Astronomia de raios-X

A astronomia de raios-x é o ramo da astronomia que se preocupa com a observação e detecção de raios-X emitidos por objetos celestes. Como os raios-X são absorvidos pela atmosfera terrestre, instrumentos especialmente preparados para detectar a radiação devem estar a grandes altitudes, a bordo de balões, foguetes de sondagem e satélites.

Objetos astronômicos emitem raios-X quando há matéria demasiadamente quente, entre um milhão e centenas de milhões de kelvins. Embora saiba-se desde 1942 que o Sol emite raios-X, apenas em 1962 descobriu-se uma fonte de raios-X extrassolar, chamada Scorpius X-1,descoberta pelo grupo de pesquisa liderado pelo astrofísico ítalo-americano Riccardo Giacconi, que ganhou o Prêmio Nobel de Física de 2002 pelos seus trabalhos pioneiros na astronomia de raios-X. Sabe-se atualmente que fontes de raios-X como Scorpius X-1 são estrelas compactas, como estrelas de nêutrons e buracos negros; a matéria que cai aos buracos negros é aquecida para milhões de kelvins antes de ser sugada permanentemente pelo objeto ultracompacto.

Desde então, foram descobertas milhares de outras fontes celestes de raios-X. A matéria existente entre galáxias e aglomerados de galáxias, superdiluída, também é aquecida para milhões de kelvins pela energia vinda das estrelas, emitindo, portanto, raios-X.

Em 1927, cientistas do Laboratório de Pesquisas Navais dos Estados Unidos e o Instituto Carnegie de Ciências consideraram o uso de foguetes para explorar a alta atmosfera. Dois anos mais tarde, foi proposta um programa de experimentos para a alta atmosfera, incluindo instrumentos embarcados para detectar raios ultravioleta e raios-X extraterrestres..

Evidências indiretas em 1942 concluíram que o Sol emite raios-X, mas a primeira detecção direta ocorreu apenas sete anos mais tarde, em 1949, quando um foguete V-2 com instrumentação embarcado foi lançado do Campo de Teste de Mísseis de White Sands, Estados Unidos.

Em 1965, o Goddard Space Flight Center, da NASA, inicou uma série de observações de raios-X com balões e foguetes de sondagem e, a partir da década de 1970, com satélites. Desde então, vários programas foram lançados para a observação em raios-X, como o HEAO Program, o EXOSAT, o Ginga, o Rossi X-ray Timing Explorer, o ROSAT, o Advanced Satellite for Cosmology and Astrophysics e o BeppoSAX. Dentre as missões atuais, destacam-se o X-ray Multi-Mirror, o INTEGRAL, e os americanos Swift Gamma-Ray Burst Mission e o Observatório de raios-X Chandra.

Veículos

Balões

A atmosfera terrestre bloqueia totalmente a incidência de raios-X na superfície. Porém, 99,997% da atmosfera está contida abaixo de 40 km de altitude. Balões meteorológicos com instrumentos a bordo são soltos com o intuito de detectar raios-X cósmicos: a essa altura a atmosfera é suficientemente rarefeita para não absorver a maior parte do espectro de raios-X, embora a radiação menos energética do que 35 keV continue sendo absorvida pelos gases atmosféricos.

Foi por meio de um balão, em 1964, que se descobriu que a Nebulosa do Caranguejo (M1) é um grande emissor de raios-X. Também foi a primeira detecção de raios-X extrassolar ocorrida na história.

Ainda se faz uso do balão meteorológico com instrumentação embarcada para a detecção de fontes celestes de raios-X, como o "telescópio centrado em altas energias", de 2005, e o "detector de raios gama e raios-X", de 1991.

Rockoons

Rockoon (mescla das palavras inglesas rocket (foguete) e baloon (balão) foram veículos que permitiam à instrumentação detectora de raios-X embarcada a alcançar altitudes maiores e assim detectar raios-X com maior facilidade. Um balão meteorológico com um foguete a bordo era solto e, quando atingia a altitude máxima, disparava um foguete de sondagem com a instrumentação a bordo. A altitude máxima era incrementada quando comparada à altitude máxima de um foguete de sondagem lançado a partir da superfície. Testes com rockoons foram feitos no final da década de 1940 e ao longo da década de 1950 pela Marinha dos Estados Unidos,por meio de seu Laboratório de Pesquisa Naval.Apenas raios-X solares foram detectados.

Foguetes de sondagem

Foi a técnica mais comum de detecção de raios-X extraterrestres até a década de 1960. A instrumentação detectora era montada no bico do foguete, mas por seu limitado campo de visão e a prioridade de detecção dos raios-X solares, a primeira fonte celeste de raios-X extrassolar, Scorpius X-1, foi detectada apenas em 1962.

Embora telescópios espaciais sejam os principais detectores de raios-X cósmicos atualmente, ainda se usam foguetes de sondagem. O projeto "calorímetro quântico de raios-X", em 2008, mediu a bordo de um foguete de sondagem a intensidade dos raios-X detectados no meio interestelar.

Satélites

Veículos na órbita terrestre necessitam altitudes maiores para não serem queimados pela atmosfera. Um detector de raios-X pode detectar todo o espectro da radiação facilmente a grandes altitudes e veículos orbitais garantem as condições de visibilidade das fontes cósmicas de raios-X. Também não apresenta as desvantagens dos outros veículos de exploração, como o reduzido tempo de observação e o limitado campo de visão.

Entre os principais satélites detectores de raios-X, destacam-se os europeus X-ray Multi-Mirror, o INTEGRAL, e os americanos Swift Gamma-Ray Burst Mission e o Observatório de raios-X Chandra.

Instrumentação

Telescópios e espelhos

Diferentemente de um telescópio óptico, que utiliza refração ou reflexões a grandes ângulos para otimizar a imagem, um telescópio de raios X pode refletir o raio apenas para ângulos pequenos. Isto limita consideravelmente o campo de visão do telescópio.Os espelhos internos geralmente são feitos de cerâmicas ou folhas metálicas.

O primeiro telescópio de raios-X construído foi utilizado para observar os raios-X solares, e em 1963 foi tirada a primeira astrofotografia em raios-X.

Detectores

Vários detectores de raios-X foram projetados e configurados principalmente para a detecção energética ou para a medição do comprimento de onda do raio, limitados à tecnologia de sua época. Diferentemente de detectores ópticos, que medem principalmente a intensidade luminosa, os detectores de raios-X contam o número de fótons recebidos durante um período para estimar a intensidade, medem sua energia (geralmente entre 0,12 a 120 keV) ou medem seu comprimento de onda (entre 0,008 e 8 nm).

Fontes celestes de raios-X

Várias espécies de objetos astronômicos emitem, fluorescem ou refletem raios-X, como discos de acreção em torno de buracos negros em núcleos galácticos ativos, remanescentes de supernova, estrelas binárias com anãs brancas (variáveis cataclísmicas e fontes de raios-X de baixa energia), com estrelas de nêutrons ou com buracos negros (binário de raio X), como a fonte de raios-X Hércules X-1.

