Outburst do cometa 12P/Pons-Brooks

Sequência de imagens obtidas com telescópios de 0,5 m de abertura do Observatório Slooh, localizado no Monte Teide (Espanha), antes e após um outburst do cometa Pons-Brooks, provavelmente iniciado em 14 de novembro de 2023 TU. As imagens foram capturadas no filtro R nas seguintes datas: 13, 14, 15, 16, 17, 18, 19, 28 de novembro e 03 de dezembro de 2023 TU, respectivamente.

Eclipse Parcial da Lua - 28/10/2023

Registros do eclipse parcial da Lua ocorrido em 28 de outubro de 2023, capturados em Salvador (Bahia). As imagens foram obtidas com uma câmera Nikon D80 e uma lente teleobjetiva Sigma 70-300 mm f/4-5.6 DG Macro, no intervalo entre 20:32 e 20:49 UT. As especificações técnicas de cada fotografia estão detalhadas nas respectivas legendas.

ƒ/5,6,1/50 s, 300 mm e ISO1600.

ƒ/5,6,1/100 s, 300 mm e ISO1600.

ƒ/5,6,1/100 s, 300 mm e ISO1600.

Eclipse Parcial do Sol - 14/10/2023

Registros do eclipse solar de 14 de outubro de 2023, capturados em Salvador (Bahia). As imagens foram obtidas com uma câmera Nikon D80 e uma lente teleobjetiva Sigma 70-300 mm f/4-5.6 DG Macro, associada a um filtro solar Thousand Oaks Type 2. As especificações técnicas de cada fotografia estão detalhadas nas respectivas legendas.

 

18:40 UT: ƒ/5,6, 1/60 s, 300 mm e ISO400

18:57 UT: ƒ/5,6, 1/60 s, 270 mm e ISO400

19:17 UT: ƒ/5,6, 1/60 s, 195 mm e ISO400

19:47 UT: ƒ/5,6, 1/60 s, 300 mm e ISO400

19:53 UT: ƒ/5,6, 1/60 s, 300 mm e ISO400

Telescópios – Perguntas e Respostas (Q7)

A espessura do espelho primário do meu telescópio é inferior àquela recomendada pela "lei do 1/6 do diâmetro". Isso implica que a parte óptica do meu telescópio é intrinsecamente ruim?

Não necessariamente. A chamada "lei do 1/6" foi amplamente divulgada ao longo do século XX por autores como Jean Texereau, em seu clássico How to Make a Telescope, e por Albert Ingalls, editor da coletânea Amateur Telescope Making. Essa regra prática foi muito utilizada por construtores amadores e recomenda que, para evitar deformações que prejudiquem a qualidade da imagem, o espelho primário tenha uma espessura igual a 1/6 do seu diâmetro. Essas deformações resultam, principalmente, da flexão do espelho sob seu próprio peso, o que pode alterar o alinhamento óptico e introduzir aberrações como astigmatismo ou trefoil.

No entanto, essa regra não é universal. Ela funciona bem como diretriz para projetos simples, mas não leva em conta a variedade de vidros usados, as propriedades térmicas dos materiais nem o projeto do suporte. A espessura ideal depende de fatores como:

• o tipo de vidro utilizado, já que materiais como Pyrex, BK7, Flint, Crown ou borossilicato têm diferentes coeficientes de expansão térmica e rigidez;

• a existência de um suporte bem projetado, com distribuição otimizada dos pontos de apoio;

• o diâmetro do espelho e o nível de desempenho óptico desejado.

Espelhos finos não são necessariamente um problema. Em telescópios profissionais modernos, como os do Observatório Keck ou do Very Large Telescope (VLT), os espelhos são muito mais finos do que a proporção de 1/6, às vezes com espessura inferior a 1/20 do diâmetro. Esses telescópios utilizam materiais com baixíssima expansividade térmica, como Zerodur ou ULE, e são montados sobre suportes ativos controlados eletronicamente, que corrigem deformações em tempo real.

