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Acervo textual da Revista AstroNova

Edição 10 — páginas 21 a 40

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Assuntos identificados: astronomia, terra, estrelas, evento, espacial, grande, sistema, diagrama, oxigênio, atmosfera.

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www.grupocentauro.org Grupo Centauro de Astronomia Amadora Dois Vizinhos - Maringá (PR) Divulgando a Beleza do Universo revelada pela Ciência 0Anos1

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23 Fernando Bortotti fernando_bortotti@hotmail.com No artigo da Revista Astronova da edição nº 06 maio/2015 falamos sobre os diferentes comprimentos de onda do espectro eletromagnético e sobre as informações astronômicas que obtemos ao analisar os objetos celestes além da luz visível. Algumas dessas partes do espectro não conseguem atravessar a atmosfera, o que é bom para nós (Figura 1). Seria difícil a vida se constituir na Terra tendo raios-x e raios gama atravessando a atmosfera e Por qual razão enviamos telescópios ao espaço? Neste artigo mostraremos que não é apenas devido à garantia de céu limpo o tempo todo. Por qual razão enviamos telescópios ao espaço? Neste artigo mostraremos que não é apenas devido à garantia de céu limpo o tempo todo. TELESCÓPIOS ESPACIAISTELESCÓPIOS ESPACIAIS Figura 1. Alcance dos diferentes tipos de radiação eletromagnética na atmosfera terrestre. Percebe-se que apenas as ondas de rádio, um pouco das micro-ondas e a luz visível conseguem chegar ao nível do mar (history.nasa.gov/SP-466/ch2.htm) chegando à superfície. Mesmo para a luz e o rádio, que chegam na superfície, a atmosfera é um problema considerável para a Astronomia, uma vez que além de nuvens, há a fumaça e neblina; que podem bloquear a TECNOLOGIA ESPACIAL

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22 AstroNova . N.10 . 2016 24 observação de objetos celeste com intensidade luminosa abaixo de um determinado nível. Mesmo em uma noite de céu muito limpo, longe da poluição luminosa, há o bloqueio de grande parte do espectro da luz visível. Para o rádio, temos o problema da absorção de energia pelo vapor de água das nuvens e atenuações causadas por chuvas e neve. Então, como podemos atenuar os efeitos atmosféricos e analisar os objetos celestes nas radiações que não conseguem chegar à superfície? Para isso são utilizados os telescópios espaciais, que são satélites postos em órbita da Terra ou enviados para além desta com a função de captar as radiações que não conseguem atravessar a atmosfera ou que seriam atenuadas por ela. Os telescópios espaciais possuem vantagens e desvantagens. Dentre os benefícios, um telescópio espacial pode observar ininterruptamente, 24 horas por dia, e por estar em órbita, a atmosfera e a poluição luminosa não influenciam na qualidade das imagens obtidas. Figura 2. Telescópio Espacial Hubble visto da Atlantis na missão STS-125. Figura 3. Observatório Compton de Raios Gama posto em órbita da Terra pelo ônibus espacial Atlantis na missão STS-37 em abril/1991.

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Figura 4. Observatório Chandra de Raios-X na área de carga do ônibus espacial Columbia. 25 AstroNova . N.10 . 2016 Porém, dentre as desvantagens, tem-se a dificuldade de levá-los ao espaço e quando se faz necessária uma manutenção, o transporte de pessoas especializadas e peças para a órbita terrestre é um custo muito alto. Vamos conhecer alguns dos telescópios espaciais: Grandes Observatórios Espaciais (NASA) - Telescópio Espacial Hubble (em inglês, Hubble Space Telescope, HST): opera na faixa óptica do espectro. Foi lançado em 24 de abril de 1990 e ainda está em pleno funcionamento. (Figura 2) - Observatório de Raios Gama (em inglês, Gamma Ray Observatory, GRO): também chamado o Observatório Compton de Raios Gama. Em 2000, após uma falha no sistema de giroscópios, a NASA optou pela sua reentrada na atmosfera, caindo no Oceano Pacífico. (Figura 3) - Observatório Chandra de Raios-X (em inglês, Chandra X-ray Observatory, CXO): Inicialmente seu nome seria AXAF Advanced X-ray Astrophysics Facility, porém, em homenagem ao astrofísico indiano Subrahmanyan Chandrasekhar. Lançado em 1999, continua ativo até hoje. (Figura 4) - Telescópio Espacial Spitzer (em inglês, Spitzer Space Telescope, SST): Inicialmente seria denominado Space Infrared Telescope Facility (SIRTF). Foi lançado por um foguete Delta II, de Cabo Figura 5. Telescópio Espacial Spitzer sendo montado no Centro Espacial Kennedy. Figura 6. Telescópio Espacial Herschel no Centro Europeu de Pesquisas e Tecnologia Espacial (ESTEC).