Alguns corpos do Sistema Solar podem refletir raios-X solares, especialmente os corpos que não são dotados de atmosfera. A Lua reflete uma considerável quantidade de raios-X do Sol. Raios-X são detectados, de forma tênue, de todos os pontos da esfera celeste, radiação conhecida como raio X de fundo, mais concentrada em regiões específicas, como a superbolha de Orion-Eridanus, uma região de 25° de diâmetro da esfera celeste, abrangendo as constelações de Órion a Eridanus.

A primeira estrela além do Sol a ter raios-X detectados foi Capella, a estrela mais brilhante na constelação de Cocheiro.Eta Carinae é outra fonte estelar de raios-X de alta energia.

Astronomia teórica de raios-X

É um ramo da astronomia teórica que se preocupa com a astrofísica e a astroquímica da geração, emissão e detecção de raios-X emitidos pelos objetos astronômicos. Usa várias ferramentas, como modelo analítico para entender aproximadamente o comportamento da fonte de raios-X, e de análises numéricas computadorizadas para entender os dados de observação.

Astronomia Ultravioleta

A astronomia por raios ultravioletas é a observacão de radiação electromagnética espacial, baseada nas ondas ultravioleta, cujas longitudes de onda estão compreendidas entre os 400 nm, (onde termina espectro visível), e os 10 nm, onde começam os raios X. A radiação ultravioleta pode se produzir artificialmente mediante lampâdas de arco; a radiação ultravioleta de origem natural provém principalmente do Sol.

A astronomia ultravioleta praticou-se desde começos da década de 1960, com a ajuda de detectores montados em satélites artificiais que proporcionam dados sobre objetos estelares inacessíveis da superfície da Terra. Um destes satélites é o Navegador Ultravioleta Internacional, lançado em 1978.

A atmosfera da Terra impede que a maior parte da radiação ultravioleta que provém do espaço exterior chegue à sua superfície. No entanto, a luz ultravioleta com uma longitude de onda entre 410 e 300 nm, chamada 'região ultravioleta próxima' pode atingir a superfície terrestre através da atmosfera. A radiação ultravioleta com uma longitude de onda entre 300 e 10 nm somente se pode detectar mediante instrumentos de observação situados acima da atmosfera da Terra. Estes instrumentos de observação incluem telescópios e satélites artificiais no espaço.

Um telescópio enviado a uma altitude de 40 km, isto é, quase acima da camada de ozônio da atmosfera, pode observar a luz ultravioleta de até uns 200 nm. Para observar longitudes de onda menores de 200 nm, o dispositivo de observação tem que estar colocado acima da atmosfera terrestre. Os telescópios situados em balões ou pequenos foguetes são de grande utilidade, mas seu tempo de observação vê-se limitado a alguns minutos no caso de um foguete e a algumas horas quando se trata de um balão. Desde 1968, a maior parte das observações do ultravioleta médio e longínquo se efectuaram de telescópios situados na órbita da Terra. (A região ultravioleta entre 300 e 200 nm conhece-se como o 'ultravioleta médio'. O 'ultravioleta longínquo' encontra-se entre 200 nm e aproximadamente 91 nm). Alguns dos satélites artificiais postos em órbita para detectar o ultravioleta são: o Observatório Astronómico em Órbita, o Observatório Astronómico Copérnico, o Satélite Europeu TD-1, o Satélite Astronómico dos Países Baixos, o Observatório Astronómico UIE, o telescópio espacial Hubble e, mais recentemente, o Navegador da Evolução de Galaxias (GALEX).

O Navegador Ultravioleta Extremo explorou grande parte da região ultravioleta de 91 até 10 nm, chamada o ultravioleta extremo, zona difícil de detectar devido à contínua absorção de fotóns causada pela ionização dos átomos de hidrogênio e hélio interestelares.

Astronomia óptica

A Astronomia Óptica (também chamada de Astronomia da luz visível) é a forma mais antiga da astronomia. Sem tecnologia, imagens ópticas eram originalmente desenhadas à mão. No final do século XIX e na maior parte do século XX as imagens foram criadas usando equipamentos fotográficos. Antes da descoberta que a luz é parte de uma emissão eletromagnética com vários comprimentos de ondas e emitida por termo fusão e refração dos corpos celestes, astronomia e óptica eram apêndices da mecânica e da física. Juntos se ocupavam medindo e analisando os dados obtidos do espaço dentro do comprimento de luz até então conhecido, com o passar dos tempos. O desenvolvimento da astronomia está diretamente ligado a óptica, sem um bom instrumento seria impossível observar a maioria dos astros como os satélites de Júpiter, os anéis de Saturno, as calotas polares de Marte, as crateras, planícies e cordilheiras de montanhas na Lua e muitas outras coisas. Graças ao desenvolvimento da eletrônica, da informática, da óptica e da mecânica, podemos encontrar telescópios cada vez melhores e acessíveis. Também é possível encontrar vasto material sobre astronomia tais como, programas de computadores que apresentam previsões de fenômenos, cartas celestes, guias prático, livros, anuários astronômicos e não podemos deixar de citar a rede mundial de computadores.

Flexão da luz em torno de um objeto de grande massa a uma longa distância. As linhas brancas representam o caminho da luz de uma fonte distante até um observador na Terra. As linhas laranjas representam as posições aparentes do objeto por um observador.

Lentes Gravitacionais

Os fundamentos da área de lentes gravitacionais foram estabelecidos em 1919, quando foi medida pela primeira vez a deflexão da luz por um campo gravitacional. Os primeiros cálculos conhecidos sobre o desvio da luz pela gravidade remontam ao século XVIII. Uma versão mais moderna deles foi feita em 1911, por Albert Einstein (1897-1955), com base em ideias que mais tarde fariam parte de sua teoria da gravitação, conhecida como relatividade geral. Em 1915, após completar sua teoria, Einstein calculou novamente o desvio da luz e obteve o valor correto, que é o dobro do valor obtido anteriormente, discordando da previsão newtoniana. Albert Einstein se tornou uma celebridade mundial após isto, pois sua teoria havia desbancado a de Newton que estava estagnada por cerda de dois séculos e meio.

Miragens Gravitacionais

O desvio de raios luminosos pelo campo gravitacional é um fenômeno análogo àquele sofrido pela luz ao atravessar um meio material, como a água ou o vidro. Assim, a gravidade pode exercer sobre a luz efeito muito semelhante ao de uma lente. Esse fenômeno é chamado de lente gravitacional. Qualquer massa pode ser uma lente gravitacional. Até mesmo um ser humano neste momento, está desviando os raios de luz que passam nas proximidades de seu corpo e agindo como uma lente. O problema é que só é possível detectar algum efeito quando a massa e as distâncias são suficientemente grandes. As lentes gravitacionais, diferentemente das usuais, podem produzir imagens múltiplas das fontes e/ou distorcer sua forma, dando origem aos chamados arcos gravitacionais. O primeiro artigo sobre o efeito de lente gravitacional foi do físico russo Orest Chwolson (1852-1934), em 1924. Além da “estrela dupla fictícia”, Chwolson previu que o alinhamento perfeito entre fonte, lente e observador daria origem a uma imagem com forma de anel em volta da lente.

