Objeto astronômico
Umobjeto astronômico,objeto celeste,objeto estelaroucorpo celestialé uma entidade, associação ou estruturafísicade ocorrência natural que existe nouniverso observável.[1]Naastronomia,os termosobjetoecorposão frequentemente usados de forma intercambiável. No entanto, umcorpo astronômicooucorpo celesteé uma entidade única, fortemente ligada e contígua, enquanto umobjetoastronômico ou celeste é uma estrutura complexa e menos coesa, que pode consistir em vários corpos ou mesmo outros objetos com subestruturas.
Exemplos de objetos astronômicos incluemsistemas planetários,aglomerados de estrelas,nebulosasegaláxias,enquantoasteroides,satélites naturais,planetaseestrelassão corpos astronômicos. Umcometapode ser identificado como corpo e objeto: é umcorpoquando se refere aonúcleocongelado de gelo e poeira, e umobjetoquando descreve o cometa inteiro com suacomaecaudadifusa.
História[editar|editar código-fonte]
Ver artigo principal:História da astronomiaObjetos astronômicos comoestrelas,planetas,nebulosas,asteroidesecometastêm sido observados por milhares de anos, embora as primeirasculturaspensassem nesses corpos comodeusesou divindades. Essas culturas primitivas consideravam os movimentos dos corpos muito importantes, pois usavam esses objetos para ajudar a navegar por longas distâncias, contar entre as estações e determinar quando plantar. Durante aIdade Média,as culturas começaram a estudar mais de perto os movimentos desses corpos. VáriosastrônomosdoOriente Médiocomeçaram a fazer descrições detalhadas de estrelas e nebulosas, e fariam calendários mais precisos com base nos movimentos dessas estrelas e planetas. NaEuropa,os astrônomos se concentraram mais em dispositivos para ajudar no estudo dos objetos celestes e na criação de livros didáticos, guias euniversidadespara ensinar mais sobreastronomiaàs pessoas.
Durante arevolução científica,em 1543, foi publicado omodelo heliocêntricodeNicolau Copérnico.Este modelo descrevia aTerra,juntamente com todos os outros planetas, como sendo corpos astronômicos que orbitavam ao redor doSollocalizado no centro doSistema Solar.Johannes Keplerdescobriu asleis de Keplerdo movimento planetário, que são propriedades dasórbitasque os corpos astronômicos compartilhavam, isso foi usado para melhorar o modelo heliocêntrico. Em 1584,Giordano Brunopropôs que todas as estrelas distantes são seus próprios sóis, sendo o primeiro em séculos a sugerir essa ideia.Galileo Galileifoi um dos primeiros astrônomos a usartelescópiospara observar o céu, em 1610 ele observou as quatro maiores luas deJúpiter,agora chamadas deluas galileanas.Galileu também fez observações das fases deVênus,crateras naLuaemanchas solaresno Sol. O astrônomoEdmond Halleyconseguiu prever com sucesso o retorno docometa Halley,que agora leva seu nome em 1758. Em 1781,William Herscheldescobriu o novo planetaUrano,sendo o primeiro planeta descoberto não visível aolho nu.