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22 AstroNova . N.10 . 2016 26 Canaveral em agosto de 2003. Sua missão é fazer observações em infravermelho. (Figura 5) O representante da Europa: Herschel O Telescópio Espacial Herschel, construído pela Agência Espacial Européia (ESA), cuja função também era obter dados em infravermelho. Operou entre 2009 e 2013 e atualmente está a 1,5 milhões de quilômetros da Terra no segundo ponto de Lagrange (L2) do Sistema Terra-Sol. (Figura 6) O primeiro telescópio do futuro: James Webb Está previsto para o ano de 2018 o lançamento do Telescópio Espacial James Webb, construído pela NASA (Estados Unidos), ESA (Europa) e CSA (Canadá). Terá como função a observação em luz visível e infravermelho. Inicialmente seria denominado Next Generation Space Telescope (NGST), porém em 2002 foi renomeado em homenagem a James Edwin Webb, que foi administrador da NASA durante o Programa Apollo. (Figura 7) Figura 7. Telescópio Espacial James Webb (concepção artística).

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27 Rafael Cândido Jr. eletrorafa@gmail.com Na edição anterior da Revista Astronova (nº 09), no artigo sobre a classificação espectral das estrelas, foi contado um pouco do histórico de como foi realizada esta tarefa. Dentre as cientistas citadas, tem-se Antonia Maury que organizou as estrelas de um modo peculiar e que este ato trouxe atritos com o cientista Charles Pickering. Esta forma de organização consistia em organizar as estrelas conforme a Classificação das EstrelasClassificação das Estrelas Diagrama de HERTZSPRUNG-RUSSELL Diagrama de HERTZSPRUNG-RUSSELL ASTROFÍSICA espessura das linhas espectrais de cada uma. O astrônomo dinamarquês Ejnar Hertzsprung (Figura 1) percebeu que estas diferenças de espessura das linhas espectrais estavam relacionadas à luminosidade e à magnitude absoluta. Em 1913, o astrônomo americano Henry Norris Russell (Figura 2) desenvolveu versões do diagrama incluindo as estrelas gigantes de Antonia Maury e com as paralaxes e as magnitudes absolutas medidas por Hertzsprung. Desta forma, ambos descobriram que era possível fazer um gráfico onde uma estrela poderia ser definida por sua classe espectral (OBAFGKM) no eixo horizontal e por sua magnitude absoluta no eixo vertical. Ao distribuir as estrelas usando estas duas variáveis, notou-se que existiam regiões relacionadas às cores, temperaturas da superfície e tamanhos das estrelas. Verificou-se também que o eixo x poderia ser temperatura, classe

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28 AstroNova . N.10 . 2016 Figura 2. Henry Norris Russell (1877-1957) Figura 3. Distribuição de estrelas com temperaturas, classe espectral e índice de cor B-V como abcissas luminosidade e magnitude absoluta como ordenadas. espectral ou índice de cor e o eixo y ser luminosidade ou magnitude absoluta, sem necessitar nenhuma alteração de posição de uma estrela no gráfico. (Figura 3) Assim, surgiu o denominado Diagrama de Hertzsprung- Russell, ou também, diagrama H-R. Posteriormente, além dos dados apresentados acima, o diagrama pode apresentar também dados de tamanho da estrela em raios solares e de tempo de vida estelar. (Figura 4) Percebe-se que muitas estrelas ocupam uma região Figura 1. Ejnar Hertzsprung (1873-1967) Figura 4. Diagrama H-R contendo a informação do raio e massa solares das estrelas e os períodos estimados de vida estelar.