Diferentes visões

Para que o efeito de lente seja detectável, é preciso um alinhamento quase perfeito entre a fonte, a lente e o observador, ou seja, entre a estrela mais distante, a mais próxima e a Terra, o que é extremamente improvável. Por esse fato, não vê-se no céu uma série de imagens duplas de outras estrelas que estejam atrás da primeira.

Em 1937, Fritz Zwicky (1898 – 1974), o astrônomo suíço publicou um trabalho no qual estudava o efeito de lentes gravitacionais de galáxias por galáxias e por aglomerados de galáxias. Como as massas e as distâncias envolvidas eram muito maiores, os efeitos de imagem múltipla poderiam ser observados diretamente.

Zwicky previu que as lentes podiam ser usadas em três aplicações: para ver objetos distantes, agindo como “telescópios gravitacionais”, para medir a massa de galáxias e aglomerados e para testar a relatividade feral por meio da deflexão da luz. Logo, ele concluiu que a probabilidade de que galáxias agindo como lentes gravitacionais sejam encontradas torna-se praticamente uma certeza.

Poluição Luminosa

Pode ser classificada como a alteração dos padrões iluminação no meio ambiente devido às fontes de luz criadas pelo homem.Inclui: luz direta, aumento crônico e temporário da iluminação, flutuações inesperadas nas iluminações artificiais. As fontes deste tipo de iluminação são várias e encontram-se praticamente em todos os ecossistemas na forma de sky glows, edifícios e torres iluminadas, luz das ruas, barcos de pesca, luzes de segurança, luz nos veículos e chamas nas plataformas petrolíferas costeiras.

Pode ser quantificada através de medidas absolutas de concentração e emissão ou através de medidas relativas, parte de uma quantidade de luz artificial por unidade de luz natural no mesmo sistema.

Telescópios

No século VII, os árabes instalaram observatórios em Bagdá, Cairo, Damasco e outros centros importantes. O telescópio de Galileu Galilei, construído em 1609, foi inspirado no trabalho do holandês Hans Lippershey (1570-1619) que foi o primeiro a construir um telescópio que era um instrumento para olhar coisas a distância, constituído por um tubo com uma lente em cada extremidade. O de Galileu era composto de uma lente convexa e uma côncava. Com esse instrumento ele iniciou, ainda nesse ano, as observações que marcaram o início da astronomia moderna. Johannes Kepler (1571-1630), explicou em seu livro (Dioptrice) que seria melhor construir um telescópio com duas lentes convexas, como se usa atualmente. Em 1668, Isaac Newton (1643-1727) construiu um telescópio refletor (catóptrico, do grego kátoptron, espelho), usado atualmente em todos os observatórios profissionais, com um espelho curvo em vez de uma lente, usada nos telescópios refratores de Galileu e Kepler.

Newton argumentou que a luz branca era na verdade uma mistura de diferentes tipos de raios que eram refratados em ângulos ligeiramente diferentes, e que cada tipo de raio diferente produz uma cor espectral diferente. Newton concluiu, erroneamente, que telescópios usando lentes refratoras sofreriam sempre de aberração cromática.

Telescópio Espacial Hubble

Transportando um grande telescópio para a luz visível e infravermelha, ele é um satélite astronômico artificial não tripulado. Foi lançado pela NASA em 24 de abril de 1990. Este telescópio já recebeu várias visitas espaciais da NASA para a manutenção e para a substituição de equipamentos obsoletos ou inoperantes. O telescópio é a primeira missão da NASA pertencente aos Grandes Observatórios Espaciais, consistindo numa família de quatro observatórios orbitais, cada um observando o Universo em um comprimento diferente de onda, como a luz visível, raios gama, raios-X e o infravermelho. Pela primeira vez se tornou possível ver mais longe do que as estrelas da nossa própria galáxia e estudar estruturas do Universo até então desconhecidas ou pouco observadas. O Hubble, de uma forma geral, deu à civilização humana uma nova visão do universo e proporcionou um salto equivalente ao dado pela luneta de Galileu Galilei no século XVII.

Opticamente o Hubble é um refletor tipo Cassegrain com um projeto Ritchey-Chrétien. Este projeto, com dois grandes espelhos hiperbólicos, é bom para fotografar um largo campo de vista, mas tem a desvantagem de ser de difícil construção. Os sistemas relacionados com a óptica e espelhos do telescópio representavam a parte crucial, e seriam concebidos segundo especificações muito rígidas. Em média, os telescópios usam espelhos polidos para uma precisão de cerca de um décimo do comprimento de onda da luz visível; porém, uma vez que o Telescópio Espacial seria utilizado para observações na gama do ultravioleta ao infravermelho com uma resolução dez vezes superior aos telescópios antecessores, o espelho deste teria que ser polido para uma precisão de 10 nanômetros, cerca de 1/65 do comprimento de onda da luz vermelha.

Entre suas principais conquistas está a medição das distâncias das cefeidas com precisão inédita e, com isso, limitando o valor da constante de Hubble - a medida da taxa na qual o universo está em expansão, que também está relacionada com a sua idade. Antes do lançamento do Hubble as estimativas da constante de Hubble tipicamente tinham erros de até 50%, mas as medições do Hubble de cefeidas no aglomerado de Virgem e outros aglomerados de galáxias distantes forneceu um valor medido com uma precisão de ± 10%, o que é consistente com outras medidas mais precisas feitas desde o lançamento do Hubble usando outras técnicas. Enquanto que o Hubble ajudou a refinar as estimativas da idade do universo, ele também colocou em dúvida as teorias sobre o seu futuro. Astrônomos do High-z Supernova Search Team e do Supernova Cosmology Project usaram o telescópio para observar supernovas distantes e descobriram evidências de que, longe de desaceleração sob a influência da gravidade, o universo pode de fato estar se expandindo em uma taxa de aceleração. Esta aceleração foi posteriormente medida com mais precisão por outros telescópios terrestres e espaciais, confirmando a constatação do Hubble. A causa desta aceleração permanece mal compreendida, mas atribui-se mais comumente à influência da energia escura.

Embora tivesse sido suposto na década de 1960 que os buracos negros seriam encontrados nos centros de algumas galáxias, coube ao Hubble contribuir para mostrar que os buracos negros são, provavelmente, comuns nos centros galáticos, e não só, mas também que as massas dos buracos negros e as propriedades destas galáxias estão intimamente relacionadas. Os espectros e imagens de alta resolução fornecidos pelo Hubble têm sido particularmente úteis para estabelecer a prevalência de buracos negros no núcleo de galáxias próximas.

Astronomia infravermelha

A astronomia infravermelha consiste na observação e estudo de fontes astronómicas a partir da radiação infravermelha que emitem.

Apesar de no geral se chamar infravermelha à radiação electromagnética de maior comprimento que a da luz visível (400-700 nm) e mais curta que a da radiação de terahertz (100-1000 μm) ou das Micro-ondas (1-1000 mm), na astronomia costuma considerar-se como infravermelho o alcance entre 1 e 1000 micrómetros.

