A curiosidade despertada pelos fenómenos meteorológicos e astronómicos acompanha-nos desde sempre. Rapidamente se percebeu que os movimentos dos astros mediam o tempo e que os céus não eram caóticos, antes revelavam diversos padrões, regularidades. Para o astrónomo e investigador E. C. Krupp, o fenómeno primordial Terra-Céu constitui a base da nossa percepção do espaço e do tempo. Explica como o céu foi utilizado para uma espécie de co-ordenação: "É o principal regulador, fornece as referências fundamentais do tempo, das direcções". Matriz que os povos integraram nos seus calendários, rituais, estruturas, narrativas, em todos os aspectos da vida "...para demonstrar e assegurar que estavam inseridos nessa mesma ordem.". Na apresentação de The Human Cosmos: Civilization and the Stars (Dutton, 2020) de Jo Marchant, lemos: "A nossa relação inata com as estrelas moldou quem somos - a nossa arte, crenças religiosas, estruturas políticas, desenvolvimentos científicos, até a nossa biologia." [traduções nossas]

Esta página descreve a ESFERA enquanto expediente convencional (dedicando uma página ao icónico ASTROLÁBIO, sua engenhosa planificação), apresenta alguns tópicos de HISTÓRIA, explora diversas interpretações do Cosmos (da antiga abordagem ASTROLÓGICA às perspectivas CIENTÍFICAS e COSMOLÓGICAS relacionadas com a teorização da origem, estrutura e devir do Universo), expõe argumentos relacionados com a possibilidade de VIDA EXTRATERRESTRE, refere os MAPAS e as figuras plasmadas no firmamento (os céus são também domínio ideal da imaginação!), o conceito de GLOBO TERRESTRE, a NOMENCLATURA convencional, uma introdução à OBSERVAÇÃO EQUIPADA (c/ recursos, incluindo LISTAS DE OBSERVAÇÂO) e procura alertar para o flagelo da POLUIÇÃO LUMINOSA. Acrescentadas breves secções dedicadas à história dos Eclipses e Cometas "portugueses".

Procurou-se, nos tópicos históricos e temas de desenvolvimento relacionados, recorrer a fontes e à melhor literatura secundária disponível. Na abordagem cosmológica promoveu-se uma divulgação acessível que, todavia, reflecte as nossas insuficiências. Verifica-se maior enfoque nos primeiros, bem como na vertente prática observacional.

 

 

A ESTRUTURA DO UNIVERSO

- O SISTEMA SOLAR

O Sistema Solar é uma estrutura astronómica que se estende até aos limites da influência gravitacional do Sol e integra, entre muitos outros corpos celestes, oito planetas principais: Mercúrio, Vénus, Terra, Marte, Júpiter, Saturno, Úrano e Neptuno.

- AS ESTRELAS

Os elementos químicos dos nossos corpos foram todos "cozinhados" nas fornalhas nucleares de estrelas que há muito tempo explodiram e espalharam as suas cinzas pelo espaço. Mais tarde estas "cinzas" formaram novas estrelas e planetas, e pelo menos no nosso planeta, originaram vida.

As estrelas são esferas gasosas constituídas por gás ionizado, i.e. plasma (os átomos não se encontram neutros, devido às elevadíssimas temperaturas), onde se produzem reacções nucleares. A classificação estelar é baseada nas características espectrais (i.e., análise da radiação electromagnética). A classe espectral de uma estrela é determinada pela temperatura da sua fotosfera. Quando uma pequena faixa da luz de uma estrela é plasmada e "espalhada" no seu espectro (gráfico da luz emitida em diferentes comprimentos de onda, v. exemplo), vemos faixas de radiação separadas por linhas escuras, de absorção, que são como "assinaturas" dos diferentes elementos químicos a diferentes temperaturas. Como cada elemento possui um "esquema" conhecido de linhas para cada temperatura, o espectro analisado permite deduzir a composição da atmosfera dessa estrela.