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AstroNova . N.10 . 2016 29 do diagrama ao longo de uma linha denominada sequência principal (em inglês, main sequence). Uma estrela nesta região está fundindo hidrogênio em seu núcleo e encontra-se no início e no meio de sua vida. Acima da sequência principal, tem-se as estrelas gigantes, que fundem hélio em seus núcleos e hidrogênio numa camada em torno do núcleo. Esta região recebe o nome de ramo horizontal e aqui encontram-se estrelas que já saíram da sequência principal, são estrelas velhas que tinham aproximadamente a massa do Sol. E ainda mais acima tem-se as supergigantes, as estrelas mais massivas e mais luminosas que existem. Abaixo da sequência principal, tem-se as anãs brancas, com centésimos da massa solar. São a etapa final da vida de uma estrela com aproximadamente a massa solar. O diagrama H-R fornece dados que caracterizam uma estrela desde sua cor e temperatura da superfície a até luminosidade relativa (considerando a luminosidade do Sol como 1) e classe espectral; sendo uma importante ferramenta de obtenção de dados sobre uma estrela e de sua catalogação. Segue abaixo um diagrama H-R extraído do artigo The periodic table of the Cosmos, do autor Ken Croswell, publicado na Scientific American de julho/2011. Rafael Cândido Jr. é graduado e mestre em Engenharia Química pela USP e doutorando em Engenharia Aeroespacial pelo ITA Diagrama H-R, do artigo de Ken Croswell, publicado na Scientific American de julho/2011.

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A alvorada da Astronomia Amadora no estado do Espírito Santo www.facebook.com/ClubAstroESwww.facebook.com/ClubAstroES

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DIVULGAÇÃO E ORIENTAÇÃO À PESQUISA DE CIÊNCIAS E CAMPOS AFINS DIVULGAÇÃO E ORIENTAÇÃO À PESQUISA DE CIÊNCIAS E CAMPOS AFINS http://nupesc.wix.com/nupescwww.facebook.com/nupesc

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Referência em Astronomia Amadora no Norte do Paraná Clique aqui e visite nosso grupo no FaceBookClique aqui e visite nosso grupo no FaceBook

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33 Matheus Castanheira mlcastanheira@hotmail.com Neste artigo, vamos conhecer dois métodos de localização dos pontos cardeais, um para ser usado durante o dia (experimental) e outro à noite no hemisfério Sul (observacional). ASTRONOMIA DE POSIÇÃOASTRONOMIA DE POSIÇÃO Aprendendo a navegar com os céusAprendendo a navegar com os céus NAVEGAÇÃO ASTRONÔMICA Entretanto, antes de começarmos a expor estes métodos, precisamos conhecer um tipo de sistema de coordenadas usado em Astronomia. Sistema de Coordenadas Horizontal É um sistema local, centrado no observador, onde a coordenada é expressa em função de dois ângulos: - ângulo de altura ou elevação (h), que varia de 0° (linha do horizonte) a 90° (ponto acima da cabeça do observador, também denominado zênite). Ângulos negativos indicam