No contexto amador, é possível usar espelhos com proporções menores que 1/6 e ainda obter excelentes resultados, desde que o suporte seja adequadamente projetado. Por exemplo, um espelho de 30 cm de diâmetro e 2,5 cm de espessura (razão 1/12), feito com vidro Crown ou Flint, pode produzir imagens de boa qualidade se apoiado em um sistema de 9 ou 18 pontos bem distribuídos. Softwares como o PLOP ajudam a calcular a posição ideal desses pontos para minimizar deformações. Também é importante garantir que os apoios laterais evitem tensões indesejadas quando o telescópio muda de inclinação.

Além disso, embora a espessura não afete diretamente a dilatação térmica, espelhos mais espessos demoram mais a atingir o equilíbrio com a temperatura ambiente, o que pode causar aberrações temporárias durante o resfriamento da noite.

A tabela a seguir fornece valores aproximados para espessura mínima e tipos de suporte, com base em práticas comuns entre construtores experientes:

Diâmetro do espelho	Espessura mínima recomendada	Tipo de suporte adequado
150 mm (6")	25 mm (1/6)	3 pontos
200 mm (8")	33 mm (1/6)	6 pontos
250 mm (10")	42 mm (1/6)	9 pontos
300 mm (12")	50 mm (1/6)	9 a 18 pontos
< 1/6 do diâmetro	Requer projeto otimizado	Uso de software como PLOP

Em resumo, uma espessura menor que a indicada pela "lei do 1/6" não compromete, por si só, a qualidade óptica do telescópio. O desempenho final depende de um conjunto de fatores, incluindo o tipo de vidro, o projeto mecânico do suporte e a colimação. Mais importante do que seguir regras rígidas é compreender os princípios ópticos e mecânicos envolvidos no funcionamento do sistema.

Telescópios – Perguntas e Respostas (Q6)

 O que é uma montagem dobsoniana?

A montagem dobsoniana é um tipo de montagem alto-azimutal para telescópios, amplamente utilizada em telescópios refletores newtonianos. Desenvolvida pelo americano John Dobson, essa montagem revolucionou a forma de suporte dos telescópios ao substituir o tradicional tripé por uma base composta por discos ou quadrados. Esta inovação permite o movimento do telescópio em torno dos eixos de azimute e altitude, possibilitando a construção de telescópios com grandes distâncias focais e/ou grandes objetivas de forma mais compacta e econômica.

Vantagens:

• Baixo custo por cm de abertura: A montagem dobsoniana permite a construção de telescópios com grandes aberturas a um custo relativamente baixo, tornando-a uma opção acessível para observadores amadores.
• Excelente ganho de luz: Devido à sua capacidade de acomodar grandes aberturas, a montagem dobsoniana proporciona um ganho de luz significativo, o que é vantajoso para observações astronômicas detalhadas.
• Facilidade de montagem e uso: A montagem dobsoniana é simples de montar e operar, o que a torna uma escolha popular entre amadores e iniciantes.

Desvantagens:

• Capacidade limitada de acompanhamento: A principal desvantagem é a necessidade de movimentar manualmente os eixos de azimute e altura para compensar o movimento aparente dos objetos no céu. Isso pode ser um inconveniente para observações prolongadas ou astrofotografia. No entanto, é possível adicionar sistemas de acompanhamento motorizado como alternativa.
• Falta de buscador: Muitos telescópios dobsonianos comerciais (como os da Meade e antigos da Coulter Optical) não vêm com um buscador, que é um telescópio refrator de grande campo usado para localizar objetos celestes. A ausência de um buscador pode representar um custo adicional significativo, geralmente superior a US$ 50,00.
• Volume e peso: A partir de aberturas superiores a 25 cm, o design dobsoniano pode se tornar volumoso e pesado, o que pode comprometer sua portabilidade.

Apesar dessas desvantagens, o telescópio com montagem dobsoniana é altamente valorizado por sua simplicidade, custo-benefício e desempenho em observações astronômicas. O acompanhamento manual é geralmente eficiente até aumentos de cerca de 150x, atendendo à maioria das necessidades de observação.

