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

 Sistema óptico que emprega uma lente objetiva em uma das extremidades de um tubo, e foi utilizado no primeiro telescópio astronômico construído por Galileu em 1609.  A objetiva coleta a luz dos astros e a concentra na extremidade oposta do tubo onde a lente ocular é colocada.

 Um refrator típico tem pouca massa, sendo assim muito portátil, e requerendo pouca manutenção visto que as partes óticas, voltadas para o interior do tubo, ficam isoladas do contato direto com atmosfera. Esta última característica proporciona  a inexistência de correntes de ar no interior do tubo, ocasionando uma imagem de melhor qualidade se comparada com refletores de mesmo porte.

  Para que um telescópio desse tipo possa atingir seu potencial total, todos os elementos ópticos necessitam ser alinhados corretamente. Isto é chamado de colimação. Um refrator de qualidade sairá da fábrica com colimação próxima da perfeita e provavelmente nunca necessitará de ajustes por parte de seu proprietário. A falha principal que pode afetar o sistema é a aberração cromática. Os comprimentos de onda da luz, incidentes em uma lente, se dispersam em ângulos variados de modo que estes não se concentram em um mesmo ponto (foco). Como consequência, se poderão visualizar halos coloridos em torno de objetos brilhantes, em observações com refratores de baixa qualidade. Para minimizar a aberração cromática, a objetiva de certos refratores é constituída com a associação de duas (dubletos) ou mais lentes convergentes e divergentes. Estes são os refratores acromáticos. Refratores que empregam associações de lentes com vidros de índices de refração diferentes, para proporcionar a correção da aberração cromática, são chamados de apocromáticos. Estes refratores apocromáticos são muito utilizados por astrônomos amadores na obtenção de fotografias dos planetas e da Lua. Entretanto, este instrumento tem um preço elevado, devido à alta precisão requerida para confecção das lentes e pelos tipos de vidros utilizados. Outro empecilho é a  limitação do diâmetro das objetivas devido a deformações das lentes com seu próprio peso. Esta deformação ocorre pois as lentes são apoiadas apenas nas suas periferias, o compromete sensivelmente a qualidade de imagem. Como resultado, o número  de objetos que podem ser observados visualmente é menor  do que os que são observados com telescópios de maior abertura.

 
 

A aberração cromática pode ser corrigida pela associação de lentes convergentes (alto) e divergentes (centro). A esta associação, quando de duas lentes (última ilustração), se dá o nome de dubleto. Fonte: O Universo, Livraria e Editora José Olympio

 

REFLETOR

Sistema óptico newtoniano (esquerda) - O observador vislumbra os astros no ponto indicado pelo olho.Fonte: Homens, Planetas e Estrelas, Fundo de Cultura Brasil- Portugal.

 

Um telescópio refletor é aquele que emprega espelhos para concentrar a luz dos objetos de estudo. O refletor mais conhecido é o newtoniano, criado por Isaac Newton, que emprega dois espelhos em seu projeto óptico. O espelho côncavo principal é colocado na extremidade oposta à da entrada de luz no tubo do telescópio. Este espelho coleta a luz e a reflete a um espelho secundário, centralmente posicionado no tubo, próximo a entrada de luz. O espelho secundário, um plano perfeito inclinado de 45 graus em relação ao eixo óptico, reflete a luz para a direção da ocular.

  Os objetos de baixo brilho (grande magnitude), requerem um telescópio com pelo menos 15cm da abertura para serem adequadamente visualizados. Como os refratores de aberturas equivalentes são extremamente caros, o refletor newtoniano é muito popular entre os observadores de objetos de baixo brilho. Esta preferência é justificável pela maior facilidade de construção, pois é necessário se construir uma única superfície óptica, e  permitir o uso de grandes aberturas já que o espelho pode ser adequadamente apoiado para que não se deforme.