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que o astro está abaixo do horizonte num determinado instante. - azimute, do árabe al-sumut (caminho, direção), varia de 0° a 360°, sendo que o 0° é o ponto cardeal norte e a medida do ângulo é feita no sentido horário até o círculo vertical do astro observado. A figura 1 apresenta as coordenadas deste sistema. Método diurno Ao contrário do senso comum, o Sol não nasce exatamente no ponto cardeal leste e se põe exatamente no ponto cardeal oeste. O que ocorre é que o Sol nasce no lado leste e se põe no lado oeste. Assim, não se pode definir estes pontos cardeais unicamente pelo nascer ou pelo pôr do Sol. Para este método, precisamos encontrar um local nivelado que receba diretamente a luz solar das 10:00 às 15:00 e que possibilite introduzir uma haste denominada gnômon. Com a haste fincada ao chão, observamos a sua sombra às 10:00 e marcamos o ponto no extremo desta sombra denominando-o ponto A. Verificando a distância entre o ponto AstroNova . N.10 . 2016 1234 Figura 1. Coordenadas do Sistema Horizontal. Figura 2. Fazendo o círculo A, a partir do raio R1 obtido do comprimento da sombra. Figura 3. Fazendo o círculo B, a partir do raio R2 obtido do comprimento da sombra.

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AstroNova . N.10 . 2016 35 marcado e o gnômon, denominamos esta distância de R1 e então traçamos um círculo com centro no gnômon com raio R1 e o denominamos de círculo A. Para isso, usa-se um barbante preso no gnômon sempre tomando muito cuidado para não o desalinhar. A figura 2 demonstra esta operação. Após isso, espera-se mais ou menos 1 hora e marca-se novamente a extremidade da sombra, denominando-se este ponto como B. A distância desse ponto ao gnômon é denominada R2 e então traçamos um círculo com centro no gnômon com raio R2 e o denominamos de círculo B. A figura 3 demonstra esta operação. Ao verificar a sombra após o meio-dia, veremos a sombra se movimentando e ela toca o círculo B em um ponto e o círculo A, um tempo depois, em outro ponto. Vamos chamá-los respectivamente de pontos C e D, como mostra a figura 4. Agora, traçamos duas retas ligando os pontos A e D e outra ligando os pontos B e C, após isso marcamos o ponto médio de cada reta e os denominamos pontos R e S. Figura 4. Sombras nos pontos C e D. Figura 5. Determinação da direção norte-sul. Figura 6. Constelação do Cruzeiro do Sul e as estrelas e do Centauro.

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Se o experimento tiver sido feito de modo correto, as retas que ligam R ao gnômon e S ao gnômon estão sobrepostas e dão a direção norte-sul como vemos na figura 5. Método noturno Este método é puramente observacional e consiste em observar o céu noturno e através das constelações encontrar o pólo celeste sul e a localização do pólo AstroNova . N.10 . 2016 1236 Figura 7. Pólo sul celeste. Figura 8. Encontrando os pólos celeste e geográfico sul. geográfico sul. Devemos localizar a constelação do Cruzeiro do Sul e uma maneira fácil de encontrá-la é localizando 2 estrelas bem brilhantes próximas a ela, são a alfa e beta do Centauro, como vemos na figura 6. Localizado o Cruzeiro, vê-se pela figura 6 que ele não aponta para o pólo sul geográfico (representado pela letra S no horizonte), mas aponta para o pólo sul celeste (Figura 7), que é o ponto onde o prolongamento do eixo de rotação da Terra intercepta a esfera celeste. Sabendo que os pólos sul geográfico e celeste estão alinhados no mesmo azimute; então, conforme as coordenas celestes horizontais, seus azimutes serão de 180°. Sendo o pólo celeste sul um prolongamento do eixo de rotação da Terra, temos o movimento aparente do céu, como se ele girasse em torno deste ponto. As estrelas são fixas na esfera celeste, ou seja, a distância do pólo celeste para o Cruzeiro sempre é constante. Se denominarmos a distância de uma estrela a outra do braço maior do Cruzeiro de X, o prolongamento até o azimute do pólo celeste será 4X. Ou seja, devemos olhar para o Cruzeiro e prolongar seu eixo maior em 4 vezes e assim encontraremos o pólo celeste sul. Após isso, descemos uma linha perpendicular e encontramos o pólo geográfico sul. (Figura 8) Matheus Leal Castanheira é graduando em Física (UFPR). Figuras obtidas utilizando os seguintes softwares: GeoGebra (método diurno) e Stellarium (método noturno).

