Fundamentos de Astronomia 6

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FUNDAMENTOS DA 
ASTRONOMIA 
AULA 6 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
Prof. Daniel Guimarães Tedesco 
 
 
 
2 
CONVERSA INICIAL 
A observação astronômica avançou dos árabes na Idade Média para os 
europeus no século XI, dependendo exclusivamente da visão humana até a 
invenção do telescópio por Hans Lippershey, no século XVI. Galileu Galilei 
notavelmente aprimorou e utilizou o telescópio para explorar o céu, introduzindo 
o uso de telescópios refratores. Mais tarde, Isaac Newton desenvolveu o 
telescópio refletor, ainda usado em observatórios modernos como o Hubble. 
Telescópios convencionais captam apenas luz visível, mas os corpos 
celestes emitem em todo o espectro eletromagnético, levando ao 
desenvolvimento de radiotelescópios que descobriram a radiação cósmica de 
fundo, crucial para a teoria do Big Bang. A magnitude aparente mede o brilho 
das estrelas, como Sirius, a mais brilhante no céu noturno, enquanto a 
espectroscopia permite análises químicas detalhadas, revelando a composição 
de estrelas distantes. 
Esta etapa foca em instrumentos e técnicas astronômicas, abordando 
desde o impacto dos experimentos de Galileu, até o uso e funcionamento de 
telescópios e radiotelescópios, além de técnicas como fotometria e 
espectroscopia. 
TEMA 1 – GALILEU, O TELESCÓPIO E AS DISTÂNCIAS 
A prática da observação astronômica ganhou um caráter mais sistemático 
com os árabes do século VII, que se basearam nas medições precisas de 
estrelas e planetas de Ptolomeu para estabelecer observatórios em cidades-
chave como Bagdá (Iraque), Damasco (Síria) e Cairo (Egito). Inventos como o 
astrolábio e a ampulheta surgiram para aprimorar a precisão dessas 
observações, sendo posteriormente introduzidos na Europa no século XI, 
contribuindo para a evolução da astronomia (Determann, 2019). 
Embora Leonard Digges tenha descrito, em 1571, um mecanismo 
precursor do telescópio, foi Galileu Galilei quem, em 1610, efetivamente utilizou 
um telescópio de construção própria para observações celestes. A invenção do 
telescópio, contudo, é atribuída a Hans Lippershey (1570-1619), e não a Galilei, 
que apenas aprimorou o dispositivo para obter um aumento de até 30 vezes. 
Esse aprimoramento marcou um avanço significativo, permitindo observações 
astronômicas mais detalhadas e precisas (King, 2000; Strano, 2009). 
 
 
3 
Este desenvolvimento histórico dos instrumentos astronômicos, desde os 
avanços iniciais na civilização islâmica, até as inovações europeias no uso do 
telescópio, destaca a contribuição contínua de diversas culturas para o campo 
da astronomia. Esses progressos expandiram nossa capacidade de observar o 
universo, lançando as bases para os modernos estudos astronômicos e a 
compreensão do cosmos. 
1.1 Telescópios refratores e refletores 
O telescópio de Galileu, desenvolvido entre 1609 e 1610, consistia em 
uma combinação de uma lente convexa e uma lente côncava. Johannes Kepler, 
em seu livro Dioptrice, de 1611, propôs uma inovação ao sugerir a utilização de 
duas lentes convexas no design dos telescópios, o que é adotado até os dias 
atuais. Isaac Newton, em 1668, introduziu o conceito de telescópios refletores 
(catóptricos), que utilizam um espelho curvo (paraboloide ou hiperboloide) em 
vez de lentes, como nos telescópios refratores de Galileu e Kepler. Esse design 
é empregado em todos os observatórios profissionais atuais. 
Figura 1 – Telescópio de Galileu e Kepler 
 
Crédito: RADZAS2008/Shutterstock. 
 