           

  Os espelhos são suscetíveis à aberração esférica, que se constitui na incapacidade em convergir para um mesmo ponto (foco) os raios paraxiais. A solução para este problema é a introdução de uma figura parabólica no espelho primário. Outras aberrações que podem ser encontradas em um refletor são a coma e o astigmatismo. A coma ocasiona que as imagens de objetos, próximas aos limites do campo de visão, se apresentem “alongadas”. O astigmatismo produz um alongamento vertical ou horizontal das imagens dos objetos, quando a posição focal é variada em torno do ponto ideal. Para manter a coma e o astigmatismo a um mínimo, os refletores requerem verificações regulares em sua colimação. Outra desvantagem é a presença do secundário e seus suportes que ocasionam a difração da luz, resultando no efeito “estrela de natal”, fazendo com objetos brilhantes apresentem “pontas”. Um exemplo deste efeito pode ser visto no “Astronomy Picture of the Day”, de 01/12/2002,  mostrando o aglomerado estelar aberto das Plêiades.

 

 Outro tipo de refletor é o Cassegrain. Este sistema óptico é muito utilizado nos catadióptricos comerciais, que usam lentes para corrigir aberrações nos espelhos principais.

  
 

- Sistema óptico Cassegrain.Fonte: O Universo, Livraria e Editora José Olympio

 

 
 

Os rádio-telescópios são telescópios que geralmente se valem do sistema refletor Cassegrain. As diferenças entre os telescópios tradicionais são a faixa de comprimentos de onda utilizada, entre 0,01m e  ~80m e o baixo poder resolutivo, se comparado com os telescópios ópticos. Fonte: O Universo, Livraria e Editora José Olympio

CATADIÓPTRICO

A câmara de Schmidt é um exemplo do sistema catadióptrico. A luz dos astros passa pela lente de Schmidt sendo lançada ao primário e posteriormente a um anteparo, onde se encontra a placa fotográfica.Fonte: O Universo, Livraria e Editora José Olympio

 
 
 
 O catadióptrico combina a portabilidade do refrator com o ganho de luz do refletor. O telescópio Schmidt-Cassegrain é o catadióptrico de uso mais popular por astrônomos amadores no exterior. Seu sistema óptico utiliza uma lente de Schmidt colocada na extremidade do tubo, por onde entra a luz proveniente de objetos distantes. Esta lente direciona os raios para direções de incidências apropriadas no espelho primário (côncavo, figura esférica), reduzindo as aberrações esféricas, fazendo com que seja desnecessário o uso de um espelho primário com uma figura parabólica. O espelho primário, colocado na parte oposta à da entrada de luz, dirige a mesma a um espelho secundário, montado centralmente na lente corretora. Finalmente, a luz é refletida através de uma perfuração no espelho principal para a ocular e o observador. Este tipo de telescópio se vale de um tubo relativamente pequeno, em oposição a grande distância focal resultante devida ao efeito multiplicador do secundário, e aberturas entre 9 e 41 cm nas versões comerciais. Isto resulta em um telescópio adequado para todas as propostas de observação, como a astrofotografia, sendo mais portátil que refletores de abertura similar e serem amplamente supridos de acessórios para tal..

 O um dos maiores problemas que instrumentos mistos é a condensação que a lente corretora  apresenta em noites úmidas

Telescópios – Perguntas e Respostas (Q3)

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

As montagens podem ser equatoriais (esquerda; alemã) e altazimutais. Na equatorial, temos o eixo perpendicular ao equador celeste, denominado de eixo polar ou horário, inclinado de um ângulo j que igual a latitude geográfica do local onde o telescópio se encontra. O "P" indica a direção do polo celeste visível que pode ser o N ou S.

 

Montagens são estruturas mecânicas que suportam os tubos ópticos dos telescópios e possibilitam que estes sejam apontados para posições específicas no céu. Uma montagem de telescópio, independente do tipo, executa dois movimentos em relação a um plano de referência: um movimento é paralelo ao plano fundamental e outro perpendicular a este. Na montagem altazimual, temos como planos fundamentais o horizonte e o meridiano astronômico do lugar (plano que contém a linha N-S astronômica) e os movimentos relativos a estes são denominados de azimute e altura. O azimute é contado, de 0⁰ a 360⁰, à partir da direção sul astronômica no sentido sul-oeste-norte-leste (sone), enquanto a altura é contada de 0⁰ a 90⁰ .

Com o telescópio altazimutal apontado para um astro qualquer, temos que movimentar simultaneamente os eixos de azimute e altura para compensar o movimento terrestre.