A principal classificação (dita de Harvard) é, numa ordem decrescente de temperatura superficial, a seguinte: O, B, A, F, G, K e M. O Sol enquadra-se no tipo G. Prevê subdivisões e alguns tipos espectrais raros têm classificações especiais. (Esquema começou por ser uma sequência alfabética de letras capitulares, segundo a predominância das linhas de hidrogénio relativamente aos outros elementos; mais tarde, concluiu-se que a radiação desse elemento é mais forte nas estrelas com temperatura intermédia, portanto a sequência deixou de ser alfabética). O ubíquo diagrama de Hertzsprung-Russell é um gráfico de distribuição que mostra a relação entre a magnitude absoluta ou luminosidade versus tipo espectral ou classificação estelar e temperatura efectiva.

Segundo Jay Pasachoff (A Field Guide to Stars and Planets (The Peterson Fileld Guide Series), 3rd ed., Houghton Mifflin, 1992, 148 et seq.), quando categorizamos diferentes objectos como gigantes vermelhas, nebulosas planetárias ou anãs brancas, estamos na realidade a observar diferentes etapas da vida de uma estrela vulgar. No seu "ciclo de vida", as estrelas nascem a partir de nuvens gasosas que colapsam no espaço interestelar. (Se a massa não for suficiente, teremos somente a formação de uma anã castanha, não de uma estrela plena.) Nas novas estrelas inicia-se a importantíssima fusão de hidrogénio em hélio, processo pelo qual se gera energia! Na maioria das estrelas 4 núcleos de hidrogénio resultam num único de hélio, com massa ligeiramente menor do que os 4 núcleos originais. A diferença é convertida em energia (deste processo também resultam 2 positrões e 2 neutrinos).

Neste período "rotineiro", as estrelas pertencem à "sequência principal" do mencionado diagrama de Hertzsprung-Russell. A energia resultante da fusão contrabalança a ubíqua força da gravidade. A longevidade de uma estrela depende das suas características: as maiores e mais quentes gastam o seu combustível mais depressa (talvez somente em 100 000 anos), estrelas como o Sol podem permanecer na "sequência principal" por cerca de 10 biliões de anos enquanto as estrelas mais frias e ténues podem ultrapassar o quíntuplo dessa duração. O destino final de uma estrela, a sua "morte", depende da respectiva massa. Estrelas com massa entre 7% e o dobro da massa solar colapsam quando já não conseguem fundir hidrogénio em hélio e, por esse facto, não conseguem contrariar a gravidade. Contraem-se, aquecem com a fricção inerente a esse processo e libertam energia nas camadas exteriores que se dilatam e arrefecem. Transformam-se em gigantes vermelhas e, expelindo as camadas exteriores, estão na origem das chamadas nebulosas planetárias. Quando a nuvem se desvanece (em ~50000 anos), permanece uma estrela central que arrefece e se contrai até ficar com um tamanho semelhante ao da Terra (mas com uma massa muitíssimo maior): uma anã branca. Se restar uma massa sem hidrogénio menor do que 1,44 da massa do Sol (Limite de Chandrasekhar, que é na prática o limite da massa de uma anã branca, que a partir daí colapsa sob efeito da gravidade), a estrela pode assim permanecer indefinidamente. [Este limite foi determinado por Subrahmanyan Chandrasekhar, 1910-1995, importante físico Indiano, naturalizado Americano]. Caso pertença a um sistema estelar duplo, a sua gravidade atrai matéria da vizinhança e retorna brevemente à fusão nuclear, ganhando um brilho intenso mas efémero e explodindo como nova. Por outro lado, quando uma estrela possui mais do dobro da massa do Sol, também evolui para a fase gigante vermelha mas cresce ainda mais até se transformar numa supergigante (com enorme dimensão e massa mas densidade muito baixa). Esta vai eventualmente explodir numa devastadora supernova, espalhando pelo espaço os elementos 'pesados' mais complexos (Carbono, Nitrogénio, Magnésio, etc.) gerados pelas elevadissimas temperaturas, que depois se detectam nas estrelas de gerações seguintes, como o Sol. O pico de luminosidade óptica de uma supernova pode ser comparável ao de uma galáxia inteira. O destino do núcleo que pode sobrar após a tremenda explosão da supernova é, novamente, ditado pela massa. Estrelas muito pequenas e extremamente densas formam uma estrela de neutrões (a intensidade da força gravitacional e as tremendas pressões têm como efeito a junção dos electrões e dos protões do seu centro, resultando na prevalência das particulas electricamente denominadas neutrões). Estas estrelas são pequenas e extremamente densas, com forte gravidade e potentes campos magnéticos. Em rotação, são eventualmente detectadas como pulsares, com o seu "efeito de farol". Por seu lado, as estrelas com massa muito maior, superior a 10x a solar, comprimem-se cada vez mais e alcançando um diâmetro mínimo crítico (proporcional ao seu tamanho), determinado pelo chamado "raio de Schwarzschild", originam os buracos negros: objectos insondáveis onde a velocidade de escape iguala ou ultrapassa a da própria luz! Praticamente nada consegue escapar dessa "coisa" monstruosa, nem a luz. Acredita-se que os chamados quasares sejam gigantescos buracos negros.