 
4 
Newton identificou que a luz branca é composta por diferentes tipos de 
raios, cada um sendo refratado em ângulos ligeiramente diferentes e produzindo 
cores espectrais variadas. Ele concluiu, de forma equivocada, que os telescópios 
refratores sempre sofreriam de aberração cromática. 
Figura 2 – Aberração cromática 
 
Crédito: N BR/Shutterstock. 
Para superar esse problema, Newton propôs e construiu um telescópio 
refletor com apenas 15 cm de comprimento, utilizando um espelho plano 
inclinado a 45° para redirecionar a imagem para uma ocular localizada 
lateralmente no telescópio. Esse design gerava imagens nove vezes maiores do 
que as de um refrator quatro vezes mais longo, embora os espelhos esféricos da 
época produzissem imagens com aberração esférica. 
 
 
 
 
 
 
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Figura 3 – Telescópio de Newton 
 
Crédito: RADZAS2008/Shutterstock. 
Estudos recentes analisam a aberração cromática na lente ocular de 
telescópios antigos e a evolução do design óptico dos telescópios, confirmando 
e expandindo o entendimento das contribuições de Galileu, Kepler e Newton na 
óptica e design de telescópios (Rudd, 2007; Dupré, 2008; Malet, 2003). 
Para observações de grandes campos, os telescópios catadióptricos, 
como os do tipo Schmidt-Cassegrain, desenvolvidos pelo estoniano Bernhardt 
Voldemar Schmidt, em 1934, e os Maksutov, criados pelo russo Dmitri Maksutov, 
são preferencialmente utilizados devido a sua combinação de espelhos e lentes 
corretoras. Os telescópios Maksutov se assemelham aos Schmidt, mas 
apresentam uma placa de correção curvada, o que proporciona maior campo de 
visão e contraste. 
 
 
 
 
 
6 
Figura 4 – Telescópio tipo Schmidt-Cassegrain 
 
 
Créditos: ASTROSKEPTIC/Shutterstock; LISHENG2121/Shutterstock. 
Além disso, muitos observatórios empregam o foco Coudé em seus 
telescópios equatoriais, permitindo que um conjunto de espelhos direcione a luz 
para uma posição com grande distância focal e, consequentemente, grande 
aumento. Esta configuração, desenvolvida por Maurice Loewy no Observatório 
de Paris em 1880, facilita observações detalhadas ao permitir que a luz seja 
direcionada através de um furo no eixo polar do telescópio. Para montagens 
altazimutais, a luz pode ser direcionada ao longo do eixo de altura para um dos 
dois focos Nasmyth, uma inovação de James Nasmyth. 
Figura 5 – Diferenças entre o Foco Coudé e Cassegrain 
 
Fonte: Kurek et al., 20161. 
 
1 Disponível em: . Acesso em: 8 mar. 2024. 
 
 
7 
Estes avanços no design dos telescópios têm permitido observações 
astronômicas mais precisas e abrangentes, contribuindo significativamente para 
o progresso da astronomia e a exploração do universo. 
1.2 Medição de distâncias e a paralaxe 
Na astronomia, usa-se uma triangulação para medir os objetos 
astronômicos. Vamos propor rapidamente uma medida de distância de uma 
árvore situada além de um rio, sem a pretensão de atravessar a nado para essa 
medida (Kepler; Saraiva; Müller, 2014) 
Figura 6 – Medição de distância por triangulação 
 
Fonte: Saraiva; Oliveira Filho; Müller, S.d.2 
 
Ao observar uma árvore a partir de dois pontos diferentes, B e C, é 
possível formar o triângulo 𝑨𝑨𝑨𝑨𝑨𝑨, e um secundário 𝑫𝑫𝑫𝑫𝑨𝑨. utilizando o princípio da 
proporção entre triângulos semelhantes: 
𝑨𝑨𝑨𝑨
𝑫𝑫𝑫𝑫
=
𝑨𝑨𝑨𝑨
𝑫𝑫𝑨𝑨
→ 𝑨𝑨𝑨𝑨 =
𝑨𝑨𝑨𝑨 ∙ 𝑫𝑫𝑫𝑫
𝑫𝑫𝑨𝑨
= 𝒅𝒅 
determinando, assim, a distância 𝒅𝒅, que corresponde ao segmento AB. Usando 
a trigonometria e definindo 𝒑𝒑 como o ângulo entre 𝑨𝑨𝑨𝑨 e 𝑨𝑨𝑨𝑨 
𝒅𝒅 =
𝑨𝑨𝑨𝑨
𝐭𝐭𝐭𝐭𝒑𝒑
 