Telescópios – Perguntas e Respostas (Q5)

Espelhos ou outros componentes ópticos feitos à máquina são ruins?

Não necessariamente. Máquinas usadas por alguns construtores amadores de telescópios no Brasil e pela esmagadora maioria das fábricas de instrumentos ópticos no mundo facilitam o tedioso e repetitivo trabalho de esmerilhamento e polimento. O teste destas ópticas é feito, como na época de Foucault, por humanos que julgam quais os movimentos futuros serão efetuados pela máquina para corrigir eventuais imperfeições. O ritmo industrial de produção, entretanto, exige a fabricação em um tempo reduzido, de maneira que ainda podem persistir pequenos defeitos.

Paciência, determinação e capricho é o que faz com que os construtores amadores, que não se valem de máquinas, atinjam precisões superiores nas superfícies ópticas àquelas de telescópios como Meade e Celestron, e não alguma propriedade especial inerente ao trabalho manual.

Telescópios – Perguntas e Respostas (Q4)

Qual o melhor sistema óptico para telescópio? Refletor, Refrator ou Catadióptrico?

REFRATOR

Sistema ótico refrator - Fonte: Homens, Planetas e Estrelas, Fundo de Cultura Brasil-Portugal

O sistema refrator emprega uma lente objetiva em uma extremidade do tubo. Essa lente coleta a luz e a direciona para a ocular. Seu uso remonta ao telescópio construído por Galileu em 1609. É portátil, requer pouca manutenção e oferece boa qualidade de imagem. Contudo, sofre com aberração cromática, minimizada em refratores acromáticos ou apocromáticos, estes últimos mais precisos e caros. Limitações mecânicas dificultam o uso de grandes aberturas.

A aberração cromática pode ser corrigida com lentes convergentes e divergentes. Fonte: O Universo, Livraria e Editora José Olympio

REFLETOR

Sistema óptico newtoniano - Fonte: Homens, Planetas e Estrelas, Fundo de Cultura Brasil-Portugal

Telescópios refletores usam espelhos. O tipo newtoniano é o mais comum, com um espelho côncavo que reflete a luz para um espelho plano secundário, que a redireciona para a ocular. São ideais para objetos de baixo brilho e permitem grandes aberturas a custos acessíveis. Exigem colimação frequente e podem apresentar aberrações como coma e astigmatismo. O espelho secundário gera difração, criando o efeito de “estrela de Natal”.

Rádio-telescópios usam o sistema Cassegrain. Fonte: O Universo, Livraria e Editora José Olympio

CATADIÓPTRICO

Exemplo de sistema catadióptrico: câmara de Schmidt. Fonte: O Universo, Livraria e Editora José Olympio

Combina lente corretora e espelhos. O modelo mais comum é o Schmidt-Cassegrain. Ele oferece portabilidade, alta versatilidade e grande distância focal em tubos curtos. Ideal para observação e astrofotografia. Seu ponto fraco é a condensação na lente corretora em noites úmidas.

Telescópios – Perguntas e Respostas (Q3)

Montagem equatorial ou altazimutal: quais as vantagens e desvantagens de cada sistema?

Montagens são estruturas mecânicas que sustentam os tubos ópticos dos telescópios e permitem apontá-los para posições específicas no céu. Toda montagem executa dois movimentos em relação a um plano de referência: um paralelo e outro perpendicular a esse plano.

Na montagem altazimutal, os planos fundamentais são o horizonte e o meridiano astronômico do lugar. Os movimentos correspondentes são chamados de azimute (de 0° a 360°, contados a partir do sul astronômico no sentido sul-oeste-norte-leste) e altura (de 0° a 90°). Para acompanhar um astro, é necessário movimentar simultaneamente os eixos de azimute e altura, compensando a rotação da Terra.

Na montagem equatorial, o plano de referência é o equador celeste, que é a projeção do equador terrestre na esfera celeste. Os movimentos são feitos em ascensão reta (0 a 24 horas, a partir do ponto vernal, no sentido direto) e declinação (de 0° a 90°, positiva para o hemisfério norte celeste e negativa para o sul). Com esse tipo de montagem, é possível acompanhar os astros girando apenas o eixo perpendicular ao equador celeste, conhecido como eixo polar.