Nos séculos XIX e XX, novas tecnologias e inovações científicas permitiram aos cientistas expandir consideravelmente sua compreensão da astronomia e dos objetos astronômicos. Telescópios e observatórios maiores começaram a ser construídos e os cientistas começaram a imprimir imagens da Lua e de outros corpos celestes em chapas fotográficas. Novoscomprimentos de ondade luz não vistos peloolho humanoforam descobertos, e novos telescópios foram feitos que possibilitaram ver objetos astronômicos em outros comprimentos de onda de luz.Joseph von FraunhofereAngelo Secchiforam pioneiros no campo daespectroscopia,o que lhes permitiu observar a composição de estrelas e nebulosas, e muitos astrônomos foram capazes de determinar as massas deestrelas bináriascom base em seuselementos orbitais.Os computadores começaram a ser usados para observar e estudar grandes quantidades de dados astronômicos sobre as estrelas, e novas tecnologias, como ofotômetrofotoelétrico,permitiram aos astrônomos medir com precisão a cor e aluminosidadedas estrelas, o que lhes permitiu prever sua temperatura e massa. Em 1913, oDiagrama de Hertzsprung-Russellfoi desenvolvido pelos astrônomosEjnar HertzsprungeHenry Norris Russellindependentemente um do outro, que traçava estrelas com base em sua luminosidade e cor e permitia aos astrônomos examinar facilmente as estrelas. Verificou-se que as estrelas geralmente caíam em uma banda de estrelas chamada estrelas desequência principalno diagrama. Um esquema refinado para classificação estelar foi publicado em 1943 porWilliam Wilson MorganePhilip Childs Keenancom base no Diagrama de Hertzsprung-Russell. Os astrônomos também começaram a debater se existiam outrasgaláxiasalém daVia Láctea,esses debates terminaram quandoEdwin Hubbleidentificou anebulosa de Andrômedacomo uma galáxia diferente, juntamente com muitas outras distantes da Via Láctea.
Galáxia e maiores[editar|editar código-fonte]
Ouniversopode ser visto como tendo uma estrutura hierárquica.[2]Nas maiores escalas, o componente fundamental da montagem é agaláxia.As galáxias são organizadas emgrupos e aglomerados,muitas vezes dentro desuperaglomeradosmaiores, que são amarrados ao longo de grandesfilamentosentre vazios quasevazios,formando uma teia que abrange ouniverso observável.[3]
As galáxias têm uma variedade demorfologias,com formasirregulares,elípticase emforma de disco,dependendo da sua formação e histórias evolutivas, incluindo ainteraçãocom outras galáxias, o que pode levar a umafusão.[4]As galáxias de disco abrangem galáxiaslenticulareseespiraiscom características, comobraços espiraise umhalodistinto. No núcleo, a maioria das galáxias tem umburaco negro supermassivo,que pode resultar em umnúcleo galáctico ativo.As galáxias também podem ter satélites na forma degaláxias anãseaglomerados globulares.[5]
Dentro de uma galáxia[editar|editar código-fonte]
Os constituintes de umagaláxiasão formados a partir de matéria gasosa que se reúne por meio da autoatração gravitacional de maneira hierárquica. Nesse nível, os componentes fundamentais resultantes são asestrelas,que são tipicamente montadas emaglomeradosdas váriasnebulosasem condensação.[6]A grande variedade de formas estelares é determinada quase inteiramente pela massa, composição e estado evolutivo dessas estrelas. As estrelas podem ser encontradas em sistemas multiestrelas que orbitam umas sobre as outras em uma organização hierárquica. Umsistema planetárioe vários objetos menores, comoasteroides,cometase detritos, podem se formar em um processo hierárquico de acreção a partir dosdiscos protoplanetáriosque cercam as estrelas recém-formadas.
Os vários tipos distintos de estrelas são mostrados peloDiagrama de Hertzsprung-Russell(diagrama H-R), um gráfico deluminosidadeestelar absoluta versus temperatura da superfície. Cada estrela segue umatrilha evolucionárianeste diagrama. Se essa trilha levar a estrela por uma região que contém um tipo devariável intrínseca,suas propriedades físicas podem fazer com que ela se torne umaestrela variável.Um exemplo disso é a faixa de instabilidade, uma região do diagrama H-R que inclui as variáveisDelta Scuti,RR LyraeeCefeida.[7]A estrela em evolução pode ejetar alguma porção de sua atmosfera para formar uma nebulosa, seja de forma constante para formar umanebulosa planetáriaou em uma explosão desupernovaque deixa umremanescente.Dependendo da massa inicial da estrela e da presença ou ausência de uma companheira, uma estrela pode passar a última parte de sua vida como umobjeto compacto;seja umaanã branca,umaestrela de nêutronsou umburaco negro.
