A HISTÓRIA DA ASTRONOMIA GEORGE GAMOW

George Gamow (seu nome de nascença é George Anthony Gamov)
Гамов/Georgi Antonowitsch Gamow;Odessa, 4 de março de 1904 — Boulder, 19 de agosto de 1968) foi um físico e divulgador científico norte-americano nascido na Ucrânia
Gamow tornou-se cidadão estadunidense em 1940.
George Gamow concebeu um importante trabalho sobre Cosmogonia com Ralph Alpher que foi publicado como a Teoria Alpher-Bethe-Gamovem 1948. Gamow adicionou o nome de Hans Bethe (que não participara da concepção do trabalho) para fazer um trocadilho com as três primeiras letras do alfabeto grego, alpha beta gamma. O trabalho delineava como os níveis atuais de hidrogênio e hélio no universo (dos quais se pensava, e ainda se pensa, que se estima que corresponda a 99% da "matéria comum" do universo, que corresponde à 4% da constituição do universo) poderiam ser perfeitamente explicados por reações que ocorreram durante o "Big Bang". Essa teoria trouxe apoio à teoria do Big Bang, proposta pelo padre Georges Lemaître em 1927, embora não explicasse a presença de elementos mais pesados do que o hélio (isso foi feito mais tarde por Fred Hoyle). Gamow era um forte defensor da teoria do Big Bang, e postulou em 1946 a existência e fez uma estimativa da intensidade da radiação de fundo residual. No entanto, os astrônomos e cientistas não fizeram o mínimo esforço para detectar essa radiação na época, devido à falta de interesse e à falta de maturidade da observação de micro-ondas. Como conseqüência, essa importante observação de apoio do Big Bang não foi feita até sua descoberta, em 1965, por Arno Penzias e Robert Woodrow Wilson, do Bell Telephone Laboratories.

A HISTÓRIA DA ASTRONOMIA ARTHUR STANLEY EDDINGHTON

Eddington nasceu em 22 de Dezembro de 1882 em Kendal, na Inglaterra, sua família era Quaker. 
Onde seu pai Henry Arthur Eddington, formado em Filosofia, tornou-se diretor da Stramongate School em 1878 nomeado pela Assembleia da Sociedade Religiosa dos Amigos de Kendal: os Quakers. Porém dois anos após o nascimento de Eddington seu pai falece de febre tifoide.

Gostava de Natação e Golfe, porém o ciclismo era sua paixão. Mantinha rigorosos dados referentes a seus passeios, visto que em 1905 tinha percorrido 2669 milhas(aproximadamente 4295.34km).
Desde cedo ele mostrou grande talento para a Matemática e ganhou diferentes prêmios e bolsas que permitiram que financiasse seus estudos, que ele finalizou em 1905. Começou suas pesquisas no laboratório Cavendish, e mais tarde pesquisas em Matemática que ele interrompeu rapidamente, tendo recebido no final de 1905 um posto no Observatório de Greenwich. Ele foi imediatamente integrado a um projeto de pesquisa iniciado em 1900, quando placas fotográficas do asteróide 433 Eros foram tiradas durante todo um ano. Sua primeira tarefa foi terminar a análise dessas placas e determinar precisamente o valor da paralaxe solar.
Em 1906 ele começou seu estudo estatístico do movimento das estrelas e, no ano seguinte, ganhou um prêmio pelo ensaio que escrevera sobre o assunto.
Em dezembro de 1912, George Darwin, um dos filhos de Charles Darwin, morreu e Eddington foi nomeado para substituí-lo. Como o titular da outra cadeira de Astronomia de Cambridge, a Lowndean chair, também morreu durante o ano seguinte, Eddington tornou-se o diretor do observatório de Cambridge, assumindo assim a responsabilidade da Astronomia teórica e experimental em Cambridge.
Durante a Primeira Guerra Mundial, Eddington foi chamado para efetuar seu serviço militar. Como quaker e pacifista, recusou servir no Exército e pediu uma derrogação para efetuar um serviço alternativo, mas isso não era possível naquela época. Alguns amigos cientistas resolveram o problema, conseguindo se pronunciar em seu favor para dispensá-lo do serviço militar alegando sua importância para a ciência. Em 1915, ele recebeu por intermédio da Royal Astronomical Society os artigos sobre a Teoria Geral da Relatividade de Einstein e de de Sitter. Eddington começou então a se interessar pelo assunto, principalmente porque essa nova teoria podia explicar o avanço, inexplicado até então, do periéliode Mercúrio. Como Quaker, Eddington sentia-se capaz de vincular a Física com sua fé.
[editar]Comprovação da Teoria Geral da Relatividade
Após a guerra, Eddington partiu para São Tomé e Príncipe, onde um eclipse solar total seria visível em 29 de maio de 1919. Segundo a relatividade geral, uma estrela visível nas proximidades do Sol deveria aparecer em uma posição ligeiramente mais afastada deste porque sua luz deveria ser ligeiramente desviada pela ação dagravidade do Sol. Esse efeito somente pode ser observado durante um eclipse total do Sol, pois senão a luminosidade do Sol impede a visibilidade da estrela em questão.A relatividade geral predizia um desvio duas vezes maior do que o predito pela gravitação newtoniana. As observações foram feitas na Ilha do Príncipe, na roça Sundy, com o apoio do seu proprietário Jerónimo Carneiro. Durante o eclipse, Eddington tirou diversas fotografias das regiões situadas em torno do Sol.
As condições meteorológicas não eram boas e as placas fotográficas revelaram-se de péssima qualidade e difíceis de medir. Ele anotou mesmo assim no seu caderno:
… uma placa que medi confirmava as predições de Einstein.[carece de fontes]
Porém, uma outra equipe da expedição de Eddington, que estava na cidade de Sobral, no Brasil, liderada pelo astrônomo britânico Andrew Crommelin, pôde observar o eclipse sob boas condições meteorológicas. As placas fotográficas registradas por essa equipe permitiram a Eddington medir uma deflexão da luz de 1,98".

Uma das fotografias de Eddington do eclipse de 1919, apresentada no seu artigo de 1920 anunciando seu sucesso.

Esse resultado, cuja exatidão foi discutida posteriormente, foi aclamado como uma prova conclusiva da Relatividade Geral sobre o modelo newtoniano; a notícia foi publicada em jornais em todo o mundo como uma importante descoberta. Ela também é a origem da história de que somente três pessoas entendiam a Relatividade; quando perguntado por um repórter que sugeriu isso, Eddington replicou brincando "Oh, who's the third?" (Oh, quem é a terceira?). Outra história conta que Einstein, ao ser questionado por um repórter sobre o que ele teria feito se as medidas efetuadas por Eddington não estivessem de acordo com as predições da teoria Geral da Relatividade, teria respondido: "Eu diria que o bom Deus está enganado".
Eddington também estudou o interior das estrelas e calculou sua temperatura baseando-se na energia necessária para manter a pressão exercida pelas camadas próximas da superfície. Com isso, ele descobriu a relação massa-luminosidade das estrelas. Eddington calculou também a abundância do hidrogênio e elaborou uma teoria explicando a pulsação das cefeidas. O fruto dessas pesquisas está relatado em seu importante trabalho The Internal Constitution of Stars (1926).
Em 1920, tomando como base as medidas precisas de átomos efetuadas por Francis Aston, Eddington foi o primeiro a sugerir que a fonte deenergia das estrelas provinha da fusão nuclear do hidrogênio em hélio. Essa teoria revelou-se correta, mas ele teve um longo debate sobre esse assunto com James Jeans, que acreditava que essa energia proviesse da contração da estrela sobre si mesma.
Dos anos 1920 até sua morte, ele se concentrou cada vez mais naquilo que ele chamava de "teoria fundamental", cujo objetivo era a unificação da teoria quântica, da teoria da Relatividade e dagravitação, e que se baseava essencialmente em uma análise das relações adimensionais entre constantes fundamentais.
Eddington foi enobrecido em 1930 e recebeu a Ordem do Mérito em 1938. Recebeu ainda diversas outras honrarias, entre elas a medalha de ouro da Astronomical Society of the Pacific (1923), a medalha de ouro da Royal Astronomical Society (1924), da National Academy of Washington (1924), da Société astronomique de France (1928) e da Royal Society (1928). Além de ser eleito à Royal Society, foi também eleito à Royal Society of Edinburgh, à Royal Irish Academy, à National Academy of Sciences, bem como a diversas outras sociedades científicas.
Uma cratera lunar recebeu seu nome, assim como o asteroide 2761 Eddington.