 
2 Disponível em: . Acesso em: 8 mar. 
2024. 
 
 
8 
Esse ângulo representa a variação na orientação da árvore relativa ao 
cenário de fundo, conforme se move de B para C. A alteração aparente na 
posição de um objeto, provocada pelo deslocamento do ponto de observação, é 
conhecida como paralaxe. Outro exemplo interessante remete a um caso de 
paralaxe utilizada frequentemente. 
Figura 7 – Exemplo de paralaxe 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
Fonte: Saraiva; Oliveira Filho; Müller, S.d. 
A Figura 7 exemplifica a paralaxe através de uma fotografia de uma 
bolinha posicionada diante de dois objetos distantes, capturada de dois ângulos 
diferentes. Esse movimento do fotógrafo altera a perspectiva da bolinha em 
relação aos objetos ao fundo, criando a impressão deque ela se move entre 
eles. Esse fenômeno demonstra a paralaxe como o deslocamento aparente de 
um objeto causado pela mudança de posição do observador. 
Para determinar o ângulo de deslocamento de um objeto com precisão, é 
essencial usar como referência um ponto fixo, significativamente mais distante. 
A figura descreve esse método, no qual o objeto de interesse (O), a 
distância desejada (d) e o deslocamento do observador (2D) formam um 
triângulo paraláctico. As mudanças de ângulo vistas de diferentes pontos da linha 
de base (2D) permitem calcular a paralaxe 𝒑𝒑, que é diretamente proporcional à 
distância 𝒅𝒅 até o objeto, usando a fórmula 
𝒅𝒅 = 
𝑫𝑫
𝒕𝒕𝒕𝒕𝒑𝒑
 → 𝒅𝒅 =
𝑫𝑫
𝒑𝒑
 
Em contextos como a astronomia, na qual as distâncias são vastas e os 
ângulos de paralaxe 𝒑𝒑 são minúsculos, a tangente pode ser aproximada ao seu 
 
 
9 
valor em radianos. Portanto, a distância até um objeto astronômico pode ser 
calculada como 𝒅𝒅 = 𝑫𝑫 / 𝒑𝒑 (𝒑𝒑 em radianos), simplificando a medição de 
distâncias astronômicas extensas. 
1.2.1 Paralaxe geocêntrica (paralaxe diurna) 
Antes da invenção dos radares, os astrônomos determinavam a distância 
de corpos celestes próximos à Terra utilizando a técnica de paralaxe, que 
consiste na observação do deslocamento aparente de um objeto astronômico 
contra um fundo de estrelas distantes, a partir de dois pontos extremos na Terra. 
A paralaxe geocêntrica é definida como a variação angular na posição 
de um objeto astronômico em relação às estrelas distantes, quando observado 
de dois pontos opostos na superfície terrestre. Essa variação angular é igual à 
metade da diferença total observada. A paralaxe geocêntrica também pode ser 
descrita como o ângulo sob o qual se vê o raio da Terra a partir do objeto 
astronômico. Dessa forma, o ângulo paralático, que tem como base o diâmetro 
da Terra, é um indicativo direto da distância do objeto, sendo calculado pela 
relação inversa entre a distância do objeto 𝒅𝒅 e o raio da Terra 𝑹𝑹𝑻𝑻𝑻𝑻𝑻𝑻𝑻𝑻𝑻𝑻, ajustado 
pela paralaxe 𝒑𝒑 em radianos, conforme a fórmula: 
𝒅𝒅 =
𝑹𝑹𝑻𝑻𝑻𝑻𝑻𝑻𝑻𝑻𝑻𝑻
𝒑𝒑
 
Figura 8 – Paralaxe geocêntrica 
 
Fonte: Saraiva; Oliveira Filho; Müller, S.d. 
1.2.2 Paralaxe heliocêntrica (paralaxe anual) 
Para determinar as distâncias até as estrelas mais próximas, utiliza-se a 
técnica da paralaxe heliocêntrica. Esta técnica consiste em medir a posição 
aparente de uma estrela contra um fundo de estrelas distantes em dois 
 