Na montagem equatorial, como o próprio nome indica, o círculo fundamental é o equador celeste. O equador celeste é a projeção do equador terrestre na esfera celeste e os movimentos relativos a este são a ascensão reta e a declinação. A ascensão reta é contada em horas de O a 24 a partir da intersecção do equador com a eclíptica (caminho aparente do Sol no céu durante o ano) em um ponto denominado vernal. A contagem da ascensão reta é feita no sentido contrário ao da rotação aparente da esfera celeste. Isso eqüivale dizer, no sentido direto ou sentido real (rotação terrestre). A declinação é contada em graus de 0 a 90 sendo antecedida de um sinal + para objetos no hemisfério norte celeste e – para os do sul. Para acompanharmos um astro temos que movimentar apenas um eixo: aquele que efetua o movimento paralelo ao equador celeste. Isto se deve ao fato que as trajetórias dos objetos astronômicos seguirem arcos paralelos ao equador celeste e não círculos de altura (Terra gira ao redor do Sol inclinada). Nos pólos, as montagens altazimutais e equatorial são equivalentes em termos de movimentos:  O ângulo j é igual a 90⁰.

Temos como inconveniente a este sistema, o fato de termos que apontar o eixo perpendicular ao equador (eixo polar ou eixo horário) para o polo sul ou norte, dependendo do hemisfério onde estivermos, o que não é uma tarefa tão simples. Este eixo ainda deverá estar inclinado de um ângulo j que é igual a latitude geográfica do lugar onde o telescópio estiver montado. Devido a esta inclinação é necessário utilizar pesos ou uma montagem mais robusta para equilibrar o telescópio, o que aumenta consideravelmente a massa e volume da estrutura. Em telescópios profissionais modernos se adota a montagem altazimual dada a redução de custos, peso e do volume necessário das cúpulas para acomodá-los.

 

 

Alguns telescópios amadores e profissionais e suas estruturas mecânicas

 

Refrator em montagem equatorial alemã

 
 
 O planejado telescópio óptico ESO-OWL de 100m em montagem altazimutal
 

 
 

Telescópios do Observatório de Haute-Provance (França). Todos se valem de montagens equatoriais de chassi tipo inglês. Telescópio de 1,93m (esquerda), telescópio de 1,52m (centro; gêmeo do telescópio do ESO que o autor teve o privilégio de observar) e o telescópio newtoniano de 1,2m (direita), um instrumento construído no início do século XX e em operação até hoje. A extremidade do eixo polar mais elevada ou baixa é denominada por certos autores de píer, para montagens do tipo chassi. No caso dos telescópios acima, o píer norte é mais elevado.

Duas imagens do telescópio Hooker de 2,5m do Observatório Monte Wilson (EUA), um exemplo clássico de montagem equatorial de chassi. A barra existente no píer norte impede a visualização de astros circumpolares. Este problema foi resolvido no telescópio Hale. Com este instrumento foram feitas as primeiras determinações de diâmetros estelares (Antares, Betelguese, etc.) e a coleta de dados para de trabalho de Edwin Hubble sobre a expansão do universo.

Telescópio Hale de 5m do Observatório Palomar (EUA). Sua montagem equatorial de chassi possui uma abertura em forma de ferradura no píer norte para permitir a visualização de astros 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 um objetiva (lente ou espelho côncavo) são influenciadas, basicamente, por dois motivos:

1. Quantidade de luz que esta lente ou espelho coleta do objeto
2. Área sob a qual a objetiva distribui esta luz, a qual por sua vez depende do aumento.

A quantidade de energia coletada pela objetiva é proporcional à área da objetiva. Consequentemente, ao quadrado de seu diâmetro. O aumento da lente pode ser definido, também, como sendo a razão entre a distância entre o objeto e a objetiva (p) e entre a imagem e o objeto (q). Como as áreas da imagem e objeto são proporcionais às suas dimensões lineares

(4) A^`/A = M = q²/p²

Uma vez que a quantidade de luz que forma a imagem é apenas uma fração da que deixa o objeto, a intensidade da imagem deve ser proporcional a esta fração. Esta fração pode ser expressa como a razão entre a área da objetiva A_l e a área de uma esfera de raio p, centrada no objeto, que é 4p p². Esta é uma boa aproximação se o diâmetro D for uma pequena fração de p. Com isto, se pode concluir que o brilho da imagem ou intensidade da imagem total S_i é dado por

(5) S_i = K(A^`/A)(A_l/4p p²).