- A GALÁXIA

À noite, se olhássemos para o céu na (improvável) ausência de poluição luminosa, perceberíamos que estamos rodeados por um número impressionante de estrelas. A que está mais perto (Proxima Centauri, que é ténue e não se consegue observar à vista desarmada) está a 4.2 anos-luz (i.e. a sua luz demora 4.2 anos a chegar até nós). Hoje sabemos que as estrelas se reúnem em grupos gigantescos, com formas e movimentos característicos. A esses grupos damos o nome de galáxias. As galáxias, onde a matéria se torna mais estruturada e complexa, são (como antecipado pelo filósofo Immanuel Kant no séc. XVIII), autênticos universos-ilha, sendo classificadas (a partir do estudo sistemático do influente Edwin Hubble) segundo a sua morfologia: elíptica, irregular ou espiral. A nossa, cuja estrutura observamos (de dentro) como uma longa e irregular mancha diáfana num céu límpido, é conhecida, por via da mitologia clássica, como a Via Láctea. Constituída por centenas de milhões de estrelas, tem um diâmetro de cerca de 100.000 anos-luz. Todas as nebulosas que vemos e todas as estrelas observadas pelos astrónomos amadores pertencem à matéria da nossa galáxia.

- THE BIG PICTURE...

As galáxias reúnem-se em grupos. A Via Láctea faz parte do chamado Grupo Local, com um diâmetro de aproximadamente 4 milhões de anos-luz. O Grupo Local, por sua vez, pertence ao "Super Aglomerado Local", avizinhado em todas as direcções por outros supercúmulos galácticos, que se movem afastando-se uns dos outros. Actualmente, podem observar-se mais de 1000 milhões de galáxias e o nosso Universo dilatou-se de modo avassalador.

William Herschel (1738-1822) concebeu um modelo sistemático da Galáxia (que na época se confundia com o todo do Universo), baseado na observação e contagem das estrelas, assumindo equivalente luminosidade intrínseca (mais tarde apercebeu-se de que o resultado era inexacto). O esquema acima (do segundo e mais elaborado modelo proposto por Herschel) procurava revelar a configuração da Via Láctea, atribuindo (equivocamente) ao Sol uma posição central