As montagens podem ser equatoriais (esquerda, alemã) ou altazimutais. Na equatorial, o eixo polar está inclinado de um ângulo j, igual à latitude geográfica do local. "P" indica o polo celeste visível (N ou S).

Nos polos geográficos, as montagens altazimutais e equatoriais tornam-se equivalentes em termos de movimento, já que o ângulo j é igual a 90°. Um desafio da montagem equatorial é alinhar corretamente o eixo polar com o polo celeste visível, o que pode ser complexo. Além disso, esse eixo deve estar inclinado conforme a latitude do local, exigindo o uso de contrapesos, o que aumenta o peso e o volume da estrutura.

Por esse motivo, muitos telescópios profissionais modernos utilizam montagens altazimutais. Elas são mecanicamente mais simples, mais leves e permitem reduzir o tamanho e o custo das cúpulas que abrigam os instrumentos.

Alguns telescópios amadores e profissionais e suas estruturas mecânicas

Refrator em montagem equatorial alemã

Telescópio ESO-OWL de 100 m com montagem altazimutal

Telescópios do Observatório de Haute-Provence (França) com montagens equatoriais do tipo chassi inglês. Da esquerda para a direita: telescópio de 1,93 m, de 1,52 m (gêmeo do telescópio do ESO), e o telescópio newtoniano de 1,2 m. A extremidade elevada do eixo polar é conhecida como píer. No exemplo acima, o píer norte é mais alto.

Duas imagens do telescópio Hooker de 2,5 m do Observatório Monte Wilson (EUA), com montagem equatorial de chassi. A barra no píer norte impede a visualização de astros circumpolares, problema corrigido no telescópio Hale.

Telescópio Hale de 5 m do Observatório Palomar (EUA), com montagem equatorial em ferradura que permite observações circumpolares.

Telescópios – Perguntas e Respostas (Q2)

Por que as imagens dos astros ficam mais escuras quando usamos grandes aumentos?

O brilho das imagens formadas por uma objetiva (lente ou espelho côncavo) é influenciado, basicamente, por dois fatores:

1. A quantidade de luz que a lente ou espelho coleta do objeto;
2. A área sobre a qual essa luz é distribuída, que por sua vez depende do aumento.

A energia coletada pela objetiva é proporcional à sua área, ou seja, ao quadrado de seu diâmetro. O aumento óptico pode ser definido também como a razão entre a distância da imagem à objetiva (q) e a distância do objeto à objetiva (p).

Como as áreas da imagem e do objeto são proporcionais aos quadrados de suas dimensões lineares, temos:

(4)   A′ / A = M = q² / p²

A quantidade de luz que forma a imagem corresponde a uma fração da luz que sai do objeto. Essa fração pode ser expressa pela razão entre a área da objetiva (Al) e a área de uma esfera de raio p centrada no objeto, que é 4πp². Isso é válido quando o diâmetro D da objetiva é pequeno em relação a p. Assim, o brilho da imagem ou intensidade total (Si) pode ser descrito como:

(5)   Si = K · (A′ / A) · (Al / 4πp²)

Onde K é uma constante de proporcionalidade. Como A′ / A foi dada na equação (4) e Al = πD² / 4, podemos reescrever (5) como:

(6)   Si = K′ · D² / q²

com   K′ = K / 16

A equação (6) mostra que o brilho da imagem depende do diâmetro da objetiva e da distância da imagem. Como telescópios observam objetos muito distantes, podemos aplicar a relação da óptica geométrica:

(7)   1/f = 1/q + 1/p

Substituindo, temos:

(8)   Si = K′ · D² · (1/f − 1/p)² = (K′ · D² / f²) · (1 − f/p)²

Como p é muito grande, o termo (1 − f/p)² tende a 1. Assim:

(9)   Si ≈ K′ / f:²

(10)   f: = f / D     (razão focal)

A razão focal f: é a razão entre a distância focal da objetiva e seu diâmetro. Pela equação (10), percebe-se que o brilho da imagem é inversamente proporcional ao quadrado da razão focal. Objetivas com o mesmo diâmetro, mas razões focais diferentes, produzirão imagens com brilhos distintos para um mesmo objeto.

