IAG-USP: quinto dia (e último)

Início da aula de Estruturas do Universo do Prof. Eduardo Cypriano.

Chegamos na sexta-feira, continua frio em São Paulo e está chegando ao fim o Curso de Extensão Universitária: Introdução à Astronomia e à Astrofísica, realizado no Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas (IAG) da Universidade de São Paulo (USP).

Pela manhã, as palestras versaram sobre o estudo do Universo, a Cosmologia. A primeira, do Prof. Eduardo Cypriano, foi intitulada "Estruturas do Universo", referindo-se às galáxias e seus comportamentos, aglomerados e composição. Já a segunda, do Prof. Ademir Lima foi propriamente sobre Cosmologia e o controverso assunto da matéria/energia escura. Atualmente, é aceito que o Universo seja composto por 18% de gás ionizado do meio intergalático, 2-3% de matéria luminosa e 80% de matéria escura.

A Cosmologia é matéria recente, tendo início Há 100 anos, aproximadamente. Inicia com Einsten em 1917 com a Relatividade Geral e o Modelo do Universo Estático, passando por Friedmann e o Big Bang, 1929 com Hubble, 1965 e a Radiação Cósmica de Fundo 3K e 1998 com o Universo Acelerado pela análise de supernovas.

Pela tarde, houve divulgação sobre o programa de Pós-Graduação do IAG/USP e por fim, a avaliação do curso.

Fica aqui o reconhecimento de um evento brilhantemente organizado, desde as aulas, passando pelo material, pontualidade e presteza de todos os envolvidos, além da troca de experiências com entusiastas da Astronomia de todos as regiões do país.

IAG-USP: quarto dia - visitas ao Radio Telescópio e Observatório

Visitas ao Radio Telescópio do Itapetinga (Atibaia) e ao Observatório Abrahão de Moraes na Serra dos Cocais (Valinhos)

Saindo pela fria manhã, a primeira parada foi no Rádio Telescópio do Itapetinga em Atibaia, a aproximadamente 1h15 de São Paulo. Itapetinga é o nome de um dos picos das montanhas que cercam o rádio telescópio, no bairro Ribeirão dos Porcos.

O rádio telescópio capta ondas de rádio advindas do espaço em dada frequência. E este telescópio não está exposto, sedo protegido por uma cúpula de lona. O diâmetro da antena é de 13,7 m. O custo atual da instação desta estrutura gira em torno de 1 milhão de reais, sengundo informações. O ideal é que todo o artefato fosse rodeado por montanhas, um escudo natural, a fim de reduzoir as interfereências das emissões de rádio  de fontes terrestres.

Foi mostrada toda a estrutura e a forma de captação, coleta e tratamento dos dados.

Pela tarde, o deslocamento foi até o Observatório Abrahão de Moraes, localizado na Serra dos Cocais, na divisa Valinhos-Vinhedos. Ele é cercado por mata nativa, com flora e fauna preservados
Nele há telescópios abertos à visitação pública e escolas. E eles estão em abrigos cujo teto pode ser aberto para a observação.

Um deles é usado no programa "Telescópio na Escola", onde dispondo de computador e internet pode-se controlar o teçlescópio de forma remota. Sobre o projeto: www.telescopiosnaescola.pro.br.

Este signatário (que estava com frio) e o a cúpula que abriga o Rádio Telescópio de Atibaia.

Rádio Telescópio de Atibaia.

Uma calorosa recepção quadrúpede.

Antena do Rádio Telescópio.

Um dos telescópios do observatório de Valinhos.

Este telescópio pode ser operado remotamente para observações em escolas.

IAG-USP: Terceiro dia

* Formação e evolução estelar - Prof. Augusto Domineli

Giordano Bruno - estrelas eram sóis com sistemas planetários. Absurdo para a época.
No século 19, iniciam as medidas de brilho, distância e massa. Como consequência, mais adiante, vem a classificação espectral, o disgrama HR  e a sequência principal.

Luminosidade do Sol = 40 bilhões de megatons/segundo. A estrela Eta Carinae equivale, em luninosidade, a 5 milhões de sóis. O tempo de vida dependem da massa da estrela, o que também influencia na sua luminosidade. Estrelas grandes vivem "pouco"; as pequenas duram mais.