A HISTÓRIA DA ASTRONOMIA PENZIAS E WILSON

Arno Allan Penzias
Nacionalidade   Estadunidense
Residência   Estados Unidos
Nascimento   26 de abril de 1933 (79 anos)   Local   Munique  Actividade
Campo(s)   Física
Instituições  Bell Labs  Alma mater
City College of New York,Universidade Columbia
Conhecido(a) por
Radiação cósmica de fundo em micro-ondas
Prêmio(s)
Medalha Henry Draper (1977),Medalha Herschel (1977),  Nobel de Física (1978)
Arno Allan Penzias (Munique, 26 de abril de 1933) é um físico estadunidense.
Foi laureado com o Nobel de Física de 1978, pela descoberta da radiação cósmica de fundo em micro-ondas juntamente com Robert Woodrow Wilson. Essa descoberta forneceu uma das principais evidências sobre as quais se apoia o modelo cosmológico padrão, também conhecido como "Modelo do Big Bang".


Robert Woodrow Wilson 

Física
Robert Wilson     Nacionalidade    Estadunidense
Nascimento    10 de Janeiro de 1936 (77 anos)
Local  Houston
Actividade
Campo(s)   Física  Alma mater
Universidade Rice
Conhecido(a) por   Radiação cósmica de fundo
Prêmio(s)
Medalha Henry Draper (1977),Medalha Herschel (1977),  Nobel de Física (1978)
Robert Woodrow Wilson nasceu em 10 de janeiro de 1936, em Houston, Texas. Ele se formou na Lamar Ensino Médio em River Oaks Houston  e estudado como estudante de graduação na Universidade Rice (Houston), onde ele foi introduzido no Phi Beta Kappa sociedade. Seu trabalho de graduação foi feito no California Institute of Technology .
Wilson e Penzias também ganhou a Medalha Henry Draper da Academia Nacional de Ciências , em 1977.
 Robert Woodrow Wilson (Houston, 10 de Janeiro de 1936) é um físico estadunidense.
Foi laureado com o Nobel de Física em 1978, pela descoberta da radiação cósmica de fundo em micro-ondas, juntamente com Arno Allan Penzias. Essa descoberta forneceu uma das principais evidências sobre as quais se apoia o modelo cosmológico padrão, também conhecido como "Modelo do Big Bang".

Penzias e Wilson ganharam o Prêmio Nobel de 1978 em Física por suas pesquisas, compartilharam o prêmio com Pyotr Leonidovich Kapitsa , que ganhou o prêmio por suas invenções básicas não relacionadas e descobertas no campo da física de baixa temperatura. Penzias e Wilson também recebeu a Medalha Henry Draper em 1977 e realizaram duas patentes no campo da tecnologia das comunicações.

HERSCHEL ENCONTRA UM BURACO NO ESPAÇO

NGC 1999 é a nuvem esverdeada para a parte superior da imagem. A mancha escura à direita foi pensado para ser uma nuvem de poeira densa e gás até que o Herschel olhou para ele. É, de facto, um buraco que foi soprado no lado de NGC 1999 pelos jactos e ventos de gás a partir dos objectos estelares jovens nesta região do espaço.
Esta imagem combina Herschel PACS 70 e 160 mícrons de dados, e 1,6 e 2,2 microns de dados, com a câmara NEWFIRM no Pico Kitt 4 metros.
NGC 1999: Verdadeiramente um buraco no espaço.
11 de maio de 2010
Herschel da ESA telescópio espacial infravermelho fez uma descoberta inesperada: um buraco no espaço. O buraco tem proporcionado astrônomos com um vislumbre surpreendente para o final do processo de formação de estrelas.
Estrelas nascem em nuvens densas de poeira e gás que agora podem ser estudados em detalhes sem precedentes com Herschel. Embora jatos e ventos de gás foram vistos vindo de estrelas jovens no passado, sempre foi um mistério exatamente como uma estrela usa esses para soprar seu entorno e emergir de sua nuvem de nascimento. Agora, pela primeira vez, Herschel pode ser visto um passo inesperado neste processo.
Uma nuvem de gás brilhante reflexivo conhecido pelos astrônomos como NGC 1999 fica ao lado de uma mancha preta do céu. Para a maior parte do século 20, tais manchas negras foram conhecidas por serem densas nuvens de poeira e gás que bloqueiam a luz de passagem.
Quando o Herschel olhou em sua direção para estudar próximas estrelas jovens, a nuvem continuou a parecer escuro. Mas espere! Isso não deve ser o caso. Os olhos infravermelhos do Herschel são projetados para ver em tais nuvens. Ou a nuvem era imensamente densa ou algo estava errado.
Investigar mais usando telescópios terrestres, os astrônomos encontraram a mesma história no entanto eles olharam: este patch parece não preto, porque é um bolso densa de gás, mas porque é realmente vazia. Algo tem soprado um buraco através da nuvem. "Ninguém jamais viu um buraco como esse", diz Tom Megeath, da Universidade de Toledo, nos EUA. "É tão surpreendente quanto saber que você tem vermes túneis sob o gramado, mas encontrar uma manhã que eles criaram um fosso enorme bocejo."
Os astrônomos acreditam que o buraco deve ter sido aberto quando os jatos estreitos de gás de algumas das estrelas jovens na região perfuraram o folha de poeira e gás que forma a NGC 1999. A poderosa radiação de uma estrela vizinha madura também pode ter ajudado a limpar o buraco. Seja qual for a cadeia precisa de eventos, que poderia ser uma visão importante sobre a forma como estrelas recém-nascidas dispersar nuvens de nascimento.

A HISTÓRIA DA ASTRONOMIA FRED HOYLE

Sir Fred Hoyle (Bingley, Yorkshire, 24 de junho de 1915 — Bournemouth, Dorset, 20 de agosto de 2001).

Foi um astrônomo britânico famoso por algumas teorias que iam de encontro à opinião científica corrente e um escritor de ficção científica, incluindo alguns livros co-escritos pelo filho, Geoffrey Hoyle. Fred Hoyle passou a maior parte da carreira no Instituto de Astronomia da Universidade de Cambridge, de que foi diretor vários anos.

Uma antiga publicação de Hoyle faz um uso interessante do Princípio antrópico. Tentando descobrir o funcionamento da nucleossíntese estelar, ele observou que uma reação nuclear particular, o processo triplo-alfa, que gerou o carbono, requereria que o núcleo do carbono tivesse uma energia bem específica para ocorrer. A grande quantidade de carbono no universo, que torna a vida tal como a conhecemos possível, demonstrou que essa reação nuclear tinha que funcionar. Baseado nessa noção, ele previu os níveis de energia do núcleo do carbono que foram mais tarde comprovados em laboratório.Contribuição à Cosmogonia

Um dos grandes interesses de Hoyle foi Vida Extraterrestre. Acreditava na vulgaridade da vida no Universo, inclusive na existência de nuvens interplanetárias e interestelares de "bactérias e vírus". Foi um dos grandes defensores da "Panspermia", teoria segundo a qual a vida teria chegado à Terra em formas bem primitivas, como que "semeadas" do espaço, e que o seu desenvolvimento para as formas complexas de hoje foi ditado por códigos que essas formas primitivas possuíam.