Onde K é uma constante de proporcionalidade. Como A^`/A é dada pela equação ( 4 ) e A_l = p D²/4, esta equação (5) pode ser expressa como

(6) S_i = K^`D²/q²

e

K^` = K/16

A equação (6) demonstra que o brilho das imagens em uma objetiva pode ser relacionada com a distância da imagem à objetiva e ao seu diâmetro. Como objetivas de telescópios costumeiramente formam imagens de objetos distantes, podemos expressar (6), em termos da razão focal f: da objetiva. Isto pode ser feito a partir do uso da relação

(7) 1/f = 1/q + 1/p

resultando em,

(8) S_i = K^{`</sup>D<sup>2</sup>( 1/f - 1/p)<sup>2</sup> = (K<sup>`}D²/f² )(1 - f/p)²

Como p é muito grande, ( 8 ) se reduz a

(9) S_i = K^`/f:², onde (10) f: = f/D é denominada razão focal.

f: representa a razão entre a distância focal da objetiva e seu diâmetro. De (10), percebemos que o brilho das imagens é inversamente proporcional ao quadrado da razão focal. Objetivas com um mesmo diâmetro e razões focais diferentes, produziram imagens com brilhos variados de um mesmo objeto.

 O aumento obtido com a combinação objetiva/ocular pode resultar em razões focais maiores que as da objetiva. Como a intensidade tem dependência com o inverso de f:², um telescópio pode produzir imagens com brilhos maiores para pequenos aumentos e menores para os grandes.

Telescópios – Perguntas e Respostas (Q1)

Poder de resolução e grandes aumentos: É verdade que uma luneta de 60mm e um telescópio convencional (sem óptica adaptativa/ativa) de grande porte poderiam ter capacidades equivalentes de separação em certas condições ambientais? O fabricante de meu telescópio diz que ele aumenta mais de 500 vezes. Isto é bom ou ruim?

Quando a luz de uma fonte luminosa atravessa uma abertura circular, como a objetiva de um telescópio, temos a formação de um padrão circular com zonas claras e escuras. No centro deste padrão, gerado pela difração, temos um círculo brilhante. Este círculo é denominado máximo central e é, em uma primeira aproximação, a representação das estrelas vistas em um telescópio. A separação entre duas fontes luminosas, ligada ao máximo central, pode ser descrita pelas equações (1) ou (2):

(1) a _c = 1,22l /D, (2) r = 120"/d

Onde, l = comprimento de onda da observação (metros)

a _c = separação angular (radianos)

r = separação angular (segundos de arco)

D = Diâmetro da objetiva do instrumento óptico (metros)

d = Diâmetro da objetiva do instrumento óptico (milímetros)

obs.: A equação (2), obtida da equação (1), é calculada para l @ 5500Å, que corresponde ao pico de sensibilidade o olho humano

Formação do padrão de difração pela passagem da luz por uma abertura circular. Na imagem da esquerda, temos o esquema que poderia possibilitar a obtenção das imagens da direita: duas fontes pontuais (S1 e S2, estrelas, lâmpadas distantes, etc.) emitem radiação isotropicamente. Feixes encontram os anteparos, que possuem pequenos orifícios ( (a) > (b). Na imagem da direita, de cima para baixo, vemos o máximo central, o primeiro mínimo de difração e o primeiro máximo (anel brilhante). Os anéis brilhantes são chamados de anéis de Airy, em homenagem ao astrônomo Sir George Airy. Quanto maior a abertura, melhor é a resolução ou separação. A abertura aumenta de cima para baixo na imagem da direita.