Forma[editar|editar código-fonte]
Ver artigo principal:Terra redonda#CausaAsdefinições de planeta e planeta anão da União Astronômica Internacional(IAU) exigem que um corpo astronômico emórbitadoSoltenha passado pelo processo de arredondamento para atingir uma forma aproximadamente esférica, uma conquista conhecida comoequilíbrio hidrostático.A mesma formaesferoidalpode ser vista desdeplanetas rochososmenores comoMarteatégigantes gasososcomoJúpiter.
Qualquer corpo natural em órbita do Sol que tenha atingido o equilíbrio hidrostático é classificado pela IAU como umcorpo menor do Sistema Solar(SSSB). Estes vêm em muitas formas não esféricas que são massas irregulares acrescidas ao acaso pela queda de poeira e rocha; não há massa suficiente para gerar o calor necessário para completar o arredondamento. Alguns SSSB são apenas coleções de rochas relativamente pequenas que são fracamente mantidas próximas umas das outras pelagravidade,mas na verdade não são fundidas em um único granderocha matriz.Alguns SSSB maiores são quase redondos, mas não atingiram o equilíbrio hidrostático. O corpo menor doSistema Solar4 Vestaé grande o suficiente para ter sofrido pelo menos uma diferenciação planetária parcial.
Estrelascomo o Sol também são esferoidais devido aos efeitos da gravidade em seuplasma,que é umfluidode fluxo livre. Afusão estelarem curso é uma fonte muito maior de calor para as estrelas em comparação com o calor inicial liberado durante a formação.
Categorias por localização[editar|editar código-fonte]
A tabela abaixo lista as categorias gerais de corpos e objetos por sua localização ou estrutura.
Ver também[editar|editar código-fonte]
- Lista de fontes de luz
- Lista de objetos do Sistema Solar
- Lista de objetos do Sistema Solar por tamanho
- Listas de objetos astronômicos
- Espaço sideral
Referências
- ↑Task Group on Astronomical Designations from IAU Commission 5 (abril de 2008).«Naming Astronomical Objects».International Astronomical Union (IAU).Consultado em 4 de julho de 2010.Cópia arquivada em 2 de agosto de 2010
- ↑Narlikar, Jayant V. (1996).Elements of Cosmology.[S.l.]: Universities Press.ISBN81-7371-043-0
- ↑Smolin, Lee (1998).The life of the cosmos.[S.l.]:Oxford University Press US.p.35.ISBN0-19-512664-5Verifique o valor de
|url-access=limited(ajuda) - ↑Buta, Ronald James; Corwin, Harold G.; Odewahn, Stephen C. (2007).The de Vaucouleurs atlas of galaxies.[S.l.]:Cambridge University Press.p. 301.ISBN978-0-521-82048-6
- ↑Hartung, Ernst Johannes (18 de outubro de 1984).Astronomical Objects for Southern Telescopes.[S.l.: s.n.]ISBN0521318874.Consultado em 13 de fevereiro de 2017
- ↑Elmegreen, Bruce G. (janeiro de 2010). «The nature and nurture of star clusters».Star clusters: basic galactic building blocks throughout time and space, Proceedings of the International Astronomical Union, IAU Symposium.266.pp. 3–13.Bibcode:2010IAUS..266....3E.arXiv:0910.4638
.doi:10.1017/S1743921309990809
- ↑Hansen, Carl J.; Kawaler, Steven D.; Trimble, Virginia (2004).Stellar interiors: physical principles, structure, and evolution.Col: Astronomy and astrophysics library 2nd ed. [S.l.]: Springer. p.86.ISBN0-387-20089-4
Ligações externas[editar|editar código-fonte]
- SkyChart,Sky & TelescopenoLibrary of CongressWeb Archives (arquivado em 2005-06-13)
- Monthly skymaps for every location on Earth