Este alcance subdivide-se, por sua vez, em 3 ou 4 intervalos:

Infravermelho próximo de 1 a 5 μm aproximadamente
Infravermelho médio de 5 a 25-40 μm
Infravermelho distante de 25-40 a 200-350 μm
Submilimétrico de 200-350 μm a 1 mm (que alguns incluem no alcance das ondas de rádio)

Esta subdivisão deve-se aos diferentes fenómenos físicos que são observáveis em cada um dos alcances, assim como nas distintas técnicas de observação e tecnologia de detetores empregues em cada um deles.

A atmosfera terrestre absorve a radiação proveniente de fontes astronómicas em quase todo o espectro infravermelho, exceptuando algumas janelas de transmissão atmosférica que transmitem parcialmente, além de emitirem intensamente no infravermelho, pelo que a observação no mesmo desde a terra requer técnicas que permitam eliminar a contribuição da atmosfera.

Devido ao facto da radiação infravermelha ser menos absorvida ou desviada pela poeira interestelar que a radiação de alcance de onda mais curta, é possível observar-se em infravermelho regiões que se mantêm ocultas pela poeira em luz visível ou ultravioleta.

Entre as regiões que são efectivamente mais estudadas em infravermelho estão:

Centro da Via Láctea

Regiões de formação estelar

As observações infravermelhas revelam os estados frios da matéria

Os objectos sólidos no espaço - desde o tamanho de um grão de poeira interestelar, de menos de um mícron, até aos planetas gigantes - têm temperaturas que vão de 3 a 1000 kelvins (K). A maioria da energia irradiada por objectos deste alcance de temperaturas encontra-se no infravermelho. As observações infravermelhas são assim de especial importância no de média a baixa temperatura, como são as nuvens interestelares com muita poeira, onde as estrelas se estão a formar, assim como as superfícies geladas dos satélites planetários e os asteróides.

As observações infravermelhas exploram o Universo oculto

Os grãos de poeira cósmica obscurecem partes do Universo, bloqueando a luz que chega de regiões críticas. Esta poeira fica transparente perto do infravermelho, onde os observadores podem estudar regiões opticamente invisíveis como o centro da nossa galáxia (e de outras galáxias) e densas nuvens onde as estrelas e os planetas estão a nascer. Para muitos objectos, incluindo as estrelas em regiões com muita poeira, os núcleos galácticos activos e até galáxias inteiras, a radiação visível absorvida pela poeira e reemitida no infravermelho constitui a maior parte da sua luminosidade.

As observações infravermelhas proporcionam acesso a muitas linhas espectroscópicas

As bandas de emissão e absorção de virtualmente todas as moléculas e sólidos encontram-se no infravermelho, onde podem ser usadas para estudas as condições físicas e químicas de ambientes relativamente frios. Muitos átomos e iões têm linhas espectrais no infravermelho, que podem ser usadas para estudar a atmosfera interestelar e o gás interestelar, explorando regiões que são demasiado frias ou com demasiada poeira para ser estudadas em luz visível.

As observações infravermelhas estudam o Universo jovem

O deslocamento ao vermelho cósmico, que resulta da expansão geral do Universo, desloca a energia inexoravelmente em direcção a comprimentos de ondas largas, sendo o deslocamento proporcional à distância do objecto. Devido à velocidade finita da luz, os objectos com um grande deslocamento ao vermelho observam-se como eram quando o Universo era muito mais jovem. Como resultado da expansão do Universo, a maioria da radiação óptica e ultravioleta emitida pelas estrelas, as galáxias e os quasares desde o princípio do tempo, encontram-se agora em infravermelho. Questões como quando e como os primeiros objectos do Universo foram formados serão esclarecidas em grande parte graças às observações infravermelhas.

Observatórios espaciais

Devido à transmissão da atmosfera no infravermelho estar limitada a algumas janelas, e a que a transparência depende da quantidade de vapor de água por que a luz tem que passar, os telescópios para observar em infravermelho devem guardar-se em locais secos e a uma altura elevada.

Entre os lugares onde estas condições são cumpridas estão Mauna Kea, no Havai, Estados Unidos, onde existe uma grande quantidade de telescópios, e Cerro Paranal, em Antofagasta, Chile, casa do VLT, Very Large Telescope da OES, Observatório Europeu do Sul.

Melhor ainda seria usar observatórios espaciais, que podem ver em regiões onde a atmosfera terrestre é completamente opaca. Entre as missões anteriores mais importantes encontram-se o IRAS e o Infrared Space Observatory. Hoje em dia destacam-se a câmara NICMOS no Telescópio espacial Hubble, e o Telescópio espacial Spitzer, lançado em 2003. Está previsto para os próximos anos o lançamento do Telescópio espacial James Webb e o Observatório Espacial Herschel, ambos focados no estudo do infravermelho.

Radioastronomia

A radioastronomia é um ramo da astronomia que estuda as radiações electromagnéticas emitidas ou refletidas pelos corpos celestes. A recepção destas radiações electromagnéticas é feita por intermédio de radiotelescópios.

Antes de Jansky ter observado a Via Láctea na década de 1930, os físicos já especulavam sobre as ondas de rádio, serem usadas para observar fontes astronômicas. Na década de 1860, as equações de James Clerk Maxwell haviam mostrado que a radiação eletromagnética, associação entre eletricidade e o magnetismo, poderia existir em qualquer comprimento de onda. Várias tentativas foram feitas para detectar emissões de rádio do Sol, foram experimentadas por Nikola Tesla e Oliver Lodge, mas essas tentativas foram incapazes de detectá-las por limitações técnicas dos seus instrumentos.

Karl Jansky fez a descoberta da primeira fonte de rádio astronômica serendipidademente, no início da década de 1930. Como um engenheiro dos laboratórios de Bell Telephone, estava investigando a estática que interferia nas transmissões de voz transatlântica por ondas curtas. Usando uma grande antena direcional, Jansky notou que seu sistema analógico de gravação de papel e caneta manteve a gravar um sinal de repetição de origem desconhecida. Uma vez que o sinal que os atingia era a cada 24 horas, aproximadamente. Inicialmente, Jansky suspeitava que a fonte de interferência era o Sol que cruzava o ponto de visão da sua antena direcional. Continuou a análise que lhe mostrou que a fonte não seguia o ciclo diário de 24 horas do Sol exactamente, mas em vez disto, repetia o ciclo de 23 horas e 56 minutos. Jansky discutiu com seu amigo sobre os fenômenos intrigantes, o astrofísico e professor Albert Melvin Skellett, que apontou que o tempo entre os picos de sinal era a duração exata de um dia sideral.

Ao comparar as suas observações com mapas astronômicos, Jansky, afinal, concluiu que a fonte de radiação que produziu o pico quando o ponto de visão de sua antena se direcionava para a parte mais densa da Via Láctea, na constelação de Sagitário.

