas dezenas de quilômetros de raio, e portanto com uma densidade imensa.

As estrelas de nêutrons tendem a irradiar, o pouco que resta de sua energia, em forma predominantemente de ondas de rádio.

Mas, apesar de "mortas" as estrelas de nêutrons podem nos oferecer um outro espetáculo (geralmente só perceptível com radiotelescópios): essas estrelas costumam ter campos magnéticos muito itens os, e nem sempre seu eixo magnético coincide com o eixo de rotação delas; assim, a energia emitida perto dos polos magnéticos (onde o campo magnético é mais intenso) só pode ser detectada na Terra quando o respectivo polo estiver voltado para a Terra.

Dessa forma, essas estrelas parecem brilhar de forma pulsante, como um farol de aviso de navegação. Essas estrelas se chamam Pulsares (acrônimo de "pulsative stars"). Portanto, estrelas com massas compreendidas entre 4 e 8 massas solares morrem como estrelas de nêutrons, sendo que em alguns casos podem ser detectadas como pulsares.

Além disso, pulsares podem ser também o resultado das estrelas remanescentes da explosão de uma supernova.

Vida de uma “Estrela Peso Pesado”

Como vive uma estrela cuja massa é superior a 8 massas solares?

Essas estrelas têm uma infância parecida com a de qualquer estrela de grande massa: passam pelas fases de fusão de H, He e C. Como suas massas são muito grandes, o processo de evolução é muito rápido. E, com ele, vem rapidamente a Morte!

Morte de uma “Estrela Peso Pesado”

Durante o processo de fusão do C a temperatura da estrela tende a crescer fazendo com que a pressão térmica também cresça. Como a massa da estrela é muito grande, a pressão gravitacional é sempre maior que a térmica: por mais que a temperatura cresça, a gravidade sempre ganha! A tendência da estrela é a de contração contínua.

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Não se conhece nenhum mecanismo capaz de sustar a contração. A estrela vai contraindo, contraindo, contraindo... e a partir de uma determinada configuração, a Ciência atual não mais consegue explicar o que vai acontecer com essa estrela. Deve ocorre um colapso gravitacional.

O que a Ciência pode dizer é que, a partir de um determinado instante, a concentração de massa nessa estrela é tão grande que a aceleração gravitacional superficial nessa estrela É tão grande que nem mesmo a luz consegue escapar da estrela. Ora, mas só se pode ver uma estrela por causa da luz que ela emite e que atinge nossos olhos. Se a luz não estiver saindo dessas estrelas então elas deixam de ser vistas. Além disso, ela absorve a luz (emitida por outras estrelas) que passa perto dela. Assim, ao se olhar para o céu na direção de uma estrela desse tipo, veremos, apenas, uma região com aparente ausência de estrelas. Parecerá um buraco negro no céu.

Buraco Negro é, pois, uma fase terminal (será?) de estrelas de grande massa, que, de tão concentrada, não permite que a luz que ela gera seja emitida.

Figura 11. Concepção Artística de um buraco negro

Como um buraco negro não pode ser visto, não há provas de sua existência, mas apenas indícios, obtidos por fontes de raios X (que por serem raios de alta energia só podem ser gerados nas cercanias de campos gravitacionais muito intensos, como os que devem existir ao redor de Buracos Negros) e por movimentos, aparentemente anômalos, de algumas estrelas (perturbadas por algum buraco negro nas proximidades).

Contelaço es

Figura 12. Diferentes maneiras de observar a constelação de Órion (a) foto da Constelação de Orion;

(b) uranografia com o esboço do desenho e tracejado das linhas de construção da constelação; (c) esboço fora de escala da disposição "real" das estrelas com relação a Terra.

Fonte: Astronomy Today

A posição das estrelas na abóbada celeste é um feito de perspectiva. Estrelas que parecem vizinhas podem estar de fato a distâncias bem diferentes e não ter entre si a menor relação. Agrupar as estrelas em constelações, com base numa vizinhança apenas aparente, não corresponde, pois a qualquer realidade astronômica. Contudo sendo uma maneira muito cômoda de estabelecer referência no céu e reconhecer as estrelas, sendo empregada há muito tempo.

Os atuais nomes das constelações datam em sua maioria da Antiguidade. Reconhecer alguma constelação é algo difícil e que exige prática.

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A União Astronômica Internacional normalizou em 88 constelações o mapa da esfera celeste, de tal forma que qualquer setor do céu obrigatoriamente pertence ao setor de uma das 88 constelações.

Na tabela abaixo temos uma relação das 88 Constelações em ordem alfabética de seu nome original.