O aumento obtido pela combinação objetiva/ocular pode resultar em razões focais efetivas maiores que as da objetiva isolada. Como a intensidade da imagem varia com o inverso de f:², telescópios produzem imagens mais brilhantes em pequenos aumentos e mais escuras em grandes aumentos.

Telescópios – Perguntas e Respostas (Q1)

Poder de resolução e grandes aumentos

É verdade que uma luneta de 60 mm e um telescópio convencional (sem óptica adaptativa ou ativa) de grande porte poderiam ter capacidades equivalentes de separação em certas condições ambientais? O fabricante do meu telescópio afirma que ele fornece mais de 500 vezes de aumento. Isso é bom ou ruim?

Quando a luz de uma fonte luminosa atravessa uma abertura circular, como a objetiva de um telescópio, forma-se um padrão circular com zonas claras e escuras. No centro desse padrão, gerado pela difração, há um círculo brilhante denominado máximo central, que representa, em uma primeira aproximação, a imagem de uma estrela vista por um telescópio. A separação entre duas fontes luminosas, relacionada ao máximo central, pode ser descrita pelas equações:

(1) α_c = 1,22 λ / D

(2) r = 120" / d

Onde:

• λ = comprimento de onda da observação (em metros)
• α_c = separação angular (em radianos)
• r = separação angular (em segundos de arco)
• D = diâmetro da objetiva (em metros)
• d = diâmetro da objetiva (em milímetros)

Obs.: a equação (2) é uma versão simplificada da equação (1), calculada para λ ≈ 5500 Å, correspondente ao pico de sensibilidade do olho humano.

Limites impostos pela atmosfera

As equações (1) (Critério de Rayleigh) e (2) fornecem a separação angular mínima entre duas fontes que um telescópio astronômico pode resolver. Contudo, como as observações são feitas através da atmosfera terrestre, raramente se atinge esse limite. Flutuações turbulentas em camadas de diferentes temperaturas, densidades e conteúdo de vapor d'água causam variações no índice de refração. Como resultado, a frente de onda incidente apresenta variações espaciais e temporais em fase e amplitude, espalhando a imagem aparente de um ponto celeste por um diâmetro maior, conhecido como "seeing".

Em sítios de excelência observacional, como Mauna Kea (Havaí, EUA) ou o European Southern Observatory (La Silla, Chile), o seeing frequentemente é inferior a 1 segundo de arco. No Observatório do Pico dos Dias (Brasópolis, MG), esse valor gira em torno de 3 segundos de arco. Um valor semelhante foi estimado por A. S. Betzler na zona sul do Rio de Janeiro, em setembro de 1999, ao observar visualmente o sistema ε Lyrae. O sistema consiste em dois pares de estrelas duplas separadas por 208", com componentes ε₁: magnitudes 5,1 e 6,0, separadas por 2,8", e ε₂: magnitudes 5,1 e 5,4, separadas por 2,3". Nessas condições, é possível separar visualmente os pares individuais, mas distinguir ε₁ de ε₂ requer seeing inferior à separação entre elas.

Tabela I — Separação angular mínima prevista pela equação (2)

Telescópio	Separação Angular Mínima
Observatório do Pico dos Dias, 1600 mm	0,08"
Refrator Tasco 60 mm	2,0"

Aumentos e limitações práticas

Telescópios refratores e refletores newtonianos com aberturas em torno de 100 mm são comuns no mercado brasileiro. Muitos fabricantes afirmam, em manuais ou rótulos, que esses instrumentos oferecem aumentos máximos superiores a 500 vezes. Seria isso desejável?