As equações (1; Critério de Rayleigh) e (2) fornecem a separação angular mínima entre duas fontes que um telescópio astronômico pode proporcionar. Considerando que efetuamos nossas observações dentro da atmosfera terrestre, não conseguimos efetivamente atingir este limite.Flutuações turbulentas na atmosfera superior misturam camadas de diferentes temperaturas, densidades e conteúdo de vapor de água. Com isto, o índice de refração de cada camada flutua. A frente de onda incidente no telescópio tem variações espaciais e temporais em fase e amplitude devido às mudanças no índice de refração ao longo do caminho óptico. A imagem deste objeto parece então estar espalhada por um diâmetro (seeing) muito superior à largura do máximo central de difração.

Em sítios de observação como Mauna Kea (Hawai, EUA) ou European Southern Observatory (La Silla, próximo de La Serena, Chile), o seeing e, em muitas ocasiões, inferior a um segundo de arco. No Observatório do Pico-dos-Dias (Brasópolis, Minas Gerais), esta grandeza é aproximadamente de três segundo de arco. Um valor próximo a este foi estimado por A. S. Betzler, na cidade do Rio de Janeiro (zona sul), em observações visuais do sistema epsilon Lyrae, em setembro de 1999. Baseado nesta informação, se desejamos efetuar observações de epsilon Lyrae que é constituído por dois pares de duplas, separadas por 208"(epsilon Lyrae1 : magnitudes 5,1 e 6,0, separação de 2,8" e e Lyrae2: magnitudes 5,1 e 5,4, separação de 2,3"), podemos concluir que separaríamos facilmente os dois pares de duplas mas, epsilon Lyrae1 e epsilon Lyrae2 somente se o seeing da ocasião for inferior a separação angular das mesmas.

Na Tabela-I, temos a separação angular mínima para telescópios de diferentes aberturas, usando a equação (2). Separações da ordem de centésimos de segundo de arco ou pouco menores são somente atingíveis em sítios de observação excepcionais e/ou com telescópios dotados óptica adaptativa ou no espaço.

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

Tabela-I

Telescópios refratores e refletores newtonianos com aberturas da ordem de 100mm, são facilmente encontrados no mercado brasileiro. Normalmente, os fabricantes de alguns destes instrumentos costumam mencionar nos manuais de instruções ou mesmo no próprio nome do telescópio, que estes fornecem aumentos máximos superiores a 500 vezes. Seria isso bom ou ruim?

O aumento máximo possível a um telescópio ou microscópio é aquele que proporciona um campo de visão (CV) igual a largura do máximo central de difração (Physical Science Study Committee, 1966).

Valores de aumento que dêem origem a CV menores que o máximo central ou, muito possivelmente, o seeing proporcionarão imagens sem maiores detalhes. Segundo Rükl (1985), o aumento máximo útil é igual ao diâmetro da objetiva em milímetros. Aplicando este conceito em um telescópio de 60mm de abertura, concluímos que este poderá fornecer um aumento máximo útil de 60 vezes. O aumento, propriamente dito, é dado pela seguinte equação:

(3) A = f/f``

A = aumento

f = distância focal da objetiva

f``= distância focal da ocular

Normalmente, a distância focal da ocular é fornecida no corpo desta e da objetiva pode ser obtida da relação entre a razão focal e o diâmetro da mesma. f e f`` da equação ( 3 ) devem ser expressos, evidentemente, na mesma unidade (cm, mm, m, etc.).

Referências

Physical Science Study Committee.: 1966 In Física Parte II, 2o edição, Edart Livraria Editora LTDA, São Paulo, p.135

Rükl, A.: 1985 In Amateur Astronomer, Galery Books, W.H Smith Publishers Inc, New York, p. 185

Hercóbulus

Ciência e Misticismo

A crença na existência do objeto denominado Hercóbulus ou Hercólubus é atribuída a certos esotéricos.

Em 1984, astrônomos estadunidenses formularam uma hipótese para explicar por que registros fósseis indicam que, aproximadamente a cada trinta milhões de anos, ocorre a extinção de uma grande parte dos seres vivos terrestres. Esses pesquisadores propuseram a existência de uma pequena estrela anã vermelha, chamada Nêmesis, que orbitaria o Sol em uma elipse com um semi-eixo maior de 90.000 U.A., ou 1,4 anos-luz. Quando esta estrela se aproximasse do periélio (a parte da órbita mais próxima do Sol), ela passaria por uma região distante cerca de 10.000 U.A. do Sol, conhecida como Nuvem de Oort-Öpik, onde bilhões de núcleos de cometas estão em órbitas quase circulares. Durante a passagem de Nêmesis, esses cometas seriam perturbados gravitacionalmente, sendo arremessados em direção às partes mais internas do Sistema Solar. Devido ao grande número de cometas, a probabilidade de colisão com a Terra seria consideravelmente maior do que a atualmente existente.