 
10 
momentos do ano: quando a Terra está em um lado do Sol e seis meses depois, 
quando a Terra se encontra no lado oposto do Sol. A paralaxe heliocêntrica 𝒑𝒑 é 
então definida como a metade da variação total na posição observada da estrela. 
A paralaxe heliocêntrica pode ser entendida como o ângulo sob o qual se 
observaria o raio da órbita da Terra a partir da estrela, ou seja, o ângulo entre a 
direção da estrela vista da Terra e a direção que ela teria se fosse observada a 
partir do Sol. 
A relação entre a paralaxe heliocêntrica e a distância da estrela é dada 
pela fórmula: 
𝒅𝒅 =
𝑹𝑹𝑶𝑶𝑻𝑻
𝒑𝒑
 
em que 𝑹𝑹𝒐𝒐𝑻𝑻 é o raio da órbita da Terra ao redor do Sol e 𝒑𝒑 é o valor da 
paralaxe em radianos. Considerando que o raio médio da órbita da Terra é 
definido como 1 unidade astronômica (UA), a distância até a estrela medida 
através da paralaxe heliocêntrica pode ser expressada como: 
𝒅𝒅 =
𝟏𝟏𝟏𝟏𝑨𝑨
𝒑𝒑
 
Figura 9 – Paralaxe heliocêntrica 
 
Fonte: Saraiva; Oliveira Filho; Müller, S.d. 
1.2.3 Unidades de distância 
Antes tarde do que nunca: já falamos diversas vezes sobre algumas 
distâncias, mas aqui vamos ratificar o que você já procurou saber pesquisando 
na internet e nos livros. Vamos mostrar aqui algumas das unidades mais comuns 
usadas pelos astrônomos. 
• Quilômetro (km): Usado para distâncias menores no espaço, como 
dentro do nosso sistema solar. 
 
 
11 
• Unidade Astronômica (UA): É a distância média da Terra ao Sol, cerca 
de 150 milhões de quilômetros. Muito usada para medir distâncias dentro 
do sistema solar. 
𝟏𝟏𝟏𝟏𝑨𝑨 = 𝟏𝟏,𝟒𝟒𝟒𝟒𝟒𝟒 × 𝟏𝟏𝟏𝟏𝟖𝟖𝒌𝒌𝒌𝒌 
• Ano-luz: A distância que a luz viaja em um ano. São cerca de 9.461 
trilhões de quilômetros. Usada para medir distâncias entre estrelas e 
galáxias. 
𝟏𝟏𝑨𝑨𝟏𝟏 = 𝟒𝟒,𝟒𝟒𝟒𝟒 × 𝟏𝟏𝟏𝟏𝟏𝟏𝟏𝟏𝒌𝒌𝒌𝒌 
• Parsec (pc): Equivale a cerca de 3,26 anos-luz. É usada por astrônomos 
para medir distâncias de objetos fora do nosso sistema solar, 
principalmente em escala galáctica e intergaláctica. 
𝟏𝟏𝒑𝒑𝟏𝟏 = 𝟏𝟏𝟏𝟏𝟒𝟒𝟏𝟏𝟒𝟒𝟐𝟐 𝟏𝟏𝑨𝑨 = 𝟑𝟑,𝟏𝟏𝟒𝟒 𝑨𝑨𝟏𝟏 = 𝟑𝟑,𝟏𝟏𝟖𝟖𝟐𝟐𝟒𝟒𝟎𝟎𝟎𝟎𝟐𝟐𝟖𝟖𝟏𝟏 × 𝟏𝟏𝟏𝟏𝟏𝟏𝟑𝟑𝒌𝒌𝒌𝒌 
TEMA 2 – FOTOMETRIA 
Fotometria refere-se à quantificação da luz emitida por um objeto. A era 
da fotografia astronômica teve seu início no final do século XIX e, ao longo das 
últimas décadas, diversos tipos de detectores eletrônicos têm sido empregados 
no estudo da radiação eletromagnética proveniente do espaço. Atualmente, o 
espectro eletromagnético completo, abrangendo desde a radiação gama até as 
ondas de rádio, é utilizado em observações astronômicas. 
Figura 10 – Espectro eletromagnético 
 
Crédito: POLINA KUDELKINA/Shutterstock. 
 