Ele concluiu que, o Sol (e, portanto, outras estrelas) não eram grandes emissores de ruído de rádio, e a interferência de rádio estranha poderia ser gerada por gás e poeira interestelar da galáxia.(O pico da fonte de rádio de Jansky, um dos mais brilhantes no céu, foi designado Sagittarius A em 1950 e, em vez do "gás e poeira" galáctica inicialmente, desde então, foram encontrados emissões de rádio produzidos por elétrons envolvidos por um forte campo magnético do complexos objetos encontrados nessa área).

Grote Reber foi inspirado pelos trabalhos de Jansky, e construiu um rádio telescópio parabólico com diâmetro de 9m em seu próprio quintal em 1937. Ele começou a repetir as observações de Jansky, e passou a realizar o primeiro levantamento do céu nas freqüências de rádio.

Na Universidade de Cambridge, a pesquisa da ionosfera foram realizadas durante a Segunda Guerra Mundial, J.A. Ratcliffe, juntamente com outros membros da Instituto de Pesquisa em Telecomunicações que havia realizado pesquisa em tempo de guerra com radar, criaram um grupo de radiofísica na universidade onde foram observadas as emissões de ondas de rádio a partir do Sol e estudadas. Esta pesquisa inicial, logo se ramificou em observação de outras fontes de rádio celestial e nas técnicas de interferometria, onde foram pioneiros a isolar a origem angular das emissões detectadas.

Martin Ryle e Antony Hewish no Grupo de astrofísicos de Cavendish desenvolveram a técnica de síntese de abertura com rotação da Terra. O grupo de radioastronomia em Cambridge passou a encontrar-se no Observatório rádio astronómico de Mullard perto de Cambridge em 1950. Durante o final dos anos 1960 e início dos anos 1970, como computadores (como o Titan) tornou-se capaz de lidar com a transformada de Fourier computacionalmente, eles usaram a síntese de abertura para criar uma abertura efetiva de 'Uma Milha' e mais tarde uma abertura efetiva "5 km" usando nos telescópios One-Mile e Ryle, respectivamente. Usaram o interferômetro de Cambridge para mapear as fontes de rádio no céu, produzindo os famosos levantamentos 2C e 3C de fontes de rádio.

Astronomia

Astronomia é uma ciência natural que estuda corpos celestes (como estrelas, planetas, cometas, nebulosas, aglomerados de estrelas, galáxias) e fenômenos que se originam fora da atmosfera da Terra (como a radiação cósmica de fundo em micro-ondas). Preocupada com a evolução, a física, a química e o movimento de objetos celestes, bem como a formação e o desenvolvimento do universo.

A astronomia é uma das mais antigas ciências. Culturas pré-históricas deixaram registrados vários artefatos astronômicos, como Stonehenge, os montes de Newgrange, os menires. As primeiras civilizações, como os babilônios, gregos, chineses, indianos, iranianos e maias realizaram observações metódicas do céu noturno. No entanto, a invenção do telescópio permitiu o desenvolvimento da astronomia moderna. Historicamente, a astronomia incluiu disciplinas tão diversas como astrometria, navegação astronômica, astronomia observacional e a elaboração de calendários. Durante o período medieval, seu estudo era obrigatório e estava incluído no Quadrivium que, junto com o Trivium, compunha a metodologia de ensino das sete Artes liberais.

Durante o século XX, o campo da astronomia profissional foi dividido em dois ramos: a astronomia observacional e a astronomia teórica.A primeira está focada na aquisição de dados a partir da observação de objetos celestes, que são então analisados utilizando os princípios básicos da física. Já a segunda é orientada para o desenvolvimento de modelos analíticos que descrevem objetos e fenômenos astronômicos. Os dois campos se complementam, com a astronomia teórica procurando explicar os resultados observacionais, bem com as observações sendo usadas para confirmar (ou não) os resultados teóricos.

Os astrônomos amadores têm contribuído para muitas e importantes descobertas astronômicas. A astronomia é uma das poucas ciências onde os amadores podem desempenhar um papel ativo, especialmente na descoberta e observação de fenômenos transitórios.

A Astronomia não deve ser confundida com a astrologia, sistema de crença que afirma que os assuntos humanos estão correlacionados com as posições dos objetos celestes. Embora os dois campos compartilhem uma origem comum, atualmente eles estão totalmente distintos.

História da astronomia

Inicialmente, a astronomia envolveu somente a observação e a previsão dos movimentos dos objetos no céu que podiam ser vistos a olho nu. O Rigveda refere-se aos 27 asterismos ou nakshatras associados aos movimentos do Sol e também às 12 divisões zodiacais do céu. Durante milhares de anos, as pessoas investigaram o espaço e a situação da Terra. No ano 4.000 a.C., os egípcios desenvolveram um calendário baseado no movimento dos objetos celestes. A observação dos céus levou à previsão de eventos como os eclipses.Os antigos gregos fizeram importantes contribuições para a astronomia, entre elas a definição de magnitude aparente. A Bíblia contém um número de afirmações sobre a posição da Terra no universo e sobre a natureza das estrelas e dos planetas, a maioria das quais são poéticas e não devem ser interpretadas literalmente; ver Cosmologia bíblica. Nos anos 500, Aryabhata apresentou um sistema matemático que considerava que a Terra rodava em torno do seu eixo e que os planetas se deslocavam em relação ao Sol.

Astronomia estelar, evolução estelar: A nebulosa planetária de Formiga. A ejecção de gás da estrela moribunda no centro tem padrões simétricos intrigantes diferentes dos padrões caóticos esperados de uma explosão ordinária. Cientistas usando o Hubble tentam entender como uma estrela esférica pode produzir tais simetrias proeminentes no gás que ejecta.

O estudo da astronomia quase parou durante a Idade Média, à exceção do trabalho dos astrónomos árabes. No final do século IX, o astrónomo árabe al-Farghani (Abu'l-Abbas Ahmad ibn Muhammad ibn Kathir al-Farghani) escreveu extensivamente sobre o movimento dos corpos celestes. No século XII, os seus trabalhos foram traduzidos para o latim, e diz-se que Dante aprendeu astronomia pelos livros de al-Farghani.

No final do século X, um observatório enorme foi construído perto de Teerã, Irã, pelo astrônomo al-Khujandi, que observou uma série de trânsitos meridianos do Sol, que permitiu-lhe calcular a obliquidade da eclíptica, também conhecida como a inclinação do eixo da Terra relativamente ao Sol. Como sabe-se hoje, a inclinação da Terra é de aproximadamente 23°34', e al-Khujandi mediu-a como sendo 23°32'19". Usando esta informação, compilou também uma lista das latitudes e das longitudes de cidades principais.

Omar Khayyam (Ghiyath al-Din Abu'l-Fath Umar ibn Ibrahim al-Nisaburi al-Khayyami) foi um grande cientista, filósofo e poeta persa que viveu de 1048 a 1131. Compilou muitas tabelas astronômicas e executou uma reforma do calendário que era mais exato do que o Calendário Juliano e se aproximava do Calendário Gregoriano. Um feito surpreendente era seu cálculo do ano como tendo 365,24219858156 dias, valor esse considerando a exatidão até a sexta casa decimal se comparado com os números de hoje, indica que nesses 1000 anos pode ter havido algumas alterações na órbita terrestre.