      Juntamente com Chandra Wickramasinghe, seu colaborador de longas datas, elaborou a "Moderna Panspermia", segundo a qual a vida chegou em nosso planeta a bordo de cometas.

Seu colaborador, William Alfred Fowler, ao lado dir. de Hoyle foi laureado com o Nobel de Física de 1983 (com Subrahmanyan Chandrasekhar), mas por alguma razão a contribuição original de Hoyle não foi levada em conta, e muitos ficaram surpresos que um astrônomo tão notável jamais recebesse o prêmio. O próprio Fowler, em um esboço autobiográfico ressaltou os esforços pioneiros de Hoyle:

O conceito de nucleossíntese nas estrelas foi estabelecido primeiramente por Hoyle em 1946. Isso forneceu uma explicação para a existência de elementos mais pesados que o hélio no universo, basicamente mostrando que elementos críticos como o carbono poderiam ser produzidos nas estrelas e mais tarde incorporados em outras estrelas e planetas quando a estrela "morre". As novas estrelas formadas recentemente já são formadas com esses elementos pesados, e elementos ainda mais pesados são formados a partir deles. Hoyle estabeleceu a teoria de que outros elementos raros podiam ser explicados por supernovas, as explosões gigantes que ocorrem ocasionalmente no universo, cujas temperaturas e pressões seriam requeridas para criar tais elementos.

Rejeição do Big Bang de Hoyle, após a descoberta da expansão do universo por Edwin Hubble, ele discordou da sua interpretação:

Hoyle (com Thomas Gold e Hermann Bondi, com quem ele trabalhara no campo de radaresna Segunda Guerra Mundial) apoiou a teoria de um "Universo estacionário". A teoria tentou explicar como o universo poderia ser eterno e essencialmente imutável ainda que apresentando galáxias que se afastam umas das outras. A teoria apoiava-se na formação de matéria entre as galáxias de tempos em tempos, de modo que mesmo que as galáxias se afastassem umas das outras, novas galáxias que se desenvolviam entre elas enchiam o espaço que elas deixavam vago. O universo resultante está em um "estado estacionário" da mesma maneira que um rio que flui - as moléculas individuais de água movem-se, mas novas aparecem e o rio parece ser imutável.

Essa teoria era a única alternativa séria ao Big Bang que concordava com as observações da época, a saber o desvio para o vermelho das observações de Hubble, e Hoyle foi um forte crítico do Big Bang. Ironicamente, foi ele o responsável pela aparição do termo "Big Bang" em um programa de rádio da BBC, The Nature of Things, enquanto criticava a teoria; o texto foi publicado em 1950.

Hoyle e outros adeptos da teoria do universo estacionário não forneceram nenhuma informação sobre o surgimento espontâneo de matéria, a não ser o postulado da existência de algum tipo de "campo de criação", mas argumentaram que a criação contínua de matéria não era mais inexplicável do que o surgimento de todo o universo do nada, apesar de que essa criação de matéria devesse acontecer de maneira regular. No final, as crescentes evidências observadas convenceram a grande maioria dos cosmologistas que o modelo de estado estacionário era incorreto e que o Big Bang era a teoria que melhor explicava as observações. No entanto, Hoyle agarrou-se à sua teoria, criticando a falta de precisão das observações astronômicas. Em 1993, em uma tentativa de explicar algumas evidências contra o modelo de universo estacionário, ele apresentou uma versão modificada chamada "Cosmologia quase estacionária" ("quasi-steady state cosmology", QSS) ou CEQE, mas a teoria não usufruiu uma grande audiência.

A evidência que resultou na vitória da teoria do Big Bang sobre a teoria do Universo estacionário, pelo menos na mente da maioria dos cosmologistas, incluiu a descoberta da radiação cósmica de fundo em micro-ondas, a distribuição de galáxias "jovens" e quasares no Universo, uma estimativa mais consistente da idade do universo (durante algum tempo, para constrangimento da teoria do Big Bang, as rochas terrestres pareciam ser mais velhas do que a idade estimada do universo) e mais recentemente as observações do satélite COBE, que mostraram que perturbações cruciais no universo inicial permitiam a criação de galáxias.

A HISTÓRIA DA ASTRONOMIA GEORGES LEMAÎTRE

Georges-Henri Édouard Lemaître (nasceu em Charleroi, 17 de julho de 1894  e faleceu  em Louvain, 20 de junho de 1966) foi um padre católico, astrônomo e físico belga.
Lemaître propôs o que ficou conhecido como teoria da origem do Universo do Big Bang, que ele chamava de "hipótese do átomo primordial", que posteriormente foi desenvolvida por George Gamow.



Teoria apresentada por Georges Lemaître em 1948, que no início tinha o nome de "hipótese do átomo primordial" com base na teoria da relatividade de Albert Einstein, e em estudos de Edwin Hubble e Milton Humason.
  Antes, existia apenas uma bola de massa e energia que explodiu a aproximadamente 13,7 bilhões de anos atrás, originando o universo.

Estima se que após a explosão, a temperatura do universo era extremamente alta impossibilitando a existência dos elementos químicos. Depois de centenas de milhares de anos, a temperatura diminuiu o suficiente para o surgimento de átomos de hidrogênio.As primeiras estrelas que surgiram eram formadas por átomos de hidrogênio, houve várias fusões entre seus átomos que originaram diversos outros elementos químicos.




Ilustração da Expansão do Univero Acelerada 
Fatos que contribuem para a coerência da teoria da grande explosão:

-O universo não é estático e está em constante expansão, as galáxias estão se distanciando umas das outras. Então voltando no tempo as galáxias estariam próximas, sendo assim em um único ponto.



Albert Einstein a esquerda constantemente encontrava com Lemaítre e  uma vez lhe disse que a sua matemática era exelente; mas sua Física era abominável. Pois einstein discordava da teoria do Ovo Cósmico de Georges Lemaítre.

Lemaître estudou Matemática e Ciências Físicas na Universidade de Louvain. Entrou no seminário em 1920 para ser ordenado padre em 1923. Em seguida, interessa-se particularmente pela teoria da relatividade de Albert Einstein, que ele encontra diversas vezes. Trabalhou no Observatório de Cambridge sob a direção de Arthur Stanley Eddington, e depois no Instituto de Tecnologia de Massachusetts, onde redige sua tese sobre os campos gravitacionais da relatividade geral. Retorna à Bélgica em 1925, onde foi nomeado professor na Universidade de Louvain, onde leciona até 1964.
SEUS TRABALHOS
Em 1927, independentemente dos trabalhos de Alexander Friedmann, Georges Lemaître afirma que o universo está em expansão, baseando-se nos trabalhos de Vesto Slipher, o que foi mais tarde confirmado por Edwin Hubble. Ele foi o primeiro a formular a lei de proporcionalidade entre distância e velocidade de afastamento das galáxias. Essa lei, figurando em seu artigo de 1927, redigido em francês, não será traduzida na sua versão inglesa realizada por Arthur Eddington, e será descoberta empiricamente por Hubble alguns anos mais tarde. Nela, Lemaître propõe uma evolução a partir de um «átomo primitivo».
A hipótese de Lemaître estipula que todo o universo (não somente a matéria, mas também o próprio espaço) estava comprimido num único átomo chamado de "átomo primordial" ou "ovo cósmico". O estudioso afirmava que a matéria comprimida naquele átomo se fragmentou numa quantidade descomunal de pedaços e cada um acabou se fragmentando em outros menores sucessivamente até chegar aos átomos atuais numa gigantesca fissão nuclear.