 
12 
2.1 Grandezas e definições importantes 
Algumas grandezas importantes para a compreensão da fotometria, além 
de todo conhecimento prévio de sistemas de coordenadas, são as seguintes: 
• Ângulo sólido: É uma extensão do conceito de ângulo (dado em 
radiano). Dado como a razão entre o arco e o raio do círculo, o ângulo 
solido é dado pela razão entre a área e seu raio ao quadrado (dado em 
esferoradiano). 
𝜶𝜶 =
𝑻𝑻
𝑻𝑻
 (radiano 𝑻𝑻𝑻𝑻𝒅𝒅) , 𝝎𝝎 =
𝑨𝑨
𝑻𝑻𝟏𝟏
 (esferorradiano sr) 
 
Crédito: SANSANORTH /Shutterstock. 
 
• Intensidade específica: A energia que percorre uma unidade de área da 
fonte, por unidade de tempo e por unidade de ângulo sólido, é 
denominada intensidade específica. Esta grandeza é fundamental para a 
caracterização quantitativa da radiação emitida por uma fonte. 
𝑰𝑰 =
[𝑫𝑫𝑬𝑬𝑻𝑻𝑻𝑻𝒕𝒕𝑬𝑬𝑻𝑻]
[𝒕𝒕𝑻𝑻𝒌𝒌𝒑𝒑𝒐𝒐][𝑻𝑻𝑻𝑻𝑻𝑻𝑻𝑻][𝑻𝑻𝑬𝑬𝒕𝒕𝒂𝒂𝒂𝒂𝒐𝒐 𝒔𝒔𝒐𝒐𝒂𝒂𝑬𝑬𝒅𝒅𝒐𝒐] →𝑾𝑾/𝒌𝒌𝟏𝟏 ∙ 𝒔𝒔𝑻𝑻 
• Fluxo: O fluxo 𝑭𝑭 representa a quantidade de energia por unidade de área 
e por unidade de tempo recebida pelo detector. Para uma estrela esférica 
com raio conhecido 𝑹𝑹, o fluxo terá uma forma simples. Proporcional à 
chamada luminosidade intrínseca 𝟏𝟏, dada por 
𝑭𝑭 =
𝟏𝟏
𝟒𝟒𝟒𝟒𝑹𝑹𝟏𝟏
 
Figura 11 – Fluxo decaindo com o quadrado da distância 
 
 
13 
 
Fonte: Kepler, 2014. 
TEMA 3 – MAGNITUDE APARENTE, ABSOLUTA E BOLOMÉTRICA 
O brilho aparente de um corpo celeste, conforme medido a partir da Terra, 
é quantificado pelo fluxo e frequentemente expresso em termos de magnitude 
aparente 𝒌𝒌. A magnitude aparente é definida pela relação: 
𝒌𝒌 = −𝟏𝟏,𝟐𝟐 𝐥𝐥𝐥𝐥𝐭𝐭𝑭𝑭 + constante 
Esta equação reflete a maneira pela qual a luminosidade aparente de um 
objeto celeste é percebida pelo observador na Terra. Em 1856, Norman Robert 
Pogson propôs que o sistema de medição do brilho, baseado na percepção 
humana, deveria ser logarítmico. Ele estabeleceu que o fluxo correspondente a 
uma estrela de primeira magnitude (𝒌𝒌 = 𝟏𝟏) é aproximadamente 100 vezes mais 
intenso que o de uma estrela de sexta magnitude (𝒌𝒌 = 𝟒𝟒). Dessa forma, a 
diferença de magnitude entre duas estrelas pode ser expressa como: 
𝒌𝒌𝟏𝟏 −𝒌𝒌𝟏𝟏 = −𝟏𝟏,𝟐𝟐 𝒂𝒂𝒐𝒐𝒕𝒕
𝑭𝑭𝟏𝟏
𝑭𝑭𝟏𝟏
 
em que 𝑭𝑭𝟏𝟏 e 𝑭𝑭𝟏𝟏 são os fluxos das estrelas 1 e 2, respectivamente. A constante 
na definição da equação de magnitude estabelece o ponto zero da escala de 
magnitude. Comumente, a magnitude aparente da estrela Vega é utilizada como 
referência, sendo definida como 𝒌𝒌 = 𝟏𝟏. 
 