Tabela 4. As 88 constelações

N Andromeda (ae) [And] 1 Andrômeda

S Antlia (ae) [Ant] 2 Máquina pneumática

S Apus (odis) [Aps] 3 Ave do paraíso

E Aquarius (ii) [Aqr] 4 Aquário

E Aquila (ae) [Aql] 5 Águia

S Ara (ae) [Ara] 6 Altar

E Áries (ietis) [Ari] 7 Carneiro

N Auriga (ae) [Aur] 8 Cocheiro

E Bootes (is) [Boo] 9 Boieiro

S Caelum (i) [Cae] 10 Buril

N Camelopardalis (is) [Cam] 11 Girafa

E Cancer (cri) [Cnc] 12 Câncer ou caranguejo

N Canes (um) Venatici (orum) [C Vn] 13 Cão de caça

E Canis (is) MAjor (is) [C Ma] 14 Cão maior

E Canis (is) Minor [C Mi] 15 Cão menor

E Capricornus (i) [Cap] 16 Capricórnio

S Carina (ae) [Car] 17 Carena ou quilha

N Cassiopeia (eiae) [Cas] 18 Cassiopéia

S Centaurus (i) [Cen] 19 Centauro

N Cepheus (ei) [Cep] 20 Cefeu

E Cetus (i) [Cet] 21 Baleia

S Chamaeleon (ontis) [Cha] 22 Camaleão

S Circinus 9i) [Cir] 23 Compasso

S Columba (ae) [Col] 24 Pomba

E Coma (ae) Berenices [Com] 25 Cabeleira de Berenice S Corona (ae) Australis (is) [Cr A] 26 Coroa austral

N Corona (ae) Borealis (is) [Cr B] 27 Coroa boreal

E Corvus (i) [Crv} 28 Corvo

E Creater (eris) [Crt] 29 Taça

S Crux (cis) [Cru] 30 Cruzeiro do Sul

N Cygnus (i) [Cyg] 31 Cisne

E Delphinus (i) [Del] 32 Delfim

S Dorado (us) [Dor] 33 Dourado

N Draco (onis) [Dra] 34 Dragão

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E Eridanus [Eri] 36 Erídano

S Fornax (acis) [For] 37 Forno

E Gemini (orum) [Gem] 38 Gêmeos

S Grus (uis) [Gru] 39 Grou

N Hercules (is) [Her] 40 Hércules

S Holorogium (ii)[Hor] 41 Relógio

E Hydra (ae) [Hya] 42 Hidra fêmea

S Hydrus (i) [Ind] 43 Hidra macho

S Indus (i) [Ind] 44 Índio

N Lacerta (ae) [Lac] 45 Lagarto

E Leo (nis) [Leo] 46 Leão

N Leo (nis) minor (is) [LMi] 47 Leão menor

E Lepus (oris) [Lep] 48 Lebre

E Libra (ae) [Lib] 49 Balança

S Lupus (i) [Lup] 50 Lobo

N Lynx (cis) [Lin] 51 Lince

N Lyra (ae) [Lyr] 52 Lira

S Mensa (ae) [Men] 53 Mesa

S Microscopium (ii) [Mic] 54 Microscópio

E Monoceros (otis) [Mon] 55 Unicórnio

S Musca (ae) [Mus] 56 Mosca

S Norma (ae) [Nor] 57 Esquadro

S Octans (antis) [Oct] 58 Oitante

E Ophiuchus (i) [Oph] 59 Ofiúco ou Serpentário

E Orion (is) [Ori] 60 Órion

S Pavo (onis) [Pav] 61 Pavão

E Pegasus (i) [Peg] 62 Pégaso

N Perseus (ei) [Per] 63 Perseu

S Phoenix (icis) [Phe] 64 Fênix

S Pictor (oris) [Pic] 65 Pintor

E Pisces (ium) [Psc] 66 Peixes

S Piscis (is) Austrinus (i) [PsA] 67 Peixe austral

S Puppis (is) [Pup] 68 Popa

S Pyxis (idis) [Pyx] 69 Bússola

S Reticulum (i) [Ret] 70 Retículo

E Sagitta (ae) [Sge] 71 Flecha

E Sagittarius (oris) [Sgr] 72 Sagitário

E Scorpius (ii) [Sco] 73 Escorpião

S Sculptor (oris) [Scl] 74 Escultor

E Scutum (i) [Sct] 75 Escudo

E Serpens (tis) [Ser] 76 Serpente

E Sextans (tis) [Sex] 77 Sextante

E Taurus (i) [Tau] 78 Touro

S Telescopium (ii) [Tel] 79 Telescópio

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S Triangulum (i) Australe (is) [TrA] 81 Triângulo austral

S Tucana (ae) [Tuc] 82 Tucano

N Ursa (ae) Major (is) [UMa] 83 Ursa maior

N Ursa (ae) Minor (is) [UMi] 84 Ursa menor

S Vela (orum) [Vel] 85 Vela

E Virgo (inis) [Vir] 86 Virgem

S Volans (antis) [Vol] 87 Peixe voador

E Vulpecula (ae) [Vul] 88 Raposa

As constelações estão listadas pela ordem alfabética dos nomes latinos sob os quais decidiu-se designá-las após 1922. A indicação N ou S colocada antes do nome da constelação indica se ela está situada ao norte ou ao sul dos paralelos de declinação + 30º (norte) e - 30º (sul); a indicação E é destinada às pertencentes à banda equatorial limitada por esses dois paralelos. É fornecido entre parênteses a regra de formação do genitivo (utilizado para designação das estrelas) e à sua frente, a tradução em português. A indicação colocada entre colchetes [ ] concerne à abreviação oficial adotada pela União Astronômica Internacional.