Foi Lemaître portanto quem propôs a Teoria do Big Bang, mais tarde desenvolvida por George Gamow.
Essa teoria foi chamada sarcasticamente de « Big Bang » por Fred Hoyle, fervente defensor da teoria do universo estacionário, em 1948 ou 1950, durante uma transmissão de rádio.
Em 1965, um ano antes de sua morte e já doente em um hospital, recebe com alegria a notícia de que sua Teoria do Big Bang fora confirmada pelos experimentos de Arno Penzias e Robert Woodrow Wilson e era tida como a teoria padrão pela comunidade científica.



Fred Hoyle foto. Frequentimente discordava das teorias de Lemaítre e os dois não e entendiam pois Holye discordava principalmente por sua teoria de um Universo em expansão, pois na  consepção ele defendia sua teoria  do Universo estacionário
Hoyle não gostou quando a teoria de Lemaítre foi confirmada pelos experimentos de Arno Penzias e Robert Woodrow Wilson, ao mostrarem gravações com ruídos de fundo do eco da Grande Expansão do Universo causados pelo Big Bang  Grande Explosão e que havia sido aceita como a teoria padrão pela comunidade científica.

O asteróide 1565 Lemaître foi assim chamado em sua homenagem.


1565 Lemaître é um asteróide que orbita na cintura interna de asteroides, uma região do Sistema Solar compreendida aproximadamente entre as órbitas de Marte e Júpiter. possui um período orbital de 1352,5541294 dias equivalente a 3,70 anos.
Descoberto em 25 de novembro de 1948 pelo astrónomo Silvano Arend, no Observatório Real da Bélgica, foi provisoriamente designado 1948 WA.

ESTRELAS DO BEBÊ NA NUVEM MOLECULAR ROSETTE

 O Rosette nuvem molecular, Observados  por Herschel
Última imagem do Herschel revela a formação de inéditas grandes estrelas, cada uma até dez vezes a massa do nosso sol. Estas são as estrelas que vão influenciar a onde e como a próxima geração de estrelas se formam. A imagem é uma nova versão de "oshi", Showcase online da ESA Imagens Herschel.
A nebulosa Rosette reside cerca de 5000 anos-luz da Terra e está associada a uma maior nuvem que contém poeira e gás suficientes para fazer o equivalente a 10 000 estrelas semelhantes ao Sol. A imagem mostra Herschel metade da nebulosa e a maior parte da nuvem Rosette. As estrelas de grande massa que alimentam a mentira nebulosa para a direita da imagem, mas são invisíveis nestes comprimentos de onda. Cada cor representa uma temperatura diferente da poeira, de -263 º C (apenas 10 º C acima do zero absoluto) na emissão vermelho a -233 º C no azul.
As manchas brilhantes são casulos empoeirados que escondem proto-estrelas massivas. Estes irão eventualmente tornar-se estrelas, contendo cerca de 10 vezes a massa do sol. As pequenas manchas perto do centro e nas regiões avermelhadas da imagem são proto-estrelas com menos massa, semelhante em massa ao sol.
Herschel da ESA observatório espacial recolhe a luz infravermelha dado pela poeira. Esta imagem é uma combinação de três comprimentos de onda infravermelhos, com código de cores azul, verde e vermelho na imagem, embora na realidade os comprimentos de onda são invisíveis aos nossos olhos. Ele foi criado usando observações de Array Herschel Fotocondutor Câmara e Spectrometer (PACS) e do receptor de imagem espectral e fotometria (SPIRE).
Herschel está mostrando astrônomos esses jovens, proto-estrelas massivas, pela primeira vez, como parte da "pesquisa de imagens do Herschel OB objetos estelares jovens. Conhecido como HOBYS, a pesquisa tem como alvo jovens de classe OB-estrelas, que se tornarão as estrelas mais quentes e mais brilhantes.
"High-massa regiões de formação estelar são raros e mais longe do que os de baixa massa", diz Frédérique Motte, Laboratoire AIM Paris-Saclay, França. Assim, os astrônomos tiveram que esperar por um telescópio espacial Herschel como revelá-los.
É importante compreender a formação de massa de alta estrelas na nossa Galáxia porque se alimentam tanto luz e outras formas de energia para o seu pai nuvem que muitas vezes pode provocar a formação de uma nova geração de estrelas.
Quando os astrônomos olhar para galáxias distantes, as regiões de formação estelar que vêem são os brilhantes, os maciços. Assim, se querem comparar a nossa galáxia a mais distantes eles devem primeiro compreender alta massa de formação estelar aqui.
"Herschel vai olhar para muitos outros de grande massa regiões de formação estelar, alguns deles a construção de estrelas até uma centena de vezes a massa do Sol," diz o Dr. Motte, que planeja apresentar os primeiros resultados científicos do HOBYS em ESLAB anual da ESA simpósio a ser realizado na Holanda, 4-7 de Maio.

A HISTÓRIA DA ASTRONOMIA: EDWIN POWELL HUBBLE

Edwin Powell Hubble (Marshfield, 20 de novembro de 1889 — San Marino, 28 de setembro de 1953) foi um astrônomo estadunidense.
Famoso por ter descoberto que as até então chamadas nebulosas eram na verdade galáxias fora da Via Láctea, e que estas afastam-se umas das outras a uma velocidade proporcional à distância que as separa.
Seu nome foi dado ao primeiro telescópio espacial, posto em órbita em 1990, para estudar o espaço sem as distorções causadas pela atmosfera.
Aluno promissor, embora não excepcional na adolescência, destacou-se mais à época por feitos atléticos, como quando quebrou o recorde de salto em altura do estado de Illinois. Como seu pai (o advogado e agente de seguros John Powell Hubble) queria, formou-se em Direito em 1910, pela Universidade de Chicago, e chegou a exercer a profissão de advogado, mas acabou por abandoná-la para seguir o interesse pela astronomia, pela matemática e pela astrofísica.
Em 1914 foi aceito como pesquisador no Observatório Yerkes, em Williams Bay, Wisconsin, e dedicou-se ao estudo das nebulosas, que começou a dividir como pertencentes ou não à Via Láctea. Depois da I Guerra Mundial, em 1919, voltou aos Estados Unidos e começou a trabalhar no Observatório do Monte Wilson, perto de Pasadena, na Califórnia, onde trabalharia até sua morte. Continuou a trabalhar com as nebulosas, utilizando-se de um telescópio refletor recém-construído.
A partir da relação conhecida entre período e luminosidade das cefeidas, em geral, e do brilho aparente das cefeidas de Andrômeda, em 1923 Hubble pôde calcular a distancia entre esta e a Via Láctea, obtendo um valor de quase 1 milhão de anos-luz. Mesmo sendo um valor errado para a distância de Andrômeda, pois atualmente o valor é de um pouco mais de 2 milhões de anos-luz,

Hubble mostrou que ela estava bem além dos limites de nossa galáxia, que tem cem mil anos-luz de diâmetro. Assim ficou provado que Andrômeda era uma galáxia independente. 
A descoberta passou em branco pela imprensa, mas no ano seguinte ele dividiu com um pesquisador de saúde pública um prêmio de mil dólares dado pela Academia Americana para o Avanço da Ciência. Hubble provou a existência de nebulosas extragalácticas constituídas de sistemas estelares independentes. No ano seguinte descobriu diversas galáxias e mostrou que várias delas são semelhantes à Via Láctea. A mancha luminosa no céu era na verdade um sistema estelar tão grandioso quanto aquele em que o Sol e a Terra estão situados. Elas passaram a ser chamadas de galáxias, por analogia com a denominação de nossa Via Láctea.
Depois dessas descobertas, passou a pesquisar a estrutura das galáxias e a classificá-las pelo formato, como espiral ou elíptica. Posteriormente começaria a estudar as distâncias que as galáxias se encontram da Via Láctea e suas velocidades no espaço. Em 1929 demonstrou que as galáxias se afastam em grande velocidade e que essa velocidade aumenta com a distância. A relação entre a velocidade e a distância da Terra é conhecida como a Lei de Hubble e a razão entre os dois valores é conhecida como Constante de Hubble.

