Astrofísica

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Astrofísica é o ramo da física e da astronomia responsável por estudar o universo através da aplicação de leis e conceitos da física, tais como luminosidade, densidade, temperatura e composição química, a objetos astronômicos como estrelas, galáxias e o meio interestelar.[1][2][3] Na prática, pesquisas astronômicas modernas envolvem uma quantia substancial da física teórica e experimentos práticos.

A astrofísica não deve ser confundida com a cosmologia, pois esta ocupa-se da estrutura geral do universo e das leis que o regem em um sentido mais amplo. Embora ambas muitas vezes sigam caminhos paralelos, frequentemente considerado como redundante, há diferenças quanto ao objeto de estudo.[4]

História[editar | editar código-fonte]

Origens observacionais, filosóficas e matemáticas[editar | editar código-fonte]

Acredita-se que os primeiros filósofos da antiguidade clássica foram os precursores da astrofísica desenvolvendo novos conceitos e estabelecendo as primeiras regras para nortear a pesquisa racional do Universo.

Grécia antiga[editar | editar código-fonte]

Ver artigo principal: Astronomia na Grécia Antiga
A esfera celeste idealizada pelos gregos.

Na Grécia antiga, destacam-se os trabalhos da escola Jônica.[5] Fundador da escola,[5][6] Tales de Mileto propôs que o céu era uma abóbada e sugeriu que o Sol e as estrelas não eram deuses, mas sim bolas de fogo[5] e, usando ferramentas matemáticas, previu o eclipse total do Sol[6] em 28 de maio de 585 a.C..[5] Seu discípulo, Anaximandro de Mileto, utilizou as proporções matemáticas e geométricas para tentar mapear a abóbada celeste, elaborando tratados sobre astronomia e cosmologia em que propôs, almejando explicar a origem das coisas, o conceito de ápeiron, substância primordial da qual tudo provém.[7] Ademais, postulou a existência de um número infinito de mundos, todos acomodados em camadas esféricas[5]; e que a Terra era um cilindro suspenso no centro do universo, sem qualquer suporte.[5][7]

Aristarco de Samos foi o primeiro a propôr, em 270 a.C., que a Terra gira em torno do Sol. Nicolau Copérnico resgataria o modelo heliocêntrico do sistema Solar quase 2000 anos depois da proposição de Aristarco.[8]

Usando geometria e trigonometria, Eratóstenes chegou no século III a.C. a uma estimativa de 40000 km para o perímetro da circunferência terrestre, assumindo-a constante.[9][10]

Astrometria[editar | editar código-fonte]

Ver artigo principal: Astrometria

A astrometria, ramo relacionado à medida precisa da posição e do movimento dos astros, surge com os primeiros catálogos de estrelas.[11] A partir dos dados coletados em seu observatório na ilha de Rodes, o astrônomo Hiparco de Niceia catalogou a posição de 850 estrelas, classificando-as quanto ao seu brilho em seis grupos distintos de 1 a 6, em que 1 é a estrela visível mais brilhante e 6 a menos brilhante.[11] Denominada como sistema de magnitude, essa classificação é usada ainda hoje.

As leis de Kepler[editar | editar código-fonte]

Ver artigo principal: Leis de Kepler

Embora não seja possível datar o início preciso da astronomia, a astrofísica moderna surge no trabalho do astrônomo Johannes Kepler, que formulou as três leis do movimento planetário baseando-se em dados empíricos, coletados pelo astrônomo Tycho Brahe, sobre os planetas do Sistema Solar.[1][12] As três leis enunciam propriedades das órbitas planetárias: a primeira afirma que tais órbitas são elípticas e contidas em um plano, com o Sol em um dos focos da elipse; a segunda propõe que áreas descritas na elipse pela trajetórias dos planetas, se iguais, serão percorridas em tempos iguais; e a terceira impõe o vínculo de que o quadrado do período de translação de um planeta ao redor do Sol é proporcional ao cubo da distância média do planeta ao Sol.[12][13] Isto é:

.

Ao analisar os dados empíricos de Brahe, Kepler corrige com sua primeira lei a idealização feita por Copérnico, isto é, afirma que as órbitas dos planetas não são círculos perfeitos, concêntricos ao Sol. Dessa forma, rompeu-se com a tradição do idealismo cosmológico, favorecendo um entendimento científico baseado na experiência.