 
 
 
14 
Tabela 1 – Dados de magnitude aparente 
Corpo Celeste Magnitude 
aparente (m) 
Sírius-1,46 
Lua cheia -12,8 
Sol -26,74 
Mercúrio -1,9 
Vênus -4,4 
Marte -2 
Júpiter -2,7 
Saturno 0,6 
Urano 5,5 
Netuno 7,8 
Plutão 15 
Fonte: Kepler, 2014, p. 225. 
A magnitude aparente por si só não fornece uma avaliação precisa do 
brilho intrínseco da estrela. Por exemplo, não podemos determinar apenas pela 
magnitude aparente se Sírius, com 𝒌𝒌 = −𝟏𝟏,𝟒𝟒𝟏𝟏, é intrinsecamente mais brilhante 
do que Vega, com 𝒌𝒌 = 𝟏𝟏, sem considerar suas respectivas distâncias da Terra. 
Para comparar os brilhos intrínsecos de duas estrelas, é necessário 
utilizar uma medida de brilho que seja independente da distância. A magnitude 
absoluta 𝑴𝑴 de uma estrela é definida como a magnitude aparente que a estrela 
teria se estivesse localizada a uma distância padrão de 10 parsecs de nós. A 
fórmula para calcular a magnitude absoluta é: 
𝑴𝑴 = −𝟏𝟏,𝟐𝟐 𝐥𝐥𝐥𝐥𝐭𝐭 𝑭𝑭(𝟏𝟏𝟏𝟏 𝒑𝒑𝟏𝟏) + constante 
A diferença entre a magnitude aparente 𝒌𝒌 e a magnitude absoluta 𝑴𝑴 pode 
ser expressa como: 
𝒌𝒌−𝑴𝑴 = −𝟏𝟏,𝟐𝟐 𝒂𝒂𝒐𝒐𝒕𝒕
𝑭𝑭(𝑻𝑻)
𝑭𝑭(𝟏𝟏𝟏𝟏 𝒑𝒑𝟏𝟏) 
Considerando que a intensidade da luz diminui com o quadrado da 
distância, temos 
𝒌𝒌−𝑴𝑴 = 𝟐𝟐 𝒂𝒂𝒐𝒐𝒕𝒕𝑻𝑻 − 𝟐𝟐 
sendo 𝑻𝑻 a distância da estrela em parsecs. Dessa forma, podemos 
reorganizar a fórmula para calcular a distância 
𝑻𝑻 = 𝟏𝟏𝟏𝟏
𝒌𝒌−𝑴𝑴+𝟐𝟐
𝟐𝟐 
 
 
15 
Este cálculo permite determinar a distância de uma estrela com base na 
diferença entre sua magnitude aparente e sua magnitude absoluta, oferecendo 
uma maneira de comparar o brilho intrínseco de estrelas independentemente de 
suas distâncias de nós. 
As medições de magnitude geralmente focam no espectro visível, limitado 
pela sensibilidade do olho humano. Contudo, se fosse possível observar estrelas 
em todo o espectro eletromagnético, utilizaríamos a magnitude bolométrica 
para quantificar seu brilho. Na prática, medir essa magnitude apresenta desafios, 
pois a atmosfera terrestre bloqueia determinadas faixas do espectro, dificultando 
a captação completa da radiação emitida por corpos celestes. Logo, não 
entraremos em maiores detalhes acerca da questão. 
TEMA 4 – ESPECTROSCOPIA 
Espectroscopia é a análise da luz por meio de suas cores constituintes, 
reveladas ao passar a luz através de um prisma ou rede de difração, formando 
o que é conhecido como espectro. Essa técnica fornece quase todas as 
informações sobre as propriedades físicas das estrelas, incluindo temperatura, 
densidade e composição, seja de forma direta, seja indireta. 
Em conteúdos anteriores abordamos o tópico de forma introdutória, 
informando que a espectroscopia nos dá uma “carteira de identidade” de 
elementos químicos. Aqui, falaremos melhor sobre como ocorre do ponto de 
vista da mecânica quântica. 
No início do século XIX, Joseph von Fraunhofer, um fabricante alemão de 
instrumentos ópticos fez uma descoberta interessante: o espectro solar 
apresentava diversas linhas escuras. Em sua homenagem, estas linhas 
receberam o nome de linhas de Fraunhofer, que catalogou 324 dessas linhas, 
designando as mais intensas com letras maiúsculas de A a K, em ordem 
decrescente de comprimento de onda, e as menos intensas com letras 
minúsculas. Algumas linhas receberam combinações de letras e números para 
sua identificação. As pesquisas de Fraunhofer não se limitaram ao Sol, ele 
também observou linhas nos espectros de diversas estrelas, incluindo Sírius, 
Castor, Pollux, Capella, Betelgeuse e Procyon. 
 