Este deslocamento das galáxias serviria como base, em 1946, para George Gamow estabelecer a teoria do Big Bang.

Analisando o desvio para o vermelho em suas observações, desenvolveu a teoria da expansão do universo e anunciou que a velocidade de uma nebulosa em relação a outra é proporcional à distância entre elas (a chamada constante de Hubble). Ou seja, Hubble estudou a luz emitida pelas galáxias distantes, observando que o comprimento de onda em alguns casos era maior que aquele obtido no laboratório. Esse fenômeno ocorre quando a fonte e o observador se movem: quando se afastam um do outro, o comprimento de onda visto pelo observador aumenta, diminuindo quando a fonte e o observador se aproximam. Se uma galáxia estiver se aproximando, a luz desloca-se para a cor azul e se estiver se afastando a luz desloca-se para a cor vermelha (Efeito Doppler). Em cada caso, a variação relativa do comprimento é proporcional à velocidade com que a fonte se move.
Depois ser condecorado com a medalha de ouro da Real Sociedade de Astronomia de Londres, em 1940, e com a medalha presidencial do mérito dos Estados Unidos, em 1946, Hubble passou a utilizar o telescópio Hale, concluído em 1948, no Monte Palomar, em Pasadena, para estudar objetos estelares fracos.
Faleceu em 1953, antes de completar 64 anos, vitima de uma trombose cerebral que o matou instantaneamente e sem dor, como garantiu o antigo médico da família à sua esposa, Grace Hubble. Ela recusou-se a fazer um funeral e a dar satisfações com que havia feito com o corpo de seu marido. Alguns fanáticos acham simplesmente que Hubble "voltou para casa".

O astrônomo seria homenageado em 1990, quando um telescópio espacial foi batizado com seu sobrenome.
 Após apresentar problemas relativos à qualidade das imagens, foi consertado por astronautas. Por situar-se fora da atmosfera da Terra, que distorce e enfraquece as imagens do Universo, tem sido utilizado na coleta de dados sobre objetos muito distantes.
As galáxias diferem bastante entre si, mas a grande maioria têm formas mais ou menos regulares quando observadas em projeção contra o céu, e se enquadram em duas classes gerais: espirais, espirais barradas e elípticas. Algumas galáxias não têm forma definida, e são chamadas irregulares.
Galáxias espirais (S) : As galáxias espirais, quando vistas de frente, apresentam uma clara estrutura espiral. A nossa própria Galáxia é uma espiral típica. Elas possuem um núcleo, um disco, um halo, e braços espirais. Elas são subdivididas nas categorias Sa, Sb e Sc, de acordo com o grau de desenvolvimento e enrolamento dos braços espirais e com o tamanho do núcleo comparado com o do disco.
    Sa=núcleo maior, braços pequenos e bem enrolados
    Sb=núcleo e braços intermediários
    Sc=núcleo menor, braços grandes e mais abertos
Galáxias espirais Barradas (SB): Mais ou menos metade de todas as galáxias discoidais apresentam uma estrutura em forma de barra atravessando o núcleo. Elas são chamadas barradas e, na classificação de Hubble elas são identificadas pelas iniciais SB. As galáxias barradas também se subdividem nas categoria SB0, SBa, SBb, e SBc. Nas espirais barradas, os braços normalmente partem das extremidades da barra. O fenômeno de formação da barra ainda não é bem compreendido, mas acredita-se que a barra seja a resposta do sistema a um tipo de perturbação gravitacional periódica (como uma galáxia companheira), ou simplesmente a conseqüência de uma assimetria na distribuição de massa no disco da galáxia. Alguns astrônomos também acreditam que a barra seja pelo menos em parte responsável pela formação da estrutura espiral, assim como por outros fenômenos evolutivos em galáxias.

Galáxias Elípticas (E):
As galáxias elípticas apresentam forma esférica ou elipsoidal, e não têm estrutura espiral. Têm pouco gás, pouca poeira e poucas estrelas jovens. Elas se parecem ao núcleo e halo das galáxias espirais. As galáxias elípticas variam muito de tamanho, desde super-gigantes até anãs. As maiores elípticas têm diâmetros de milhões de anos-luz, ao passo que as menores têm somente poucos milhares de anos-luz em diâmetro. As elípticas gigantes, que têm massas de até 10 trilhões de massas solares, são raras, mas as elípticas anãs são o tipo mais comum de galáxias. Hubble subdividiu as elípticas em classes de E0 a E7, de acordo com o seu grau de achatamento. Imagine-se olhando um prato circular de frente, essa é a aparência de uma galáxia E0. Agora vá inclinando o prato de forma que ele pareça cada vez mais elíptico e menos circular, esse achatamento gradativo representa a sequência de E0 a E7. Note que Hubble baseou sua classificação na aparência da galáxia, não na sua verdadeira forma. Por exemplo, uma galáxia E0 tanto pode ser uma elíptica realmente esférica quanto pode ser uma elíptica mais achatada vista de frente, já uma E7 tem que ser uma elíptica achatada vista de perfil. Porém nenhuma elíptica jamais vai aparecer tão achatada quanto uma espiral vista de perfil.
Galáxias Irregulares:

Hubble classificou como galáxias irregulares aquelas que eram privadas de qualquer simetria circular ou rotacional, apresentando uma estrutura caótica ou irregular. Muitas irregulares parecem estar sofrendo atividade de formação estelar relativamente intensa, sua aparência sendo dominada por estrelas jovens brilhantes e nuvens de gás ionizado distribuídas irregularmente.
A Classificação de Hubble, apesar desses anos que se passaram, continua sendo utilizada.
Na década de 1930 um freqüentador assíduo da residência dos Hubbles,em Pasadena, comunicou a Hubble que havia uma movimentação na Inglaterra, por parte do Comitê do prêmio Nobel, em direção a uma possível emenda nos estatutos que regulam a premiação para possibilitar a Hubble a condição legal de ser distinguido com a honraria maior em ciências naturais. aproxima-se da década de 1940 e nada de resolver a situação do prêmio Nobel para Hubble, quando foi resolvido que Hubble receberia o prêmio Nobel, já era tarde, pois ele tinha acabado de falecer.

A HISTÓRIA DA ASTRONOMIA: ALBERT EINSTEIN

Albert Einstein nasceu na região alemã de Württemberg, na cidade de Ulm, numa família judaica. Em 1852,
Albert Einstein (pronúncia em alemão: AFI:  [ˈalbɐt ˈaɪ̯nʃtaɪ̯n], em inglês: AFI: [ˈælbɝt ˈaɪnstaɪn]; Ulm,formado em 14 de março de 1879 — Princeton, 18 de abril de 1955) foi um físico teórico alemão radicado nos Estados Unidos.
100 físicos renomados elegeram-no, no ano de  2009, o mais memorável físico de todos os tempos.
É conhecido por desenvolver a teoria da relatividade. Recebeu o Nobel de Física de 1921, pela correta explicação do efeito fotoeléctrico; no entanto, o prémio só foi anunciado em 1922 . O seu trabalho teórico possibilitou o desenvolvimento da energia atômica, apesar de não prever tal possibilidade.
Devido à formulação da teoria da relatividade, Einstein tornou-se mundialmente famoso. Nos seus últimos anos, sua fama excedeu a de qualquer outro cientista na cultura popular: "Einstein" tornou-se um sinónimo de génio. Foi por exemplo eleito pela revista Time como a "Pessoa do Século", e a sua face é uma das mais conhecidas em todo o mundo. Em 2005 celebrou-se o Ano Internacional da Física, em comemoração aos cem anos do chamado annus mirabilis (ano miraculoso) de Einstein, em que este publicou quatro dos mais fundamentais artigos cientifícos da física do século XX. Em sua honra, foi atribuído o seu nome a uma unidade usada na fotoquímica, o einstein, bem como a um elemento químico, o einstênio.