O nascimento de uma esttela se dá em uma nuvem de poeira e gás escura e fria. A Lei de formação das estrelas depende da massa inicial (pirâmide de estrelas), que tembém depende do tamanho da nuvem. Formam-se poucas estrelas massivas (ponta da pirâmide) e na sequência, mais estrelas de massas menores. Estrelas de massa maior que 100Msol se colapsam em buracos negros.

Estrelas de grande massa formam elementos ditos alfa: 12C + 4He = 16O; 16O + 4He = 20Ne e etc., até o 56Fe. Os elementos que não são múltiplos de quatro sção formados por capturas de nêutrons e por decaiemento beta.

A morte de uma grande estrela: queima elementos leves até o ferro, formando uma "bola de ferro"; quando a estrela não se sustenta, podendo atingir mais de 1 bilhão de graus Kelvin. Ela emite nêutrons, as camadas implodem e se dá a formação da supernova.

No Big Bang há a nucleossintese primordial: formação entre 1 a 100 segundos de 90% de H e 10 % de He. As estrelas formaram os demais elementos. Entre 10 e 100 milhões de anos após formaram-se muitas estrelas grandes (1a. geração).


* Estágios finais da evolução estelar - Prof. Jorge Horvath

Características das estrelas de acordo com a massa (relativas à massa do Sol);
- < 0,08 Msol = anãs marrons (estrelas "frustradas");
- entre 0,08 e 8 Msol = geram até carbono e oxigênio;
- entre 8 e 25 Msol = geran até ferro;
- entre 35 e 100Msol = buracos negros;
- acima de 100 Msol = limite natural.

No caso das anãs brancas, há o contraponto entre a gravidade (que tenta implodir a estrela) e a pressão interna, o que resulta num raio pequeno segurado pelo equilíbrio hidrostático.
Estrela de nêutrons: supermassivas, compactas e de grande gravidade.

Buracos negros: colapso de estrelas massivas, evidenciada pelo surto de raios gama. A borda é o horizonte de eventos.


Tarde
*A Via Láctea - Prof. Jacques Lépine

Medidas de distância na galáxia: por paralaxe (para as mais próximas) e pelo brilho (distantes). No final de 2013, será lançado o satálite Gaia, que poderá medir distâncias de estrelas até 2 kpc (quiloparsecs).

Basicamente, a Via Láctea é formada pelo disco (cuja coesaão é mantida pela gravidade), o bojo (com estrelas amareladas) e o halo (estrelas distribuidas esfericamente). Também há a barra, de tamanho de 6 kpc (a galáxia é classificada como espiral barrada). Tem diâmetro de aproximadamente 30 kpc. Mas há grande dificuldade de estudá-la, pois estamos dentro dela.

Composição da galáxia: estrelas (~ 100 bilhões), gás, raios cósmicos (partículas de alta energia) e campo magnético.

Meio interestelar (MI): com resto de supernovas, região HII (hidrogênio ionizado, ou seja, H+) e nebulosas planetárias (estrelas que no fim da vida ejetam, gases ionizados por partículas de alta energia).

No centro da galáxia há um buraco negro, cuja distância ao Sol é de 8,2 kpc, o que equivale, aproximadamente, a 24 quatrilhões de quilômetros!

* As Galáxias - Profa. Ruth Gruenwald

A astronomia extragalática vem já do século 18, com o catálogo de C. Massier. Ads galáxias são conjunto de estrelas e meio estelar (MI).

As galáxias apresentam diversas formas e tamanhos (de anãs a gigantes).

Hubble (1926) classificou-as pela forma: elipticas, lenticulares, espirais (com e sem barra) e irregulares.

- elipticas (E); classificadas de E0 a E7, sendo que a 0 é circular e 7 é eliptica;
- espirais (S): as normais (Sa, Sb, Sc) e barradas (SBa, SBb e SBc);
- irregulares (Irr): são assimétricas e com MI;

Propriedades:
- dimensões: de 0,1 kpc a 2 Mpc;
- luminosidade: de 2.10E5 Lsol até 10E12 Lsol;
- rotação: elipticas (baixa) e espirais (alta);
- massa: de 10E5 a 10E12 Msol;
- quantidade de MI;
- estrelas: jovens e velhas;

Galáxias próximas a nossa: Grande e Pequena Nuvem de Magalhães. Na velocidade da Nave Voyager (17 m/s), levaria 750 milhões de anos para chegar lá!

