Objeto astronômico
Um objeto astronômico, objeto celeste, objeto estelar ou corpo celestial é uma entidade, associação ou estrutura física de ocorrência natural que existe no universo observável.[1] Na astronomia, os termos objeto e corpo são frequentemente usados de forma intercambiável. No entanto, um corpo astronômico ou corpo celeste é uma entidade única, fortemente ligada e contígua, enquanto um objeto astronômico 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 incluem sistemas planetários, aglomerados de estrelas, nebulosas e galáxias, enquanto asteroides, satélites naturais, planetas e estrelas são corpos astronômicos. Um cometa pode ser identificado como corpo e objeto: é um corpo quando se refere ao núcleo congelado de gelo e poeira, e um objeto quando descreve o cometa inteiro com sua coma e cauda difusa.
História
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Ver artigo principal: História da astronomiaObjetos astronômicos como estrelas, planetas, nebulosas, asteroides e cometas têm sido observados por milhares de anos, embora as primeiras culturas pensassem nesses corpos como deuses ou 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 a Idade Média, as culturas começaram a estudar mais de perto os movimentos desses corpos. Vários astrônomos do Oriente Médio começaram a fazer descrições detalhadas de estrelas e nebulosas, e fariam calendários mais precisos com base nos movimentos dessas estrelas e planetas. Na Europa, os astrônomos se concentraram mais em dispositivos para ajudar no estudo dos objetos celestes e na criação de livros didáticos, guias e universidades para ensinar mais sobre astronomia às pessoas.
Durante a revolução científica, em 1543, foi publicado o modelo heliocêntrico de Nicolau Copérnico. Este modelo descrevia a Terra, juntamente com todos os outros planetas, como sendo corpos astronômicos que orbitavam ao redor do Sol localizado no centro do Sistema Solar. Johannes Kepler descobriu as leis de Kepler do movimento planetário, que são propriedades das órbitas que os corpos astronômicos compartilhavam, isso foi usado para melhorar o modelo heliocêntrico. Em 1584, Giordano Bruno propôs que todas as estrelas distantes são seus próprios sóis, sendo o primeiro em séculos a sugerir essa ideia. Galileo Galilei foi um dos primeiros astrônomos a usar telescópios para observar o céu, em 1610 ele observou as quatro maiores luas de Júpiter, agora chamadas de luas galileanas. Galileu também fez observações das fases de Vênus, crateras na Lua e manchas solares no Sol. O astrônomo Edmond Halley conseguiu prever com sucesso o retorno do cometa Halley, que agora leva seu nome em 1758. Em 1781, William Herschel descobriu o novo planeta Urano, sendo o primeiro planeta descoberto não visível a olho 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. Novos comprimentos de onda de luz não vistos pelo olho humano foram descobertos, e novos telescópios foram feitos que possibilitaram ver objetos astronômicos em outros comprimentos de onda de luz. Joseph von Fraunhofer e Angelo Secchi foram pioneiros no campo da espectroscopia, o que lhes permitiu observar a composição de estrelas e nebulosas, e muitos astrônomos foram capazes de determinar as massas de estrelas binárias com base em seus elementos orbitais. Os computadores começaram a ser usados para observar e estudar grandes quantidades de dados astronômicos sobre as estrelas, e novas tecnologias, como o fotômetro fotoelétrico, permitiram aos astrônomos medir com precisão a cor e a luminosidade das estrelas, o que lhes permitiu prever sua temperatura e massa. Em 1913, o Diagrama de Hertzsprung-Russell foi desenvolvido pelos astrônomos Ejnar Hertzsprung e Henry Norris Russell independentemente 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 de sequência principal no diagrama. Um esquema refinado para classificação estelar foi publicado em 1943 por William Wilson Morgan e Philip Childs Keenan com base no Diagrama de Hertzsprung-Russell. Os astrônomos também começaram a debater se existiam outras galáxias além da Via Láctea, esses debates terminaram quando Edwin Hubble identificou a nebulosa de Andrômeda como uma galáxia diferente, juntamente com muitas outras distantes da Via Láctea.