Einstênio

O einstênio ou einsténio é um elemento químico de símbolo Es, número atômico 99 e com massa atômica [252] u. É um elemento metálico, transurânico e radioactivo, pertencente ao grupo dos actinídeos

Símbolo: Es Configuração eletrônica: Rn 5f11 7s2 Número atômico: 99 Descobrimento: 1952 Massa atômica: 252 u Descobridor: Albert Ghiorso

O movimento browniano é o movimento aleatório de partículas macroscópicas num fluido como consequência dos choques das moléculas do fluido nas partículas.
Também pode ser observado quando luz é incidida em lugares muito secos, onde macropartículas "flutuam" em movimentos aleatórios. (Vulgarmente confunde-se com poeira)
O primeiro a observar esse movimento, o biólogo Robert Brown, achou se tratar de uma nova forma de vida, pois ainda não se tinha completa ciência da existência de moléculas, e as partículas pareciam descrever movimentos por vontade própria.
O cientista que explicou corretamente esse movimento, propondo que a energia fosse constituída de partículas, foi Albert Einstein, em 1905.
Há um padrão escondido nesse movimento aleatório que o classifica como um movimento fractal, pois descreve um padrão dinâmico bem definido. Quem primeiro percebeu isso foi Benoît Mandelbrot, matemático polonês.
Esse movimento está diretamente ligado com muitas reacções em nível celular, como a difusão, a formação de proteínas, a síntese de ATP e o transporte intracelular de moléculas.
Físicos atualmente estudam tal movimento em relação à Teoria do Caos.
O Prêmio Nobel, em 1921
O primeiro artigo de 1905 propôs a ideia dos "quanta de luz" (os atuais fótons) e mostrou como é que poderiam ser utilizados para explicar fenômenos como o efeito fotoelétrico. A teoria dos quanta de luz de Einstein não recebeu quase nenhum apoio por parte dos físicos durante vinte anos, pois contradizia a teoria ondulatória da luz subjacente às equações de Maxwell. Mesmo depois das experiências terem demonstrado que as equações de Einstein para o efeito fotoeléctrico eram exatas, a explicação proposta por ele não foi aceita. Em 1921, quando recebeu o prêmio Nobel pelo seu trabalho sobre o efeito fotoelétrico, a maior parte dos físicos ainda pensava que as equações estavam correctas, mas que a ideia de quanta de luz seria impossível.

Foto no Rio de Janeiro com Carlos Chagas e a equipe do Instituto Oswaldo Cruz, em recepção a Albert Einstein.
O segundo artigo deste ano foi sobre o movimento browniano, que constitui uma evidência experimental da existência dos átomos. Antes deste artigo, os átomos eram considerados um conceito útil, mas sua existência concreta era controversa. Einstein relacionou as grandezas estatísticas do movimento browniano com o comportamento dos átomos e deu aos experimentalistas um método de contagem dos átomos através de um microscópio vulgar. Wilhelm Ostwald, um dos que se opunham à ideia dos átomos, disse mais tarde a Arnold Sommerfeld que mudou de opinião devido à explicação de Einstein do movimento browniano.
O terceiro artigo de 1905, sobre eletrodinâmica de corpos em movimento, introduziu a relatividade restrita. Estabeleceu uma relação entre os conceitos de tempo e distância. Algumas das ideias matemáticas já haviam sido introduzidas um ano antes pelo físico neerlandês Hendrik Lorentz, mas Einstein mostrou como era possível entender esses conceitos. O seu trabalho baseou-se em dois axiomas: um foi a ideia de Galileu de que as leis da natureza são as mesmas para todos os observadores que se movem a uma velocidade constante relativamente uns aos outros; o outro, a ideia de que a velocidade da luz é a mesma para todos os observadores. A relatividade restrita tem algumas consequências importantes, já que são rejeitados conceitos absolutos de tempo e tamanho. A teoria ficou conhecida mais tarde por "Teoria da Relatividade Restrita" para ser distinguida da teoria geral que Einstein desenvolveu mais tarde, a qual considera que todos os observadores são equivalentes.No quarto artigo, uma extensão do terceiro, Einstein introduz o conceito de massa inercial. Nele, Einstein deduziu a famosa relação entre a massa e a energia: . Embora Umberto Bartocci, tenha afirmado que a equação teria sido publicada primeiramente em 1903, pelo italiano Olinto De Pretto. Já César Lattes afirmou, em entrevista, que a fórmula, na visão dele, é de autoria de Henri Poincaré. Esta equação esteve na base de construção de bombas nucleares. A ideia serviu mais tarde para explicar como é que o Big Bang, uma explosão de energia, poderia ter dado origem à matéria.
Em novembro de 1915, Einstein apresentou perante a Academia de Ciências da Prússia uma série de conferências onde apresentou a sua teoria da relatividade geral sob o título "As equações de campo da gravitação." A conferência final culminou com a apresentação de uma equação que substituiu a lei da gravitação de Isaac Newton. Esta teoria considera que todos os observadores são equivalentes, e não só aqueles que se movem a velocidade uniforme. Na relatividade geral, a gravidade não é uma força (como na segunda lei de Newton) mas uma consequência da curvatura do espaço-tempo. A teoria serviu de base para o estudo da cosmologia e deu aos cientistas ferramentas para entenderem características do universo que só foram descobertas bem depois da morte de Einstein.[carece de fontes]
A relação de Einstein com a Física Quântica é bastante interessante. Ele foi o primeiro a afirmar que a teoria quântica era revolucionária. A sua ideia de luz quântica foi um corte com a Física clássica. Em 1909, Einstein sugeriu numa conferência que era necessário encontrar uma forma de entender em conjunto partículas e ondas. No entanto, em meados dos anos 1920, quando a teoria quântica original foi substituída pela nova mecânica quântica, Einstein discordou da interpretação de Copenhaga porque ela defendia que a realidade era aleatória ou probabilística. Einstein concordava que a Mecânica Quântica era a melhor teoria disponível, mas procurou sempre uma explicação determinista, isto é não-probabilística.
                          TEORIA DA RELATIVIDADE GERAL

Em Física, a relatividade geral é a generalização da Teoria da gravitação de Newton, publicada em 1915 por Albert Einstein. 
A nova teoria leva em consideração as ideias descobertas na Relatividade restrita sobre o espaço e o tempo e propõe a generalização do princípio da relatividade do movimento para sistemas que incluam campos gravitacionais. Esta generalização tem implicações profundas no nosso conhecimento do espaço-tempo, levando, entre outras conclusões, à de que a matéria (energia) curva o espaço e o tempo à sua volta. Isto é, a gravitação é um efeito da geometria do espaço-tempo.
Muitas previsões da relatividade geral diferem significativamente das da física clássica, especialmente no que respeita à passagem do tempo, a geometria do espaço, o movimento dos corpos em queda livre, e a propagação da luz. Exemplos de tais diferenças incluem dilatação gravitacional do tempo, o desvio gravitacional para o vermelho da luz, e o tempo de atraso gravitacional. Previsões da relatividade geral foram confirmadas em todas as observações e experimentos até o presente. Embora a relatividade geral não seja a única teoria relativística da gravidade, é a mais simples das teorias que são consistentes com dados experimentais. No entanto, há questões ainda sem resposta, sendo a mais fundamental delas explicar como a relatividade geral pode ser conciliada com as leis da física quântica para produzir uma teoria completa e auto-consistente da gravitação quântica.