 
 
16 
Figura 12 – Selo postal alemão dedicado ao 225º aniversário do nascimento de 
Joseph von Fraunhofer e as linhas do espectro solar 
 
Crédito: Sergey Kohl/Shutterstock. 
Para entender esse “código de barras” para cada elemento, a melhor 
forma é saber como se dá no átomo mais simples: o de hidrogênio. Na Figura 
13, podemos observar a relação entre um átomo de hidrogênio e seu espectro 
de absorção. Um modelo simples de um átomo de hidrogênio mostra quatro dos 
muitos “saltos” possíveis que o elétron pode fazer quando absorve luz (à direita 
da figura). Sobre a relação entre os saltos do elétron e os comprimentos de onda 
específicos de luz que o átomo absorve, veja que um elétron salta de um nível 
de energia para outro apenas quando absorve um comprimento de onda muito 
específico de luz (ou seja, quando absorve um fóton com uma energia 
específica). Quanto menor o comprimento de onda, maior a energia e maior o 
salto. Essa ilustração mostra um conjunto de saltos que correspondem à 
absorção de comprimentos de onda visíveis (a Série de Balmer). 
 
 
17 
Figura 13 – Espectro de absorção do átomo de hidrogênio 
 
Fonte: NASA, ESA, Leah Hustak, 2024. 
Podemos ver o mesmo com o espectro de emissão, na Figura 14. Os 
elétrons também podem perder energia e cair para níveis de energia mais 
baixos. Quando um elétron cai entre os níveis, ele emite fótons com a mesma 
quantidade de energia – o mesmo comprimento de onda – que precisaria 
absorver para subir entre esses mesmos níveis. É por isso que o espectro de 
emissão do hidrogênio é o inverso do seu espectro de absorção, com linhas de 
emissão em 410 nm (violeta), 434 nm (azul), 486 nm (azul-verde) e 656 nm 
(vermelho). A luz de maior energia e menor comprimento de onda é emitida pelos 
elétrons que caem mais. 
 
 
 
18 
Figura 14 – Espectro de emissão do átomo de hidrogênio 
 
Fonte: NASA, ESA, Leah Hustak, 2024. 
A espectroscopia abrange mais do que a luz visível, incluindo raios gama, 
raios X, luz ultravioleta, infravermelha, microondas e ondas de rádio. Essas 
faixas de luz, invisíveis aos olhos humanos, interagem com a matéria e podem 
ser decompostas em seus comprimentos de onda componentes. Apesar de não 
serem visíveis diretamente, temos ferramentas para detectar e converter esses 
espectros em formatos digitais. 
No campo da espectroscopia infravermelha, o telescópio espacial James 
Webb é insuperável. Seu grande espelho, projetado para captar luz 
infravermelha de objetos muito escuros, permite a visualização detalhada de 
espectros infravermelhos de praticamente qualquer objeto ou material espacial. 
A luz infravermelha é interceptada pelo espelho primário de Webb, refletida para 
um espelho secundário menor e então focada em um dos quatro instrumentos 
científicos. Cada instrumento possui espectrógrafos que dispersam a luz em 
suas cores componentes, revelando os espectros infravermelhos. 
 