Lei da gravitação universal[editar | editar código-fonte]

Ver artigo principal: Lei da gravitação universal

Formulada pelo físico inglês Isaac Newton e publicada em Philosophiae naturalis principia mathematica em 1687,[14] a lei da gravitação universal explica teoricamente as três leis empiricamente constatadas por Kepler no escopo da mecânica clássica e do cálculo diferencial,[15][16] também formulados por Newton.

Newton percebeu que sua segunda lei do movimento era suficiente para explicar as três leis de Kepler, contanto que a força gravitacional de atração entre dois corpos fosse proporcional ao produto de suas massas, e , e inversamente proporcional ao quadrado da distância entre eles, resultando na seguinte expressão:

,

Na expressão acima, é a constante da gravitação universal, determinada entre 1797 e 1798 por Henry Cavendish em sua famosa experiência.[17]

Relatividade geral[editar | editar código-fonte]

Ver artigo principal: Relatividade geral

Após formular a teoria da relatividade restrita, o físico alemão Albert Einstein publicou, em 1915, sua teoria da relatividade geral.[18][19] Essa nova teoria foi construída para expandir os conceitos de relatividade restrita a referenciais não inerciais e propôr uma explicação teórica para o fenômeno da gravidade, anteriormente ausente na lei da gravitação de Newton.[18][19] Segundo Einstein, a existência de matéria ou energia curva o tecido do espaço-tempo.[19]

Lei de Hubble[editar | editar código-fonte]

Ilustração sobre a expansão do Universo.
Ver artigo principal: Lei de Hubble-Homason

Em 1912, o astrônomo norte-americano Vesto Slipher mediu o espectro eletromagnético da galáxia de Andrômeda - à época identificada como "nebulosa espiral" - percebendo um deslocamento das linhas espectrais para comprimentos de onda menores, isto é, deslocada para o azul (blueshift).[20] Pelo efeito Doppler relativístico, previsto pela relatividade restrita de Einstein, Slipher concluiu que Andrômeda está se aproximando da Terra.[20] Nos anos seguintes, o astrônomo analisou o espectro de 40 galáxias diferentes e observou que a maioria apresentava desvio para o vermelho, ou seja, que estavam se afastando da Terra.[20][21]

Analisando o comportamento de estrelas Cefeidas, cuja luminosidade varia em um período bem definido, por meio de imagens capturadas pelo telescópio de Monte Wilson, Edwin Hubble e Milton Homason estimaram a distância às outras galáxias. Ao comparar as distâncias entre as galáxias e suas velocidades de afastamento, eles perceberam que galáxias mais distantes afastavam-se com maior velocidade.[20][21] Admitindo uma relação linear entre a velocidade de afastamento das galáxias e sua distância à Via Láctea, postulou-se a lei de Hubble-Humason:

.

Em que é o parâmetro ou constante de Hubble.[20][21]

Técnicas analíticas[editar | editar código-fonte]

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Objetos em movimento de afastamento relativo à Terra têm seu espectro desviado para o vermelho (redshift), enquanto objetos que se aproximem são desviados para o azul (blueshift).

Efeito Doppler relativístico[editar | editar código-fonte]

Ver artigo principal: Efeito Doppler relativístico

Analogamente ao efeito Doppler clássico, o efeito Doppler relativístico refere-se à mudança da frequência percebida por um observador em movimento relativo à fonte de emissão da onda. No entanto, a versão relativística ocorre em uma onda eletromagnética, desviando a luz para frequências mais baixas (em direção ao vermelho) se a fonte afasta-se relativamente ao observador; e desviando a luz para frequências mais altas (em direção ao azul) caso a fonte esteja se aproximando. Esse fenômeno é resultado da relatividade restrita, embasada matematicamente pelas transformações de Lorentz.[22][23]

No início do século XX, em torno de 1910-1912, começou o estudo espectral das galáxias.[carece de fontes?] Em torno de 1917 o astrônomo holandês Willem de Sitter demonstrou teoricamente através da relatividade geral que o Universo se expandia, faltando apenas a comprovação "prática".[carece de fontes?]

Na mesma época foi constatado que em sua imensa maioria, as galáxias têm um desvio para o vermelho que aumenta progressiva e proporcionalmente à distância.