O aumento máximo útil de um telescópio é aquele que proporciona um campo de visão equivalente à largura do máximo central de difração. Aumentos que resultam em campos menores que o do máximo central (ou do seeing) não trazem ganho em resolução e apenas ampliam uma imagem borrada.

Segundo Rükl (1985), o aumento máximo útil é aproximadamente igual ao diâmetro da objetiva em milímetros. Aplicando esse critério a um telescópio de 60 mm, conclui-se que o aumento útil máximo é de cerca de 60 vezes. O aumento real (A) é dado por:

(3) A = f / f''

Onde:

• f = distância focal da objetiva
• f'' = distância focal da ocular

As distâncias focais devem estar expressas na mesma unidade (mm, cm etc.). A distância focal da ocular costuma vir impressa em seu corpo, enquanto a da objetiva pode ser obtida pela razão entre a distância focal total e a abertura do telescópio (razão focal).

Referências

• Physical Science Study Committee. (1966). Física Parte II (2ª ed.). Edart Livraria Editora LTDA, São Paulo, p. 135.
• Rükl, A. (1985). Amateur Astronomer. Gallery Books, W.H. Smith Publishers Inc., New York, p. 185.

Hercóbulus

Ciência e Misticismo

A crença na existência de um corpo celeste denominado Hercóbulus (ou Hercólubus) é comum em certos meios esotéricos e pseudocientíficos. Contudo, não há qualquer evidência astronômica que comprove sua existência ou aproximação da Terra.

Em 1984, astrônomos dos Estados Unidos propuseram uma hipótese para explicar extinções em massa aparentemente periódicas nos registros fósseis, com ciclos de cerca de 26 a 30 milhões de anos. A explicação envolvia a existência de uma estrela anã vermelha ou marrom, denominada Nêmesis, orbitando o Sol em uma órbita altamente excêntrica, com semieixo maior de aproximadamente 90.000 unidades astronômicas (U.A., 1,4 anos-luz). Ao atingir o periélio, essa estrela atravessaria a Nuvem de Oort, perturbando gravitacionalmente cometas e lançando alguns para o interior do Sistema Solar, aumentando a chance de colisões com a Terra.

Essa hipótese jamais foi confirmada. O satélite IRAS fez uma varredura do céu em infravermelho, onde um objeto frio como Nêmesis seria mais facilmente detectável, mas não encontrou candidatos compatíveis. Ainda assim, a ideia foi distorcida por autores esotéricos, que transformaram a estrela em um planeta ou cometa ameaçador e sugeriram que sua existência é ocultada por astrônomos.

Um exemplo real de anã vermelha próxima é DENIS-P J104814.7−395606.1, descoberta na pesquisa infravermelha DENIS, no Chile. Com mais de 60 massas de Júpiter, ela está a 13 anos-luz da Terra. Sua detecção reforça que, se existisse um corpo como Nêmesis a 1,4 anos-luz, ele já teria sido facilmente identificado. Portanto, a ausência de tal detecção é uma forte evidência contra sua existência.

Não há registros na literatura científica que sustentem a existência do chamado Hercóbulus. A hipótese carece de fundamentos observacionais e viola princípios fundamentais da astrofísica, como detecção por paralaxe, brilho aparente e coerência orbital. Trata-se de um conceito místico, e não científico.

Nota: O catálogo Gaia fornece dados precisos sobre bilhões de estrelas, permitindo excluir a presença de objetos massivos não detectados até centenas de U.A., com base em suas perturbações no movimento estelar.

Nuvem de Oort e o Cinturão de Kuiper

Nuvem de Oort-Öpik e órbitas elípticas, parabólicas e hiperbólicas de alguns hipotéticos cometas. Fonte: Bergamini, D.:1970 In, O Universo, Biblioteca da Natureza Life, Livraria José Olympio Editora, Rio de Janeiro, P.69

Durante as primeiras décadas do século XX, diversos pesquisadores investigaram as perturbações gravitacionais planetárias sobre as órbitas de corpos do Sistema Solar, como asteroides e cometas. Esses estudos levaram ao desenvolvimento das primeiras ideias sobre a distribuição estatística dos parâmetros orbitais desses corpos.