IAG-USP - Segundo dia

Manhã

* Astronomia Dinâmica - Profa. Tatiana Michtchenko

Abordou um breve histórico da Astronomia, passando por Ptolomeu, Copérnico, Kepler, Galilei e Isaac Newton, desde o heliocentrismo, o geocentrismo e as leis da mecânica terrestre e celeste.

Foi feita referência de todo o embasamento matemático para a avaliação da dinâmica dos corpos celestes, o que pôde, dentre outras coisas, prever, quando do estudo do movimento de Urano, prever a existência de outro planeta próximo, Netuno, descoberto tempos depois.

O Cinturão de Asteróides existe porque Júpiter, por sua atuação gravitacional, impediu que estes fragmentos se reunissem e formassem um novo planeta. Também sobre asteroides, cabe resslatar que no estudo de suas trajetórias foi formatada a Escala de Torino (The Torino Scale), que mede a probabilidade de um corpo destes se chocar com a Terra com cores: desde o branco (sem perigo), verde (normal), amarelo (atenção), laranja (cuidado) e vermelho (1005 de chance de colisão).

O asteroide Apophis, com 400 m de diâmetro, apresenta alta probabilidade de colisão com a Terra em abril de 2036. O artigo "On the deflections of asteroides with mirrors", disponível na internet, sugere o uso de satélites para desvio da trajetória do asteroide.


* Exoplanetas - Prof. Sylvio Mello

A busca e descoberta de exoplanetas (planetas fora do Sistema Solar) é difícil, devido a sua pouca luminosidade, geralmente ofucasa por uma estrela próxima.

As observações são indiretas. Quando uma estrela procorre uma trajetória reta, não há um planeta por perto para interferir, como por exemplo, a estrela de Barnard. Quando a trajetória da esterela é veriável, há grande chance de haver um planeta interagindo.

Mas como medir? Por meio da velocidade da estrela, verficada pela decomposição da luz e análise das suas linhas (raias) de absorção. Neste ponto, pode-se verificar o efeito Doppler, para determinar o afastamento ou a aproximação da estrela.

Se duas medidas das raias mostrar um deslocamento das mesmas, a velocidade da esttrela está variando; a interação gravitacional de um possível planeta pode ser o motivo.


Tarde

* O Sol: o gigante do Sistama Solar - Profa. Vera Jatenco

A aula abordou uma descrição detalhada sobre a estrutura e as características da nossa estrela mais próxima. A energia produzida no núcleo, que depende de altas temperaturas e densidade, é transportada até a superfície do Sol (fotosfera) e depois emana para o meio interplanetário. No núcleo, a temperatura pode alcançar incríveis 15 milhões de graus Kelvin!

Esta energia é transportada por irradiação zona radiativa) e convecção (zona convectiva). Este processo é lento, sendo que a luz pode levar 1,5 milhão de anos para ir do núcleo à superfície.

O interior do Sol é estudado através da heliosismografia, ou seja, os sismos solares (heliomotos).
Em realção às manchas solares, estas apresentam forte campo magnético, que inibe a convecção e, desta forma, é uma zona "mais fria".

O Sol apresenta uma rotação diferencial: o equador gira mais rápido (25 dias) do que os polos (34 dias).

Do núcleo à cromosfera, a temperatura diminui; entretanto, na zona de transição, a temperatura aumenta até ma coroa solar (em torno de 1 milhão de graus Kelvin). Explicações: a zona convectiva gera ondas acústicas, que alcançam a zona de transição e nela se dissipam, gerando aquecimento, mas isto justifica apenas o aquecimento inicial.

Vento solar: carrega cerca de 1 milhão de toneladas de plasma aquecido (a 100 mil graus Kelvin) e carregado (prótons, elétrons e íons) por segundo. Esta é a forma de perda de massa por parte das estrelas. Este vento solar interage com o campo magnético da Terra, o que gera nos pólos terrestres as auroras boreal e austral.

Atividade solar: ciclo de 11 anos, onde há aumento e diminuição de manchas solares. O ciclo magnético dura 22 anos, com inversão dos polos magnéticos. Nisto podemos relatar o Mínimo de Maunder, que durou em torno de 70 anos (entre os séculos 17 e 18), o que gerou uma pequena glaciação. Um bom artigo pode ser obtido em: The Maunder Minimum - John A. Eddy - Science, New Series, Vol. 192, No. 4245. (Jun. 18, 1976), pp. 1189-1202.