A teoria de Einstein tem importantes implicações astrofísicas. Ela aponta para a existência de buracos negros - regiões no espaço onde o espaço e o tempo são distorcidos de tal forma que nada, nem mesmo a luz, pode escapar ]
Como um estado final para as estrelas maciças . Há evidências de que esses buracos negros estelares, bem como outras variedades maciças de buracos negros são responsáveis pela intensa radiação emitida por certos tipos de objetos astronômicos, tais como núcleos ativos de galáxias ou microquasares. O desvio da luz pela gravidade pode levar ao fenômeno de lente gravitacional, onde várias imagens do mesmo objeto astronômico distante são visíveis no céu. A relatividade geral também prevê a existência de ondas gravitacionais, que já foram medidas indiretamente; uma medida direta é o objetivo dos projetos, tais como o LIGO. Além disso, a relatividade geral é a base dos atuais modelos cosmológicos de um universo sempre em expansão.

VLT. OBSERVA BRILHO DE NOVAS ESTRELAS SOB CAMADAS DE POEIRAS

No lado esquerdo da imagem aparece a nuvem de poeira, que está ligada ao pequeno grupo de estrelas brilhantes (à direita). Foto: ESO/Divulgação
O Observatório Europeu do Sul (ESO, na sigla em inglês) divulgou nesta quarta-feira uma dos melhores registros já feitos de um berçário de novas estrelas brilhantes em meio a uma camada de poeira cósmica. A imagem foi feita pelo telescópio MPG, situado no Observatório de La Silla, no Chile.
No lado esquerdo da imagem aparece a nuvem de poeira, que está ligada ao pequeno grupo de estrelas brilhantes, registrado do lado direito da foto. A poeira cósmica é um berçário onde nascem as novas estrelas.
"À medida que as estrelas tornam-se mais quentes e brilhantes, a intensa radiação que emitem, assim como os ventos estelares, limpam as nuvens à sua volta, até que finalmente aparecem com todo o brilho", informou o observatório após análise dos dados coletados.
Segundo o ESO, é provável que o Sol tenha se formado em um berçário de estrelas semelhante ao da imagem, há mais de 4 mil milhões de anos. A nuvem, conhecida como Lupus 3, situa-se a cerca de 600 anos-luz de distância na constelação do Escorpião.

A HISTÓRIA DA ASTRONOMIA: JOHANNES KEPLER

O último assistente de Tycho Brahe foi um jovem alemão, Johannes Kepler (figura 1), nascido em Wurttemberg em 1571.
Ao olhar para as órbitas planetárias, à luz dos diferentes epiciclos e equantos, Kepler verificou que nada existia no centro da órbita que fosse a génese do movimento. Tornou-se por esta razão um heliocentrista convicto.
Kepler era matemático e acreditava que os movimentos dos planetas tinham causas físicas. Por isso, atreveu-se a colocar de lado preconceitos antigos como por exemplo o movimento dos planetas ser feito em órbitas circulares só porque essa era a forma mais perfeita e harmoniosa de todas as formas, já que tinha sido criada por Deus, que também era perfeito.
Convencido que Deus era um geómetra, Kepler tentou encontrar figuras geométricas que permitissem explicar a posição dos planetas no Universo.
Tentou construir um sistema baseado em sólidos geométricos que encaixassem as "esferas planetárias" a uma distância que permitisse uma escala exacta das distâncias planetárias ao Sol.
Acreditou que uma geometria perfeita teria que conter os poliedros regulares conhecidos desde o tempo dos gregos: tetraedro, cubo, octaedro, dodecaedro e icosaedro (figura 2).
Usava o cubo para separar a esfera de Saturno da de Júpiter, o tetraedro para separar a esfera de Júpiter da de Marte, o dodecaedro entre a esfera de Marte e a da Terra, o icosaedro entre a esfera da Terra e a de Vénus e o octaedro entre a esfera de Vénus e a da Mercúrio. Apresentou este modelo (figura 3) no livro Mysterium, em 1596.

Figura 2 - Os cinco poliedros regulares dos pitagóricos.

Figura 3 - O sistema dos mundos utilizando os poliedros regulares para definir as distâncias entre as esferas cristalinas.
Kepler foi contratado no ano de 1600, pouco depois de ter publicado o livro Mysterium, que chamou a atenção de Tycho Brahe. Teve como primeiro trabalho a determinação da órbita de Marte, com um rigor suficiente para explicar o movimento de retrogradação deste planeta.
Em 1601, dá-se a morte de Tycho e Kepler herda todos os registos de observação feitos ao longo de 20 anos, noite após noite pelo observador mais sistemático até à data.
Kepler herda um conjunto de informações, de posições de estrelas, do Sol, da Lua e dos planetas com uma precisão estimada em 1 minuto de arco, uma precisão nunca antes atingida.
Kepler começou por estudar as medidas da posição do planeta Marte tentando ajustá-las a uma órbita circular em torno do Sol. Verificou então que obtinha desvios entre os dados observacionais e o modelo, da ordem de 8 minutos de arco.
Este desvio de oito minutos de arco não era uma diferença muito grande para a época, e seria por muitos considerado um erro observacional normal; mas Kepler tinha a noção da precisão das medidas efectuadas por Tycho. Concluíu, por isso, que o modelo da órbita circular não se adaptava à realidade.
Figura 4 - Cónicas. São as geometrias obtidas nos cortes que se podem fazer num cone.
Não dispondo de uma teoria que explicasse o movimento dos planetas, restava tentar tudo de novo com órbitas diferentes!Foi por esta altura que Kepler teve a ideia de tentar compreender primeiro a forma da órbita da Terra, deixando a questão de Marte em aberto.
Da análise das medidas de que dispunha verificou que a órbita da Terra se assemelhava a um círculo, com o Sol ligeiramente descentrado.
Inicialmente começa por colocar a hipótese de um novo equanto, para de imediato a rejeitar pois não haveria causa para este tipo de movimento. Opta então por tentar uma nova geometria, procurando uma geometria nas cónicas (figura 4).
A análise dos registos leva-o a concluir que a forma que mais se adaptava à órbita dos planetas era a de uma elipse. Fez o mesmo tipo de estudo para os planetas Vénus, Terra, Júpiter e Saturno, tendo concluído sempre que a forma que melhor se adaptava era a elipse. Concluiu também que em todos os casos o Sol ocupava um dos focos da elipse. Sintetizou então as suas conclusões sob a forma de lei.
Esta é conhecida por lei das órbitas ou primeira lei de Kepler:
os planetas movem-se em órbitas elípticas ocupando o Sol um dos seus focos.