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Maico Zorzan maicozorzan@outlook.com Após alguns meses, com entusiasmo de quem vai rever amigos, e de quem retorna para casa, lá vamos nós para mais uma edição do Encontro paranaense de astronomia, o EPAST. Essa era a sensação presente no olhar dos participantes ao chegar para a 13° edição do evento. Dessa vez, sediado em Campo Mourão, e a cargo dos amigos do GEPA, o evento aconteceu no feriado de Tiradentes, dentro do Campus da UTFPR. Contando com participantes de todas as regiões do estado, e também de estados vizinhos, o evento decorreu da apresentação de palestras, minicursos, lançamento de foguetes, observação e bons bate papos entre amigos. Como sempre ocorre nos Epasts, talvez um dos eventos de astronomia mais peculiares do país, onde seu formato permite uma interação estreita de laços entre a comunidade de apaixonados pela astronomia, meio acadêmico, estudantes e sociedade local, podemos perceber muitos rostos novos, gente que tem fascínio pelo cosmos, e que nesse local sente que seus anseios não são únicos, podendo compartilhar conhecimento com outros apaixonados pelo universo. Da edição 2016 do evento, temos que destacar a maravilhosa estrutura física disponibilizada pela UTFPR, o tato da equipe do GEPA com a organização do evento, a qualidade dos conteúdos apresentados e o amor do Michel Batista Corsi pela educação cientifica. Fatores fundamentais que possibilitaram a realização de um excelente evento. O Epast, que nasceu da ideia de realizar uma união entre os grupos e praticantes da astronomia amadora no 37 DIVULGAÇÃO CIENTÍFICA Mais um EPAST entra para a história da astronomia paranaenseMais um EPAST entra para a história da astronomia paranaense AS ESTRELAS VOLTARAM A BRILHAR NO PARANÁ AS VOLTARAM A BRILHAR NO ESTRELAS PARANÁ Mais um EPAST entra para a história da astronomia paranaenseMais um EPAST entra para a história da astronomia paranaense Palestra do prof. Maurício Kaczmarech

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Estandarte do EPAST é passado para a representante da próxima edição do evento, profa. Tina Andreolla (UTFPR - Pato Branco) Paraná, faz de forma muito eficiente seu papel, também sendo uma fonte de compartilhamento de conhecimento. Voltado ao iniciante, e abordando temas de forma clara e didática, e evento leva para as cidades e regiões onde já passou, uma experiência didática, elos de amizade, e um trabalho importante de aproximação da comunidade local com a ciência. Grupos e astrônomos amadores já surgiram no evento, e muitos desses hoje fazem do nosso estado um dos mais ativos na astronomia amadora nacional. Até casamento já surgiu de amizades epastanas. Em 2017 é a cidade de Pato Branco entrar na órbita do evento, sendo sede da 14° edição. O evento será realizado no campus da UTFPR de Pato Branco, com organização do grupo GEAstro. Desejamos aos novos anfitriões, que possam realizar um fantástico evento, e aos participantes, que aproveitem essa oportunidade. Nos vemos em 2017 na cidade de Pato Branco. AstroNova . N.10 . 2016 1238 Foto após lançamento de foguete movido a combusível sólido. Prof. Michel Corci, organizador do 13º EPAST. Mini-cursos e Oficinas Observação astronômica Plenária e votação do EPAST 2017 Os editores da revista AstroNova recebem homenagem da organização do 13º EPAST

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PELA PRODUÇÃO E DIFUSÃO CIENTÍFICAPELA PRODUÇÃO E DIFUSÃO CIENTÍFICA CEARÁ - BRASILCEARÁ - BRASIL

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AstroNova é uma colaboração de estudantes, professores, astrônomos amadores e profissionais para a divulgação de Astronomia e Ciências da Natureza. Tem lançamento trimestral, é totalmente pública, gratuita e de direitos livres. Disponível em: REVISTA DE DIVULGAÇÃO DE ASTRONOMIA E CIÊNCIAS DA NATUREZA www.caeh.com.br www.grupocentauro.org/astronova

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