Strömgrem (1914, 1947) demonstrou que as órbitas hiperbólicas dos cometas (1/aorig < 0, onde  aorig é o semi-eixo maior da órbita do objeto antes de entrar na região planetária do Sistema Solar) não eram as originais quando esses corpos entraram no Sistema Solar, mas o resultado da interação gravitacional com os planetas.

Sinding (1948) determinou valores de $1/a_{\text{orig}} < 0$ para vinte e um cometas de longo período. Esses resultados, juntamente com o trabalho de Van Woerkom (1948), formaram a base para o trabalho de Oort (1950) sobre a existência de um reservatório de cometas além dos limites do Sistema Solar. A teoria de uma hipotética nuvem de cometas distantes, com trajetórias estáveis frente a perturbações estelares, foi formulada por Öpik em 1932, antes de Oort.

Oort deduziu a existência desta nuvem com base no grande número de cometas de longo período com $1/a_{\text{orig}} < 10^{-4} \, \text{U.A.}^{-1}$ dentro de uma amostra de dezenove cometas. Seus afélios estariam a pelo menos 200.000 U.A. do Sol. Oort concluiu que haveriam órbitas estáveis a aproximadamente 200.000 U.A., as quais poderiam ser perturbadas por passagens estelares próximas. Admitindo que as passagens estelares poderiam tornar randômica a distribuição orbital da nuvem e considerando a idade do sistema solar, a nuvem poderia conter cerca de $2 \times 10^{11}$ cometas. Com uma massa cometária média da ordem de $10^{13} \, \text{kg}$, a massa total da nuvem seria de aproximadamente 0,3 massas terrestres ou $2 \times 10^{24} \, \text{kg}$.

De acordo com a teoria da difusão orbital de Van Woerkom (1948) para as perturbações planetárias, o número de cometas com $1/a_{\text{orig}} < 10^{-4} \, \text{U.A.}^{-1}$ deveria ser maior do que o observado. Em resposta, Oort e Schmidt (1951) sugeriram que muitos cometas poderiam não ser facilmente descobertos em suas primeiras passagens pelo Sistema Solar interior devido às suas grandes distâncias de periélio e consequentemente baixo brilho. Esse trabalho originou o conceito de cometas novos (brilhantes devido à grande produção de poeira e gás e originários da Nuvem de Oort) e cometas velhos (pouco brilhantes devido à baixa produção de poeira e gás e com órbitas elípticas com períodos orbitais curtos).

Imagem CCD do centauro (2060) Chiron (círculo verde) obtida em 05/05/1999 no Observatório do Pico-dos-Dias (Brasópolis, Minas Gerais). Este objeto, que orbita entre Saturno e Urano, foi provavelmente um membro do cinturão de Edgeworth-Kuiper, colocado nesta órbita mais próxima do Sol devido a perturbações gravitacionais de Netuno ou Urano.

 

Referências

Betzler, A. S.: 1998, in Um estudo dos cometas Hale-Bopp e Chiron, Projeto de Final de Curso para a Obtenção do Título de Astrônomo, UFRJ-CCMN/Departamento de Astronomia, Rio de Janeiro, p. 18, 30

Edgeworth, K.E.: 1949, MNRAS 109, 600.

Fenandez, J.: 1980, MNRAS 192, 481

Jewitt, D. & Luu, J.: 1993, Nature 362, 730

Kuiper, G.P.: 1951, in Astrophisics: A Topical Symposium, J.A . Hynek ed. McGraw Hill, N.Y., 357

Oort, J.H.: 1950, Bull. Astron. Inst. Netherl. 11, 91

Oort, J.H. & Schmidt, M.: 1951, Bull. Astron. Inst. Netherl. 11, 259

Öpik, E.J.: 1932, Proc. Amer. Acad. Astr. Sci. 67, 199
Sagan, C & Druyan, A. : 1985, in Cometa, Livraria Francisco Alves Editora S.A.,p.300-301