* Estrelas - Prof. Jorge Meléndez

As estrelas tem seu estudo baseado, dentre outras coisas, pelas suas cores e luminosidade, o que revela sua temperatura. Uma das consequências é o Diagrama HR e as linhas espectrais, que revelam a composição química das estrelas. Também pode-se determinar a massa e a idade das mesmas.

Uma dos fatos interessantes é a presença de astrônomas no estudo das linhas espectrais.

Estádio da USP

Sei que esta postagem não é de Astronomia, mas vale a pena: este é o estádio da USP, que no espaço tem dois campos de futebol, e em outros espaços, mais campos e inúmeras quadras. Um belo centro poliesportivo. E abaixo das arquibancadas, fica o alojamento onde este signatário está.

IAG-USP - 1o. dia (tarde)

Pouco posso dizer das primeiras duas palestras, pois devido ao atraso do ônibus, cheguei bem atrasado (11h30), ou seja, sou réu confesso.

Pela tarde tivemos a palestra sobre "Astrometria" com o professor Ramachrisna Teixeira.  Alguns apontamentos:

- observar um astro: pegar sua luz e extrair informações, como intensidade e direção ;

- observar o movimento dos astros no céu diurno e noturno, diáriamente e anualmente;

- dia sideral: duas passagens consecutivas pelo ponto vernal pelo meridiano superior (= rotação da Terra, ou seja, a Terra dá 366 voltas);

- dia solar: período de duas passagens do Sol pelo ponto vernal (diferente da rotação da Terra, ou seja, 365 vezes, que dura, cada uma, 23h56min); o Sol, no seu movimento relativo às estelas, "atrasa" 4 minutos/dia;

- movimento aparente dos planetas em relação às estrelas gera a laçada;

- definições sobre: esfera celeste e meridiano local (esfera celeste do local em que o observador está), zênite e nadir,polos sul e norte celeste, horizonte, equador celeste e ecliptica e ponto vernal (ponto de coincidência entre o equador celeste e a ecliptica);

- posição dos astros: dada pela declinação (distância ângular entre a estrela e o equador celeste) e a ascensão reta (distância angular entre a projeção da estrela no equador ceneste e o ponto vernal);
- objetivo da Astrometria: medir distâmncia de objetos extra-galáticos, galáticos e do Sietama Solar.

Professor Ramachrisna Teixeira e a Astrometria: observar é preciso.

Na sequência, o prof. Enos Picazzio proferiu a palestra sobre o Sietama Solar: origem, formação, composição.
- estrelas grandes se formam rápido mas vivem menos;

- o material próximo das esttelas têma alto ponto de fusão, gerando planetas rochosos; mais longe ficam os gases, que geram os planetas gasosos;

- Mercúrio: pouco se sabe (conhece-se mais sobre Marte, que é mais longe); Vênus não tem campo magnético, motivo pelo qual sua atmosfera foi praticamente eliminada pelo vento solar;

- Marte: hemisfério norte com atividade vulcânica que cobriu crateras, o que não ocorreu com o hemisfério sul; a crosta tem grande espessura, ressaltada pelo fato de resistir ao grande peso do Monte Olimpo;

- a atmosfera planetária depende da velocidade de escape das moléculas, que depende por sua vez da massa do planeta; planetas pequenos (como a Terra) não seguram moléculas pequenas (como o H2); planetas grandes seguram grande quantidade de gases;

- Io, satélite de Júpiter, é o mais ativo em atividade vulcânica, causada pelo efeito de marés;

- Plutão: objeto da Região Transnetuniana que, por alguma perturbação, se aproximou e acabou sendo considerado por muito tempo planeta;

- zona habitável: região em que um corpo celeste pode ter água líquida; esta zona pode se deslocar com o tempo.

Prof. Enos Picazzio e o Sietama Solar em detalhes.

IAG-USP - primeiro dia

Depois de 21 horas de viagem (que seriam 18 horas, mas engarrafamentos em Laguna e no Paraná atrasaram o ônibus), cheguei no Terminal Rodoviário do Tietê. Mais 45 minutos de táxi e estou aqui no alojamento do CEPEUSP.

Daqui, um ônibus circular para o IAG - Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas da USP para o Curso de Extensão Universitária: "Introdução à Astronomia e à Astrofísica". Abaixo, a entrada do prédio.

A seguir, mais informações.