Alguns esotéricos, ao tomarem conhecimento desta hipótese por meio dos jornais da época, modificaram-na sem justificativas plausíveis, alterando o tipo de objeto de estrela para planeta ou cometa, modificando sua órbita para uma trajetória que passa pela região planetária do Sistema Solar, atribuindo cores ou insinuando que os astrônomos conhecem sua existência, mas preferem não revelá-la para não alarmar a população (semelhante ao enredo do filme Deep Impact ou de um episódio de X-Files). O tema "Hercóbulus" ganhou notoriedade em programas sensacionalistas de TV em alguns países da América Latina, resultando na produção de vários livros, artigos, palestras e cursos sobre o assunto.

Descobrir Nêmesis é uma tarefa complexa, pois o objeto emite radiação predominantemente na faixa do infravermelho (devido à baixa temperatura superficial), uma faixa para a qual os detectores da época não eram muito sensíveis. Além disso, seria necessário fazer uma varredura em todo o céu, o que requer um telescópio de uso quase exclusivo. A busca por Nêmesis foi realizada pelo IRAS, que usou modelos estelares para prever o brilho esperado, mas nada foi descoberto nos dados disponíveis.

Uma varredura do céu em três bandas do infravermelho, realizada no Chile (DENIS), descobriu a anã vermelha DENIS-P J104814.7-395606.1, com mais de 60 massas de Júpiter, a aproximadamente 13 anos-luz do Sol. Como o brilho dos objetos astronômicos diminui com o inverso do quadrado da distância, seria mais fácil descobrir Nêmesis a 1,4 anos-luz do que a anã vermelha encontrada. A provável órbita de DENIS-P indica que ela gira ao redor do núcleo da Via Láctea, assim como o Sol. A trajetória calculada de DENIS-P no espaço não sugere uma possibilidade de colisão com a Terra ou que ela arremesse cometas para o Sistema Solar interior. A varredura realizada no Chile, com detectores modernos e sensíveis, não encontrou Nêmesis ou o imaginário Hercólubus, apesar das alegações persistentes de que este último se aproxima da Terra.

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.

 

Graças aos avanços tecnológicos em telescópios e detectores, além de estudos dinâmicos das trajetórias de cometas, sabemos hoje que o Sistema Solar está envolvido por um vasto disco composto por núcleos de cometas. Esse disco, conhecido como cinturão de Edgeworth-Kuiper, começa um pouco além da órbita de Netuno e se estende muito além, até a esferoidal Nuvem de Oort, da qual grande parte dos cometas hipoteticamente se origina.

A existência do cinturão de Edgeworth-Kuiper foi sugerida independentemente por K.E. Edgeworth em 1949 e por G. Kuiper em 1951. Eles propuseram que essa região, em forma de disco, se encontraria a pelo menos 36 U.A. do Sol. Em 1980, o uruguaio J. Fernandez propôs que este disco seria o reservatório de cometas que, após encontros com os planetas gigantes, são injetados em órbitas com períodos orbitais curtos.

Essas hipóteses foram mais fundamentadas com a descoberta de um corpo com magnitude 22, situado além da órbita de Netuno, o primeiro membro conhecido do Cinturão de Edgeworth-Kuiper. Este objeto, designado 1992 QB1, foi descoberto por Jewitt e Luu em 1993. Após essa descoberta, diversas outras foram realizadas, de modo que, em 1998, já se conheciam 66 desses corpos. Como essas descobertas foram feitas em uma pequena área do céu, acredita-se que possam existir até 160.000 objetos similares ao 1992 QB1, com diâmetros maiores que 100 km, e alguns tão grandes quanto Plutão (2.360 km) e o seu satélite Caronte (1.200 km).

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