Strömgrem, E.: 1914, Publ. Obs. Compenhagen 19,

Strömgrem, E.: 1947, Publ. Obs. Compenhagen 144,

Van Woerkom, A . J. J.: 1948, Bull. Astron. Inst. Netherl. 10, 445

252P/LINEAR

Registro do cometa LINEAR obtido no loteamento Santo Antônio, em Amargosa (BA). As imagens foram capturadas com uma câmera Nikon D80 em 22-03-2016, entre 06h47min e 07h07min UT. A figura (b) é o resultado da soma de nove fotografias, cada uma com 15 segundos de exposição, ISO 1600, obturador f/5,3 e objetiva de 40 mm. As fotografias foram alinhadas e somadas com o software Sequator.

A magnitude do cometa devia ser próxima de cinco na ocasião do registro, segundo observadores da REA-Brasil.

O núcleo deste cometa deve ter um raio de 0,33 km, assumindo que não seja hiperativo. Este foi o menor objeto do sistema solar que consegui registrar até o momento usando uma simples máquina fotográfica.

(a) - Identificação das constelações presentes na imagem (b)
pelo Astrometry.com.

(b) - Um zoom de 250 x do Google Chrome facilita a
 visualização do objeto (seta).

C/2022 E3 (ZTF)

Registro do cometa ZTF realizado no bairro Santo Antônio (indicado pela seta), no centro histórico de Salvador. As imagens foram capturadas com uma câmera Canon Rebel T100 no dia 05/02/2023, entre 22h29min e 22h33min UT. A figura (a) resulta da soma de 10 fotografias, cada uma com 15 segundos de exposição, ISO 800, obturador f/3.5 e lente grande angular (18 mm). As imagens foram alinhadas, somadas e corrigidas para poluição luminosa utilizando o software Sequator.

De acordo com o COBS, a magnitude visual total do cometa devia ser em torno de 5,9, o que está próximo do limite de detecção da minha câmera, dado o ambiente urbano.

O núcleo deste cometa deve ter um raio mínimo estimado em 2,3 km, assumindo que ele não seja hiperativo.

(a) Um zoom de 250 x do Google Chrome facilita a visualização
do objeto (seta).

 (b) Identificação das constelações presentes na imagem (a)
pelo Astrometry.com.

A Composição Química do Cometa 96P/Machholz: Devemos Confiar em Tudo o Que Lemos na Internet?

Diversos canais de divulgação científica na internet apresentaram duas hipóteses para explicar por que o cometa Machholz 1 exibe abundâncias de cianogênio e carbono inferiores às observadas em uma amostra homogênea, criada e atualizada há décadas por pesquisadores do Lowell Observatory (EUA). A primeira hipótese propõe que o cometa tenha se formado em uma região distinta do Sistema Solar, diferente daquela onde se originou a maioria dos cometas da amostra. Essa possibilidade deve ser analisada com cautela, pois há sempre o risco de viés observacional. Tal viés pode estar relacionado à seleção dos objetos estudados, já que astrônomos tendem a observar cometas mais brilhantes, o que favorece a obtenção de dados de melhor qualidade.

A segunda hipótese sugere que o cometa Machholz 1 seja de origem interestelar, ou seja, que tenha se formado fora do Sistema Solar. Embora essa ideia seja instigante, ela permanece altamente especulativa, pois é extremamente difícil determinar a origem interestelar de um cometa periódico apenas com base em sua órbita atual. Além disso, os sistemas exoplanetários provavelmente se formam de maneira semelhante ao nosso, compostos pelos mesmos elementos, ainda que em proporções levemente distintas. Diferenças significativas, como as sugeridas por hipóteses que associam a formação de planetas gigantes a estrelas com alta metalicidade, são exceções e não justificam conclusões precipitadas.

É fundamental manter uma postura crítica diante do que é veiculado na internet. Jornalistas não são cientistas e não têm a obrigação de ser. Além disso, declarações de astrônomos podem, por vezes, ser interpretadas fora de contexto.

Periélio do cometa Machholz 1 registrado através da câmera C3

do satélite SOHO da NASA/ESA.