Até há cerca de um século ainda se acreditava que a "Galáxia" era praticamente sinónimo do Universo sideral e que o Sol ocupava um lugar privilegiado. O entendimento da estrutura do universo estelar foi tarefa árdua, com múltiplas teorias, avanços e retrocessos. Dos modelos de Herschel ao conceito de uma esfera de estrelas ou ao de uma estrutura achatada ou elipsóide (Hugo von Seeliger, 1849-1924), de um anel envolvendo um enxame a uma enorme "serpentina" de estrelas (Richard A. Proctor, 1837-1888, v. desenho de T. Moreaux, no seu Où Sommes nous?, Nouvelle Collection Scientifique de la Bonne Presse, Paris, 1911). O Holandês Cornelis Easton (1864-1929) recorreu ao conceito de uma grande nebulosa primordial na origem das subsequentes nebulosas e enxames, estando o nosso Sol no "enxame central" de uma vasta estrutura espiral. Finalmente, Harlow Shapley (1885-1972), estudando o halo da distribuição dos enxames globulares (e assumindo que o núcleo da Galáxia estava no centro desse halo), utilizou as Cefeidas (um tipo específico de estrelas variáveis pulsáteis) para determinar a dimensão da Via Láctea e o método da paralaxe (deslocação na posição aparente de um objecto em relação a um plano de fundo) para determinar a posição relativa do Sol. Concluiu, em 1918, que esta estrela não estava no centro, antes ocupando uma humilde posição periférica. Em 1920 acontece o interessante "Grande Debate" ("Great Debate", Wikipedia) acerca da natureza das chamadas "nebulosas extragalácticas" e do tamanho da Via Láctea (i.e. da escala do Universo), entre H. Shapley e Heber Curtis (1872-1942) Entre 1912 e 1914, Vesto M. Slipher (1875-1969), trabalhando no observatório Lowell, verificara através da espectroscopia que, de modo geral, esses objectos pareciam afastar-se de nós. Já nos anos 20, Edwin Hubble (1889-1953) alargou e aprofundou essa investigação e concluiu, pelas enormes distâncias estimadas, que a Galáxia não era singular, apenas uma entre muitas. Verificou ainda que, em grande escala, algo fascinante acontecia: quanto mais distante uma galáxia se encontrava, maior o seu desvio espectral para o vermelho, significando maior velocidade de recessão ou afastamento (Lei de Hubble ou de Hubble–Lemaître). Daqui se inferiu a hipótese do "átomo primordial" (Lemaître) e o começo extremamente quente e denso preconizado pela teoria do "Big Bang" (Grande Explosão), origem do nosso Universo em Expansão há cerca de 13,7 mil milhões de anos. Em rigor, segundo P. James E. Peebles, a teoria explica "como o Universo está a evoluir, não como começou." (Making Sense of Modern Cosmology; Scientific American, vol. 284 No. 1, January 2001),

O actual modelo cosmológico

- A abóbada celeste parece girar em torno do nosso planeta cerca de 15º numa hora (1º em cada 4 minutos), devido à rotação do nosso planeta, que demora 23h 56m (dia sideral). É este o tempo que qualquer estrela "fixa" demora a dar uma "volta" completa. Mas devido à translação do nosso planeta, o Sol demora mais 4 minutos no seu percurso diário aparente (dia solar).

- As estrelas surgem ("nascem") todos os dias cerca de 4 minutos mais cedo (2 horas por mês). O Sol move-se, relativamente ao fundo de estrelas, de oeste para leste, à razão aproximada de 1º por dia, realizando num ano a volta completa de 360º.

- O Sol parece descrever ao longo do ano uma série de círculos paralelos em torno do nosso planeta. Os nascimentos (e também, por consequência, os ocasos) não acontecem sempre nos mesmos pontos do horizonte. A altura do astro ao meio-dia não é sempre a mesma mas obedece a um ciclo que se repete anualmente (devido à translação do nosso planeta, bem como à inclinação do seu eixo).

Arcos diurnos do Sol em diferentes épocas do ano (Rómulo de Carvalho: Ciências da Natureza (9ª ed.), Livraria Sá da Costa - Editora, 1974)

- A Eclíptica está inclinada ~23,5º em relação ao Equador Celeste, que intersecta em dois pontos opostos (o primeiro ponto de Aries e o primeiro ponto de Libra, designações tradicionais que já não correspondem às constelações com esses nomes devido ao fenómeno da precessão dos equinócios). É um círculo imaginário que representa o plano da órbita da Terra e traduz a inclinação do eixo do nosso planeta, responsável pelas Estações do Ano.

- É ao longo desse grande círculo (ou na sua proximidade) que observamos o percurso aparente do Sol, da Lua e dos planetas. O Zodíaco é a "faixa" do céu atravessada pela Eclíptica.

- O ponto vernal (início do signo Aries) assinala o início da Primavera no nosso hemisfério. Quando o Sol aí chega (aproximadamente a 21 de Março), atravessa o Equador a caminho do Hemisfério Norte. Ao meio-dia verdadeiro (o do relógio de Sol), a origem das 'ascensões rectas' (v. coordenadas equatoriais) passa pelo meridiano do lugar.

- A Lua nasce todos os dias cerca de 50 minutos mais tarde (~13º ao longo do Zodíaco). A "idade" da Lua conta-se, geralmente em dias, a partir da chamada Lua Nova. No Quarto Crescente o luar começa depois do pôr-do-sol; no Quarto Minguante começa antes.

Para melhor compreender toda esta dinâmica, é conveniente recorrer a uma útil estrutura convencional: a Esfera Celeste.