Durante o Renascimento, Copérnico propôs um modelo heliocêntrico do Sistema Solar. No século XIII, o imperador Hulagu, neto de Gengis Khan e um protetor das ciências, havia concedido ao conselheiro Nasir El Din Tusi autorização para edificar um observatório considerado sem equivalentes na época. Entre os trabalhos desenvolvidos no observatório de Maragheg e a obra "De Revolutionibus Orbium Caelestium" de Copérnico, há algumas semelhanças que levam os historiadores a admitir que este teria tomado conhecimento dos estudos de Tusi, através de cópias de trabalhos deste existentes no Vaticano.

O modelo heliocêntrico do Sistema Solar foi defendido, desenvolvido e corrigido por Galileu Galilei e Johannes Kepler. Kepler foi o primeiro a desenvolver um sistema que descrevesse corretamente os detalhes do movimento dos planetas com o Sol no centro. No entanto, Kepler não compreendeu os princípios por detrás das leis que descobriu. Estes princípios foram descobertos mais tarde por Isaac Newton, que mostrou que o movimento dos planetas se podia explicar pela Lei da gravitação universal e pelas leis da dinâmica.

Constatou-se que as estrelas são objetos muito distantes. Com o advento da Espectroscopia provou-se que são similares ao nosso próprio Sol, mas com uma grande variedade de temperaturas, massas e tamanhos. A existência de nossa galáxia, a Via Láctea, como um grupo separado das estrelas foi provada somente no século XX, bem como a existência de galáxias "externas", e logo depois, a expansão do universo dada a recessão da maioria das galáxias de nós. A Cosmologia fez avanços enormes durante o século XX, com o modelo do Big Bang fortemente apoiado pelas evidências fornecidas pela Astronomia e pela Física, tais como a radiação cósmica de micro-ondas de fundo, a Lei de Hubble e a abundância cosmológica dos elementos.

Campos

Por ter um objeto de estudo tão vasto, a astronomia é dividida em muitas áreas. Uma distinção principal é entre a astronomia teórica e a observacional. Observadores usam vários meios para obter dados sobre diversos fenômenos, que são usados pelos teóricos para criar e testar teorias e modelos, para explicar observações e para prever novos resultados. O observador e o teórico não são necessariamente pessoas diferentes e, em vez de dois campos perfeitamente delimitados, há um contínuo de cientistas que põem maior ou menor ênfase na observação ou na teoria.

Os campos de estudo podem também ser categorizados quanto:

ao assunto: em geral de acordo com a região do espaço (ex. Astronomia galáctica) ou aos problemas por resolver (tais como formação das estrelas ou cosmologia).
à forma como se obtém a informação (essencialmente, que faixa do espectro eletromagnético é usada).
Enquanto a primeira divisão se aplica tanto a observadores como também a teóricos, a segunda se aplica a observadores, pois os teóricos tentam usar toda informação disponível, em todos os comprimentos de onda, e observadores frequentemente observam em mais de uma faixa do espectro.

Astronomia observacional

Na astronomia, a principal forma de obter informação é através da detecção e análise da luz visível ou outras regiões da radiação eletromagnética. Mas a informação é adquirida também por raios cósmicos, neutrinos, e, no futuro próximo, ondas gravitacionais.

Uma divisão tradicional da astronomia é dada pela faixa do espectro eletromagnético observado. Algumas partes do espectro podem ser observadas da superfície da Terra, enquanto outras partes só são observáveis de grandes altitudes ou no espaço.

Radioastronomia

A radioastronomia estuda a radiação com comprimento de onda maior que aproximadamente 1 milímetro.A radioastronomia é diferente da maioria das outras formas de astronomia observacional pelo fato de as ondas de rádio observáveis poderem ser tratadas como ondas ao invés de fótons discretos. Com isso, é relativamente mais fácil de medir a amplitude e a fase das ondas de rádio.

Astronomia extragaláctica: exemplo de lente gravitacional. Esta imagem, captada pelo telescópio espacial Hubble, mostra vários objetos azuis em forma de espiral que, na verdade, são imagens múltiplas de uma mesma galáxia. A imagem original da galáxia é multiplicada pelo efeito de lente gravitacional causado pelo aglomerado de galáxias elípticas e espirais de cor amarela que aparecem no centro da fotografia. A lente gravitacional deve-se ao campo gravitacional gerado pelo aglomerado, que curva e distorce a luz de objetos mais distantes.

Apesar de algumas ondas de rádio serem produzidas por objetos astronômicos na forma de radiação térmica, a maior parte das emissões de rádio que são observadas da Terra são vistas na forma de radiação síncrotron, que é produzida quando elétrons ou outras partículas eletricamente carregadas descrevem uma trajetória curva em um campo magnético.Adicionalmente, diversas linhas espectrais produzidas por gás interestelar, notadamente a linha espectral do hidrogênio de 21 cm, são observáveis no comprimento de onda de rádio.

Uma grande variedade de objetos são observáveis no comprimento de onda de rádio, incluindo supernovas, gás interestelar, pulsares e núcleos de galáxias ativas.

Astronomia infravermelha

A astronomia infravermelha lida com a detecção e análise da radiação infravermelha (comprimentos de onda maiores que a luz vermelha). Exceto por comprimentos de onda mais próximas à luz visível, a radiação infravermelha é na maior parte absorvida pela atmosfera, e a atmosfera produz emissão infravermelha numa quantidade significante. Consequentemente, observatórios de infravermelho precisam estar localizados em lugares altos e secos, ou no espaço.

O espectro infravermelho é útil para estudar objetos que são muito frios para emitir luz visível, como os planetas e discos circunstrelares. Comprimentos de onda infravermelha maior podem também penetrar nuvens de poeira que bloqueiam a luz visível, permitindo a observação de estrelas jovens em nuvens moleculares e o centro de galáxias.Algumas moléculas radiam fortemente no infravermelho, e isso pode ser usado para estudar a química no espaço, assim como detectar água em cometas.

Astronomia óptica

Historicamente, a astronomia óptica (também chamada de astronomia da luz visível) é a forma mais antiga da astronomia.Imagens ópticas eram originalmente desenhadas à mão. No final do século XIX e na maior parte do século XX as imagens eram criadas usando equipamentos fotográficos. Imagens modernas são criadas usando detectores digitais, principalmente detectores usando dispositivos de cargas acoplados (CCDs). Apesar da luz visível estender de aproximadamente 4000 Å até 7000 Å (400 nm até 700 nm),o mesmo equipamento usado nesse comprimento de onda é também usado para observar radição de luz visível próxima a ultravioleta e infravermelho.

Astronomia ultravioleta

A astronomia ultravioleta é normalmente usada para se referir a observações no comprimento de onda ultravioleta, aproximadamente entre 100 e 3200 Å (10 e 320 nm).A luz nesse comprimento de onda é absorvida pela atmosfera da Terra, então as observações devem ser feitas na atmosfera superior ou no espaço.