 
 
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Figura 15 – Espelhos do telescópio James Webb, que opera em infravermelho 
 
Crédito: BEST-BACKGROUNDS/Shutterstock. 
TEMA 5 – RADIOTELESCÓPIOS 
O desenvolvimento da radioastronomia, desde as primeiras transmissões 
de ondas de rádio por Guglielmo Marconi3, até a descoberta de objetos 
astronômicos e fenômenos por radiotelescópios, representa um marco 
significativo na exploração do universo. Paralelamente, no Brasil, o padre 
Roberto Landell de Moura também realizou transmissões pioneiras de voz em 
1899. 
A radioastronomia teve um início com Karl Jansky em 1932. Ao investigar 
as interferências nas transmissões telefônicas, Janski descobriu emissões de 
rádio provenientes do centro da Via Láctea. Essa observação, com as 
observações sistemáticas de Grote Reber, na década de 1930, usando uma 
antena parabólica que ele mesmo construiu, estabeleceu as bases para a 
radioastronomia como um campo de estudo científico. 
Logo após, observações revelaram a complexidade do universo em 
comprimentos de onda de rádio, incluindo a detecção de moléculas 
interestelares, a descoberta de pulsares por Jocelyn Bell Burnell e a identificação 
de características únicas de galáxias distantes. 
 
3 Marconi, ao transmitir sinais de código Morse através do Atlântico em 1901 e, posteriormente, 
a voz humana, pavimentou o caminho para a comunicação de longa distância sem fio. 
 
 
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Figura 16 – Jocelyn Bell Burnell descobriu pulsares em 1967, quando ainda era 
estudante de pós-graduaçãoem radioastronomia em Cambridge 
 
Crédito: SSPL/UIG – Universal Images Group/Imageplus. 
O desenvolvimento de rádio observatórios no Brasil, como o Rádio 
Observatório de Itapetinga e o Rádio Observatório Espacial do Nordeste 
(ROEN), além de projetos como o Brazilian Decimetric Array, destaca o papel do 
país na pesquisa astronômica global. 
Figura 17 – O Observatório de Itapetininga e o ROEN 
 
Crédito: Marcus Iizuka/Fotoarena. 
 
 
21 
NA PRÁTICA 
Todo aluno que é interessado na área de astronomia tem ou gostaria de 
ter um telescópio, certo? Vamos propor a leitura de um artigo4 do prof. Canalle 
com o conhecido técnico Carlinhos, que tem uma história no Ensino de 
Astronomia. 
Essa famosa “Luneta do Canalle” faz parte da história da Olimpíada 
Brasileira de Astronomia, e diversos físicos e astrônomos foram contaminados 
pela ciência realizando esta montagem. 
FINALIZANDO 
Nesta etapa, conhecemos um pouco da evolução tecnológica na 
astronomia, desde as primeiras observações astronômicas sistemáticas, 
passando pelas inovações europeias com o uso de telescópios, até as técnicas 
modernas como fotometria e espectroscopia. Destaca-se o impacto dos 
trabalhos de Galileu, Kepler, e Newton no desenvolvimento de telescópios 
refratores e refletores, fundamentais para a observação do universo. Além disso, 
discute-se a importância da medição de distâncias por meio da paralaxe, a 
quantificação da luz (fotometria), o estudo da composição das estrelas 
(espectroscopia), e o papel dos radiotelescópios na radioastronomia. Esperamos 
que você goste deste curso tanto quanto gostamos de prepará-lo. 
 
4 Disponível em: . Acesso em: 7 
mar. 2024. 
 
 
22 
REFERÊNCIAS 
CANALLE, J. B. G.; SOUZA, A. C. F. de. Simplificando a luneta com lente de 
óculos. Caderno Brasileiro de Ensino de Física, v. 22, n. 1, p. 121–130, 2005. 
Disponível em: https://periodicos.ufsc.br/index.php/fisica/article/view/6398. 
Acesso em: 7 mar. 2024. 
COMINS, N. F.; KAUFMANN III, W. J. Descobrindo o universo. 8. ed. São 
Paulo: Bookman, 2010. 
DETERMANN, J. M. History of Astronomy and Space Science in the Islamic 
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