Fonte: Grande Enciclopédia Larousse Cultural.

A identificação e localização de estrelas e constelações no céu podem ser feitas pela utilização de cartas celestes ou programas que simulam o posicionamento de estrelas de acordo com data, horário e localização.

Figura 13. Imagem de carta celeste

Existem alguns sites que fornecem cartas celestes que podem ser construídas por meio de impressão direta, ou podem ser adquiridas também sozinhas, com livros ou revistas especializadas.

Para saber mais

Abaixo você encontra alguns endereços de internet que utilizei para montar as partes do texto que eu não escrevi e também páginas sobre os assuntos abordados.

Página: Astronomia no Zênite Endereço: http://www.zenite.nu

Comentário: Um dos primeiros sites de Astronomia que conheci, possui muito conteúdo e é bem organizado, recomendo a todos que acessem. Recomendo as curiosidades do site, você pode passar um bom tempo lendo os textos.

Página: Observatório Nacional (Curso de Sistema Solar)

Endereço: http://www.on.br/site_edu_dist_2009/site/index_ss.html

Comentário: Página bem interessante que disponibiliza os arquivos em PDF do curso, muito bom para quem deseja estudar um pouco mais sobre o assunto.

Página: Observatório Astronômico Frei Rosário Endereço: http://www.observatorio.ufmg.br

Comentário: Página muito simples, mas muito organizada, com conteúdo elaborado e bem instrutivo. Gostei muito da parte de imagens do Hubble, principalmente devido as explicações, o que é em geral difícil de obter quando encontramos estas imagens.

Página: Astronomia e Astrofísica Endereço: http://www.astro.ufrgs.br

Comentário: Esta sem dúvida é uma das melhores páginas de Astronomia e Astrofísica em português, em especial devido a clareza e simplicidade de sua construção. Recomendo a todos que naveguem e conheçam. Depois de ler bastante, faça os auto-testes, é bem interessante.

Página: Glossário Astronômico

Endereço: http://www.astro.iag.usp.br/~ronaldo/intrcosm/Glossario/

Comentário: Página do Professor Doutor Ronaldo E. de Souza do IAG da USP. Possui a navegação mais simples possível e permite que você tire muitas dúvidas rápidas.

Página: AGA 215 – Fundamentos de Astronomia

Endereço: http://astroweb.iag.usp.br/~dalpino/aga215.html

Comentário: Uma das diversas páginas para esta disciplina disponíveis no site do IAG da USP. Esta é da Professora Doutora Elisabete Dal Pino. Nela estão disponíveis notas de aula, apostila e alguns exercícios.

Página: Fundamentos de Astronomia

Endereço: http://www.astro.iag.usp.br/~jane/aga215/

Comentário: Outra página da disciplina AGA215. Também possui muito material disponível para download sobre a disciplina. Esta página é de responsabilidade das Professoras: Jane Gregorio-Hetem, Vera Jatenco-Pereira e Claudia Mendes de Oliveira.

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Página: micro/macro – Marcelo Gleiser (não oficial)

Endereço: http://marcelogleiser.blogspot.com/

Comentário: Página não oficial com os textos publicados na coluna da Folha pelo Marcelo Gleiser.

Página: Cosmobrain Astronomia e Astrofísica Endereço: http://www.cosmobrain.com.br/

Comentário: Site que lembra muito o zênite, também é muito antigo e vale a pena navegar. Destaco a explicação sobre a Lua.

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Big Bang Formação dos Astros e Evolução Química Evolução da vida na Terra

300 mil anos Desacoplamento até 10-43s Era de Planck 10 mil anos Era da Matéria até 10-6s Era dos Hádrons

Teoria do Big Bang

Tabela 1. Cronograma da Evolução a partir do Big Bang

Tempo Cósmico Era Evento

0 Singularidade Big Bang

até 10-43 segundos Era de Planck Inflação (desconhecida) até 10-6 segundos Era dos Hádrons Criação das partículas pesadas até 1 segundo Era dos Léptons Criação das partículas leves 1 minuto Era da Radiação Formação do Hélio e Deutério 10 mil anos Era da Matéria A matéria torna-se predominante 300 mil anos Desacoplamento O Universo torna-se transparente

1 bilhão de anos Começa a formação das galáxias

3 bilhões de anos Começa a aglomeração das galáxias 4 bilhões de anos Formação das primeiras estrelas 9,2 bilhões de anos Inicia-se a formação do Sol

10 bilhões de anos Início da vida na Terra

13,7 bilhões de anos Espaço atual

Fonte: Astronomia: uma visão geral – Prof. Dr. Antonio Mário Magalhães Universo em Evolução (Ano internacional de Astronomia) – Prof. Dr. Augusto Damineli até 1 min Era da Radiação até 1s Era dos Léptons 4 bilhões de anos

1 bilhão de anos 13,7 bilhões de anos

Momento atual 3 bilhões de anos 9,2 bilhões de anos