A astronomia ultravioleta é mais utilizada para o estudo da radiação térmica e linhas de emissão espectral de estrelas azul quente (Estrela OB) que são muito brilhantes nessa banda de onda. Isso inclui estrelas azuis em outras galáxias, que têm sido alvos de várias pesquisas nesta área. Outros objetos normalmente observados incluem a nebulosa planetária, remanescente de supernova, e núcleos de galáxias ativas.Entretanto, a luz ultravioleta é facilmente absorvida pela poeira interestelar, e as medições da luz ultravioleta desses objetos precisam ser corrigidas.

Astronomia de raios-X

A astronomia de raio-X é o estudo de objetos astronômicos no comprimento de onda de raio-X. Normalmente os objetos emitem radiação de raio-X como radiação síncrotron (produzida pela oscilação de elétrons em volta de campos magnéticos), emissão termal de gases finos (chamada de radiação Bremsstrahlung) maiores que 107 kelvin, e emissão termal de gases grossos (chamada radiação de corpo negro) maiores que 107 kelvin.Como os raio-X são absorvidos pela atmosfera terrestre todas as observações devem ser feitas de balões de grande altitude, foguetes, ou naves espaciais.

Fontes de raio-X notáveis incluem binário de raio X, pulsares, remanescentes de supernovas, galáxias elípticas, aglomerados de galáxias e núcleos galácticos ativos.

Astronomia de raios gama

A astronomia de raios gama é o estudo de objetos astronômicos que usam os menores comprimentos de onda do espectro eletromagnético. Os raios gama podem ser observados diretamente por satélites como o observatório de raios Gama Compton ou por telescópios especializados chamados Cherenkov.Os telescópios Cherenkov não detectam os raios gama diretamente mas detectam flasses de luz visível produzidos quando os raios gama são absorvidos pela atmosfera da Terra.

A maioria das fontes emissoras de raio gama são na verdade Erupções de raios gama, objetos que produzem radiação gama apenas por poucos milisegundos a até milhares de segundos antes de desaparecerem. Apenas 10% das fontes de raio gama são fontes não-transendentes, incluindo pulsares, estrelas de nêutrons, e candidatos a buracos negros como núcleos galácticos ativos.

Campos não baseados no espectro eletromagnético

Astronomia planetária ou ciências planetárias: um "dust devil" (literalmente, demônio da poeira) marciano. A fotografia foi captada pela NASA Global Surveyor em órbita à volta de Marte. A faixa escura e longa é formada pelos movimentos em espiral da atmosfera marciana (um fenómeno semelhante ao tornado). O "dust devil" (o ponto preto) está a subir a encosta da cratera. Os "dust devils" formam-se quando a atmosfera é aquecida por uma superfície quente e começa a rodar ao mesmo tempo que sobe. As linhas no lado direito da figura são dunas de areia no leito da cratera.

Além da radiação eletromagnética outras coisas podem ser observadas da Terra que se originam de grandes distâncias.

Na Astronomia de neutrinos, astrônomos usam laboratórios especiais subterrâneos como o SAGE, GALLEX e Kamioka II/III para detectar neutrinos. Esses neutrinos se originam principalmente do Sol, mas também de supernovas.

Raios cósmicos consistindo de partículas de energia muito elevada podem ser observadas chocando-se com a atmosfera da terra.No futuro, detectores de neutrino poderão ser sensíveis aos neutrinos produzidos quando raios cósmicos atingem a atmosfera da Terra.

Foram construídos alguns observatórios de ondas gravitacionais como o Laser Interferometer Gravitational Observatory (LIGO) mas as ondas gravitacionais são extremamente difíceis de detectar.No final de 2015, pesquisadores do projeto LIGO (Laser Interferometer Gravitational-Wave Observatory) observaram "distorções no espaço e no tempo" causadas por um par de buracos negros com 30 massas solares em processo de fusão.

A astronomia planetária tem se beneficiado da observação direta pelos foguetes espaciais e amostras no retorno das missões. Essas missões incluem fly-by missions com sensores remotos; veículos de aterrissagem que podem realizar experimentos no material da superfície; missões que permitem ver remotamente material enterrado; e missões de amostra que permitem um exame laboratorial direto.

Astrometria e mecânica celestial

Um dos campos mais antigos da astronomia e de todas as ciências, é a medição da posição dos objetos celestiais. Historicamente, o conhecimento preciso da posição do Sol, Lua, planetas e estrelas era essencial para a navegação celestial.

A cuidadosa medição da posição dos planetas levou a um sólido entendimento das perturbações gravitacionais, e a capacidade de determinar as posições passadas e futuras dos planetas com uma grande precisão, um campo conhecido como mecânica celestial. Mais recentemente, o monitoramento de Objectos Próximos da Terra vai permitir a predição de encontros próximos, e possivelmente colisões, com a Terra.

A medição do paralaxe estelar de estrelas próximas provêm uma linha de base fundamental para a medição de distâncias na astronomia que é usada para medir a escala do universo. Medições paralaxe de estrelas próximas provêm uma linha de base absoluta para as propriedades de estrelas mais distantes, porque suas propriedades podem ser comparadas. A medição da velocidade radia e o movimento próprio mostra a cinemática desses sistemas através da Via Láctea. Resultados astronômicos também são usados para medir a distribuição de matéria escura na galáxia.

Durante a década de 1990, as técnicas de astrometria para medir as stellar wobble foram usados para detectar planetas extrasolares orbitando a estrelas próximas.

Subcampos específicos

Astronomia solar

A uma distância de oito minutos-luz, a estrela mais frequentemente estudada é o Sol, uma típica estrela anã da sequência principal da classe estrelar G2 V, com idade de aproximadamente 4,6 Gyr. O Sol não é considerado uma estrela variável, mas passa por mudanças periódicas em atividades conhecidas como ciclo solar. Isso é uma flutuação de 11 anos nos números de mancha solares. Manchas solares são regiões de temperatura abaixo da média que estão associadas a uma intensa atividade magnética.

O Sol tem aumentado constantemente de luminosidade no seu curso de vida, aumentando em 40% desde que se tornou uma estrela da sequência principal. O Sol também passa por mudanças periódicas de luminosidade que podem ter um impacto significativo na Terra. Por exemplo, se acredita que o mínimo de Maunder tenha causado a Pequena Idade do Gelo.

A superfície externa visível do Sol é chamada fotosfera. Acima dessa camada há uma fina região conhecida como cromosfera. Essa é envolvida por uma região de transição de temperaturas cada vez mais elevadas, e então pela super-quente corona.

No centro do Sol está a região do núcleo, um volume com temperatura e pressão suficientes para uma fusão nuclear ocorrer. Acima do núcleo está a zona de radiação, onde o plasma se converte o fluxo de energia através da radiação. As camadas externas formam uma zona de convecção onde o gás material transporta a energia através do deslocamento físico do gás. Se acredita que essa zona de convecção cria a atividade magnética que gera as manchas solares.