Galáxia e maiores
editarO universo pode ser visto como tendo uma estrutura hierárquica.[2] Nas maiores escalas, o componente fundamental da montagem é a galáxia. As galáxias são organizadas em grupos e aglomerados, muitas vezes dentro de superaglomerados maiores, que são amarrados ao longo de grandes filamentos entre vazios quase vazios, formando uma teia que abrange o universo observável.[3]
As galáxias têm uma variedade de morfologias, com formas irregulares, elípticas e em forma de disco, dependendo da sua formação e histórias evolutivas, incluindo a interação com outras galáxias, o que pode levar a uma fusão.[4] As galáxias de disco abrangem galáxias lenticulares e espirais com características, como braços espirais e um halo distinto. No núcleo, a maioria das galáxias tem um buraco negro supermassivo, que pode resultar em um núcleo galáctico ativo. As galáxias também podem ter satélites na forma de galáxias anãs e aglomerados globulares.[5]
Dentro de uma galáxia
editarOs constituintes de uma galáxia são formados a partir de matéria gasosa que se reúne por meio da autoatração gravitacional de maneira hierárquica. Nesse nível, os componentes fundamentais resultantes são as estrelas, que são tipicamente montadas em aglomerados das várias nebulosas em 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. Um sistema planetário e vários objetos menores, como asteroides, cometas e detritos, podem se formar em um processo hierárquico de acreção a partir dos discos protoplanetários que cercam as estrelas recém-formadas.
Os vários tipos distintos de estrelas são mostrados pelo Diagrama de Hertzsprung-Russell (diagrama H-R), um gráfico de luminosidade estelar absoluta versus temperatura da superfície. Cada estrela segue uma trilha evolucionária neste diagrama. Se essa trilha levar a estrela por uma região que contém um tipo de variável intrínseca, suas propriedades físicas podem fazer com que ela se torne uma estrela variável. Um exemplo disso é a faixa de instabilidade, uma região do diagrama H-R que inclui as variáveis Delta Scuti, RR Lyrae e Cefeida.[7] A estrela em evolução pode ejetar alguma porção de sua atmosfera para formar uma nebulosa, seja de forma constante para formar uma nebulosa planetária ou em uma explosão de supernova que deixa um remanescente. 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 um objeto compacto; seja uma anã branca, uma estrela de nêutrons ou um buraco negro.
Forma
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Ver artigo principal: Terra redonda#CausaAs definições de planeta e planeta anão da União Astronômica Internacional (IAU) exigem que um corpo astronômico em órbita do Sol tenha passado pelo processo de arredondamento para atingir uma forma aproximadamente esférica, uma conquista conhecida como equilíbrio hidrostático. A mesma forma esferoidal pode ser vista desde planetas rochosos menores como Marte até gigantes gasosos como Júpiter.
Qualquer corpo natural em órbita do Sol que tenha atingido o equilíbrio hidrostático é classificado pela IAU como um corpo 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 pela gravidade, mas na verdade não são fundidas em um único grande rocha matriz. Alguns SSSB maiores são quase redondos, mas não atingiram o equilíbrio hidrostático. O corpo menor do Sistema Solar 4 Vesta é grande o suficiente para ter sofrido pelo menos uma diferenciação planetária parcial.
Estrelas como o Sol também são esferoidais devido aos efeitos da gravidade em seu plasma, que é um fluido de fluxo livre. A fusão estelar em curso é uma fonte muito maior de calor para as estrelas em comparação com o calor inicial liberado durante a formação.
Categorias por localização
editarA tabela abaixo lista as categorias gerais de corpos e objetos por sua localização ou estrutura.
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Ver também
editarReferências
- ↑ 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. ISBN 81-7371-043-0
- ↑ Smolin, Lee (1998). The life of the cosmos. [S.l.]: Oxford University Press US. p. 35. ISBN 0-19-512664-5 Verifique 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. ISBN 978-0-521-82048-6
- ↑ Hartung, Ernst Johannes (18 de outubro de 1984). Astronomical Objects for Southern Telescopes. [S.l.: s.n.] ISBN 0521318874. 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. ISBN 0-387-20089-4
Ligações externas
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- SkyChart, Sky & Telescope no Library of Congress Web Archives (arquivado em 2005-06-13)
- Monthly skymaps for every location on Earth