Espectrometria[editar | editar código-fonte]

Espectrofotogrametria
Ver artigo principal: Espectrometria

Fazendo-se uma análise espectrográfica através do espectrofotômetro de absorção atômica temos como verificar se um astro está se movendo, em que direção e velocidade. Podemos saber se existe um desvio da luz causado pela gravidade de algum corpo próximo, a composição das estrelas e dos gases que estão dispersos, entre estas e o instrumento que faz a medição.

Sempre quando verificamos o espectro de uma estrela, observamos que suas linhas espectrais desviam para o vermelho. Isto se dá, porque ela está se afastando, ao contrário, se estiver se aproximando, o desvio será para o azul. As falhas devido à absorção atômica indicam sua composição. A distância entre linhas espectrais indica vários parâmetros, inclusive a presença de gases e poeira entre a estrela e a Terra.

Outros exemplos de instrumentos usados em astrofísica são os aceleradores de partículas, entre outros equipamentos, estes podem determinar a composição inicial de nosso universo e o comportamento das partículas elementares ao nível de microcosmo.

O telescópio óptico, o radiotelescópio, entre outros, também são exemplos do uso de instrumentação física experimental para a análise e dedução de parâmetros de corpos estelares.

Ver também[editar | editar código-fonte]

Ligações externas[editar | editar código-fonte]

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Referências

  1. a b Silva Júnior, Joab Silas da. «Astrofísica». Mundo Educação 
  2. Silva Júnior, Joab Silas da. «Astrofísica». Brasil Escola 
  3. Souza, Yara Laiz. «Astrofísica». InfoEscola. Consultado em 3 de junho de 2018. 
  4. «Cosmologia». Dicionário informal. Consultado em 11 de agosto de 2018. 
  5. a b c d e f Silva, Gil Alves. «De Tales a Ptolomeu: um breve panorama histórico dos principais sistemas cosmológicos gregos» (PDF). HCTE-UFRJ. Consultado em 1 de junho de 2018. 
  6. a b «Tales de Mileto». Toda Matéria. 4 de julho de 2016. Consultado em 1 de junho de 2018. 
  7. a b «Anaximandro de Mileto». Toda Matéria. 18 de maio de 2017. Consultado em 1 de junho de 2018. 
  8. S.O. Kepler, Maria de Fátima Oliveira Saraiva. «Astronomia e Astrofísica» (PDF). IF - UFRGS. Consultado em 31 de agosto de 2018. 
  9. «Eratóstenes». Só Matemática. Consultado em 21 de maio de 2018. 
  10. «Eratóstenes e o tamanho da Terra». Faculdade de Ciências da Universidade do Porto. 24 de junho de 2013. Consultado em 21 de maio de 2018. 
  11. a b Oliveira Filho, Kepler de Souza. «Astrometria». IF - UFRGS. 26 de março de 2018. Consultado em 24 de maio de 2018. 
  12. a b Silva Júnior, Joab Silas da. «Leis de Kepler». Mundo Educação 
  13. «Leis de Kepler». IF - UFRGS 
  14. Silva, Lucas Henrique dos Santos. «Lei da Gravitação Universal». InfoEscola 
  15. Martins, Jorge Sá. «Momento angular: aplicação ao movimento de um planeta». Youtube 
  16. Martins, Jorge Sá. «Conservação do momento angular e a 2a lei de Kepler». Youtube 
  17. Santos, C.A. dos. «O Experimento de Cavendish». IF - UFRGS. 2002. Consultado em 31 de agosto de 2018. 
  18. a b O'Connor, J.J.; Robertson, E.F. (1996). «General relativity». Escola de Matemática e Estatística da Universidade de St. Andrews. Mathematical Physics Index. Consultado em 21 de junho de 2018. 
  19. a b c «Teoria da Relatividade». Toda Matéria 
  20. a b c d e Silva Júnior, Joab Silas da. «Lei de Hubble». Mundo Educação. Consultado em 29 de junho de 2018. 
  21. a b c «Lei de Hubble». IF - UFRGS. Consultado em 29 de junho de 2018. 
  22. Martins, Jorge Sá. «Efeito Doppler relativístico». Youtube. 28 de maio de 2011 
  23. Batista, Ronaldo Carlotto. «Efeito Doppler para a luz». IF USP. 31 de março de 2006