Um vento solar de partículas de plasma corre constantemente para fora do Sol até que atinge a heliosfera. Esse vento solar interage com a magnetosfera da Terra para criar os cinturões de Van Allen, assim como a aurora onde as linhas dos campos magnéticos da Terra descendem até a atmosfera da Terra.

Ciência planetária

Ciência planetária: Estuda os planetas.

Planetologia: Estudo dos planetas do Sistema Solar e exoplanetas.

Astronomia estelar

Astronomia estelar: Estudo das estrelas, em geral.

Formação de estrelas: Estudo das condições e dos processos que conduziram à formação das estrelas no interior de nuvens do gás, e o próprio processo da formação.

Evolução estelar: Estudo da evolução das estrelas, de sua formação a seu fim como um remanescente estelar.

Formação estelar: Estudo das condições e processos que levam à formação de estrelas no interior de nuvens de gás.

Astronomia galáctica

Astronomia galáctica: Estudo da estrutura e componentes de nossa galáxia, seja através de dados relativos a objetos de nossa galáxia, seja através do estudo de galáxias próximas, que podem ser observadas em detalhe e que podem ser usadas para comparação com a nossa.
Formação e evolução de galáxias: Estudo da formação das galáxias e sua evolução ao estado atual observado.

Astronomia extragaláctica

Astronomia extragaláctica: Estudo de objetos (principalmente galáxias) fora de nossa galáxia.

Uranografia: Estudos das constelações e asterismos. Nome atual de Uranometria.

Cosmologia

Cosmologia: Estuda a origem e a evolução do universo.

Astronomia teórica

Tópicos estudados pelos astrônomos teóricos são: dinâmica e evolução estelar; formação e evolução de galáxias; estrutura em grande escala da matéria no Universo; origem dos raios cósmicos; relatividade geral e cosmologia física, incluindo Cosmologia das cordas e física de astropartículas.

Campos interdisciplinares

A astronomia e astrofísica desenvolveram links significantes de interdisciplinaridade com outros grandes campos científicos. Arqueoastronomia é o estudo das antigas e tradicionais astronomias em seus contextos culturais, utilizando evidências arqueológicas e antropológicas. Astrobiologia é o estudo do advento e evolução os sistemas biológicos no universo, com ênfase particular na possibilidade de vida fora do planeta Terra.

O estudo da química encontrada no espaço, incluindo sua formação, interação e destruição, é chamada de Astroquímica. Essas substâncias são normalmente encontradas em nuvens moleculares, apesar de também terem aparecido em estrelas de baixa temperatura, anões marrons, e planetas. Cosmoquímica é o estudo de compostos químicos encontrados dentro do Sistema Solar, incluindo a origem dos elementos e as variações na proporção de isótopos. Esses dois campos representam a união de disciplinas de astronomia e química.

Atuação profissional

No Brasil

Segundo o censo realizado pela Sociedade Astronômica Brasileira, em maio de 2011 havia 340 doutores em Astronomia atuando como pesquisadores no Brasil.

Dia do astrônomo

Em 2006 foi instituída, no estado do Rio de Janeiro, a data de 2 de dezembro como o Dia do Astrônomo.A data coincide com o aniversário do imperador Dom Pedro II, que era um conhecido incentivador da Astronomia.

Astrometria

Astrometria ou astronomia de posição é o ramo da Astronomia que lida com a posição das estrelas e outros corpos celestiais, suas distâncias e movimentos.

É um dos mais antigos ramos da Astronomia, o sucessor do estudo mais qualitativo da Astronomia Posicional. Astrometria data até pelos menos Hiparco (194 AC – 120 AC), que atualizou a posição do ponto vernal num almanaque das estrelas mais visíveis e ao fazer isso desenvolveu uma escala graduada de luminosidade, basicamente usada até hoje. A Astrometria moderna foi fundada por Friedrich Bessel com o seu Fundamenta astronomiae, o qual dava a posição média de 3222 estrelas entre 1750 e 1762, e por James Bradley.

Além da função fundamental de apresentar um referencial para astrônomos apresentarem suas observações, a Astrometria é também fundamental para ramos como Mecânica Celeste, Dinâmica estelar e Astronomia galáctica. Em astronomia observacional, técnicas astrométricas ajudam a identificar objetos estelares devido aos seus respectivos movimentos peculiares. É também instrumental para a observância do tempo, já que o UTC é basicamente o tempo atômico sincronizado com a rotação da Terra por meios de observações exatas. A Astrometria também está envolvida em criar os métodos para calcular as distâncias de objetos celestes, que são usados para estabelecer estimativas de distâncias de paralaxe para estrelas na Via Láctea.

História e usos:

Astrônomos usam técnicas astrométricas para rastrear Objetos Próximos da Terra. Também tem sido usado para detectar planetas extrasolares medindo a deslocação que causam na posição aparente no céu das estrelas que orbitam, devido a sua órbita mútua em volta do centro de massa do seu sistema. A Missão de Interferometria Espacial da NASA ( Space Interferometry Mission ou Sim PlanetQuest) irá utilizar técnicas astrométricas para detectar planetas similares a Terra orbitando mais ou menos 200 das mais próximas estrelas semelhantes ao nosso Sol.

As medições astrométricas são usadas pela astrofísica para restringir certos modelos em mecânica celestial. Medindo a velocidade de pulsares, é possível estipular um limite na assimetria de explosões de supernova. A astrometria também é usada para determinar a distribuição de matéria escura na galáxia.

Em 1990, técnicas astrométricas foram usadas para detectar planetas extrasolares gasosos gigantes orbitando vários sistemas solares. Isso foi feito através da observação do “stellar wobble” (uma variação na velocidade radial de uma estrela devido a influencia gravitacional e outro corpo a orbitando), de uma estrela e calculando que tipo de forças gravitacionais poderia ocasionar tal movimento; foi então determinado que forças planetárias deviam estar afetando as estrelas em questão.

Principais avanços feitos com a astrometria ao longo do tempo:

Relógios de Sol foram eficientes na marcação do tempo.
O Astrolábio foi inventado para medir ângulos celestiais
Aplicações Astrométricas levaram ao desenvolvimento da Geometria esférica.
Medidas cuidadosas dos movimentos planetários feita por Tycho Brahe, seguidas pela análise de Johannes Kepler evidenciaram o Princípio de Copérnico, que a Terra gira em volta do Sol.
O sextante melhorou drasticamente as medidas dos ângulos celestiais.
James Bradley mediu aberrações estelares com um preciso telescópio
O desenvolvimento do Dispositivo de Carga Acoplado (em inglês CCD), e de seu uso por astrônomos nos anos 80 aumentou a precisão do trabalho da astrometria profissional.
O desenvolvimento de CCD, softwares, e telescópios baratos permitiu a observação astrométrica amadora de larga escala em corpos menores.
De 1989 a 1993, o satélite da Agência Espacial Europeia Hipparcos realizou medições astrométricas que resultaram em um catalogo de posições precisas até 20-30 miliarcsec para mais de um milhão de estrelas.