Figura 4 - Cónicas. São as geometrias obtidas nos cortes que se podem fazer num cone.
Verificou também que o movimento da Terra ao longo da sua órbita em torno do Sol não era uniforme, quanto mais próximo do Sol a Terra se encontrava, mais rapidamente se movia. A partir desta descoberta surge a famosa lei das áreas, também conhecida por segunda lei de Kepler:
a linha que une o Sol ao planeta em movimento, varre áreas iguais em iguais intervalos de tempo (figura 5).
Kepler passou anos a tentar encontrar algo que relacionasse a órbita com a velocidade com que o planeta se deslocava. Mantinha a convicção de que algo deveria relacionar todos os movimentos planetários e que estes não seriam acidentais. Dito de outro modo, pensava Kepler que se Marte ou outro planeta qualquer descrevia a sua órbita elíptica em torno do Sol, a uma certa distância e com uma certa velocidade, demorando um certo tempo e não outro, é porque algo estaria por detrás de tudo isto e os relacionaria.
Segundo os relatos históricos, a perseguição de uma terceira lei ajudou-o a suportar alguns infortúnios da sua vida, nomeadamente doença e pobreza. A terceira lei de Kepler ou lei do períodos, tem o seguinte enunciado:

Figura 5 - 2ª Lei de Kepler. Cada uma das áreas (alpha) é varrida no mesmo intervalo de tempo, o que faz com que a velocidade do planeta no periélio (ponto mais próximo do Sol) seja maior que a velocidade no afélio (ponto mais afastado do Sol).
Os quadrados dos períodos dos planetas são proporcionais aos cubos das suas distâncias médias ao Sol.
A terceira lei de Kepler pode ser expressa sob a forma:

em que k é uma constante igual para todos os planetas do Sistema Solar, T o período orbital e D o semi-eixo maior da órbita do planeta. Se utilizarmos o período em anos e a distância em unidades astronómicas o valor da constante é 1.
Kepler publica estas conclusões no livro a Harmonia dos Mundos (1619) que não recebe grande aclamação entre os copernicanos.
A 3.ª Lei de Kepler viria mais tarde a ser generalizada por Newton de uma forma que permite aplicá-la a quaisquer corpos em movimento orbital em torno um do outro, desde planetas, a estrelas duplas, a galáxias, etc.

A HISTÓRIA DA ASTRONOMIA: NICOLAI COPÉRNICO

Nikolaj Kpernik, conhecido entre nós pelo nome latinizado de Copérnico (figura 1), nasceu em Torun, na Polónia, em 1473. 
Entrou para o clero e estudou, primeiro, na Universidade de Cracóvia, e mais tarde, em Bologna, na Itália. Em 1501 regressou à Polónia e tornou-se padre de Frombork, que ele mesmo descreveu como sendo "o canto mais longínquo da Terra". Teve uma carreira variada, tendo defendido o seu país nas lutas contra os cavaleiros teutónicos. Também desenvolveu actividades locais como médico e administrador. No entanto, o seu interesse estava na Astronomia.
Desde cedo verificou que a teoria geocêntrica de Ptolomeu, que colocava a Terra no centro do Universo, era complicada e pouco satisfatória. A maior parte do problema podia ser resolvida removendo a Terra da sua posição central e substituindo-a pelo Sol. Esta sua tese está descrita no livro De Revolutionibus Orbium Coelestium (figura 2) relativo ao movimento orbital dos principais corpos celestes conhecidos no seu tempo. A tese poderia estar praticamente completa em 1533, mas Copérnico não a publicou por saber que a Igreja o acusaria de heresia, pois tirar a Terra do centro do Universo ia contra a doutrina oficial.
Finalmente, em 1543, já às portas da morte, concordou com a sua impressão, não se sabendo se chegou a ver a versão impressa. Muitas das ideias de Copérnico estavam erradas e a sua teoria final era quase tão complicada como a de Ptolomeu, mas tinha dado o passo essencial para que os seus sucessores pudessem construir sobre o seu trabalho.

Figura 2 - Capa do livro De Revolutionibus Orbium Coelestium.

Os maiores argumentos contra o modelo de Copérnico eram de dois tipos relacionados com factos que se observavam/assumiam na época.O primeiro prendia-se com o facto observacional, que mesmo quando um objecto era atirado ao ar na direcção do Sol, não seguia na sua direcção, da forma que seria esperada se o Sol fosse o centro atractor do "Universo". Este facto, só viria a ser explicado completamente por Isaac Newton.
O outro argumento para aceitar que o sistema era o proposto pelo modelo geocêntrico com uma esfera das fixas, era a inexistência de paralaxe estelar visível. A paralaxe pode ser explicada da seguinte forma: se esticarmos o braço segurando um lápis à vertical e olharmos alternadamente para o polegar com o olho direito e o esquerdo, vamos verificar que o polegar parece mudar de posição em relação à parede do fundo. Quanto mais afastado o lápis estiver dos olhos mais pequeno será o ângulo de paralaxe.
Se a Terra girasse em torno do Sol e as estrelas fixas não estivessem à mesma distância do Sol teria, que observar-se paralaxe quando a Terra estava de um lado e do outro do Sol (como cada um dos olhos está de um lado do nariz), o que não se verificava com os instrumentos da época (essencialmente os olhos). Hoje sabemos que os ângulos de paralaxe são demasiado pequenos (a estrela mais próxima tem uma paralaxe próxima de 1" de arco (Existem 3600" de arco em 1º)).
No entanto, o modelo de Copérnico explicava as retrogradações com uma facilidade notável sem serem necessários quaisquer artificialismos, como se verificava no modelo ptolomaico.
Este foi sem dúvida o maior sucesso do modelo, dado que quando Copérnico quis começar a reproduzir as velocidades de revolução dos planetas, o modelo complicou-se quase tanto como o modelo ptolomaico.

mais afastado um objecto estiver do observador, menor será a sua paralexe relativamente ao fundo.

Figura 4 - Retrogradação de um planeta exterior vista à luz do modelo heliocêntrico.

A ASTRONOMIA PRÉ-HISTÓRICA

Desde tempos imemoriais o homem sempre olhou para o céu. Espírito da Lua dos Inuit. 
O rebordo em torno da máscara representa o ar, os aros representam os níveis do cosmos e as penas representam as estrelas. Nesta cultura Árctica a Lua fornece a maior parte da luz durante os meses de inverno pelo que ocupa um lugar proeminente na sua cultura.
Logo após a formação das primeiras sociedades, à noite em torno das fogueiras que serviam de protecção às sociedades primitivas, os primeiros seres humanos terão visto os pontos luminosos que existem no céu e ter-se-ão questionado sobre a origem e significado dos mesmos. Ao longo de séculos, essas pequenas velas cósmicas inspiraram poetas e visionários, que nelas viam o sonho e o almejado atingir de um estado de graça divino.
A história da Astronomia está por isso intimamente ligada à história do próprio Homo Sapiens, enquanto espécie capaz de estruturar sociedades e de construir conhecimento a partir da transmissão de informação de geração para geração.
Muito antes da invenção da escrita, já o céu se constituía como um importante recurso cultural entre as sociedades primitivas por todo o Mundo. Os comerciantes marítimos navegavam pelas estrelas, as comunidades agrícolas usavam-nas para saber quando deviam semear as suas culturas, sistemas ideológicos associavam determinados objectos celestes a eventos cíclicos que associavam quer a entidades terrenas como divinas e começaram a existir algumas técnicas preditivas de determinados eventos, como por exemplo, os eclipses.
Existem alguns exemplos em que é clara a integração dos objectos celestes em culturas pré-históricas. Por exemplo, foram encontradas máscaras em que é clara a integração de elementos celestes nas mesmas; esse tipo de motivos continua patente em muitas tribos primitivas actuais.


Figura 2 - Sir Norman Lockyer.

Terão as culturas pré-históricas europeias tido uma cultura quasi-científica de observações precisas, que levassem mesmo à previsão de certos eventos? Ao longo da Europa existem restos megalíticos, construídos nos terceiro e segundo milénios antes de Cristo, que contêm alinhamentos que foram elaborados por razões astronómicas.
Sir Norman Lockyer (Figura 2), um astrónomo inglês do século XX, afirmou a este respeito:
Pela minha parte, considero que é agora completamente inequívoco, que os nossos antigos monumentos foram construídos para marcar os locais de nascente e poente de certos corpos celestes.
O tipo de alinhamentos referidos por Lockyer encontra-se patente em diversos monumentos megalíticos, dos quais o mais proeminente é Stonehenge (Figura 3).
O alinhamento de Stonehenge ao meio-dia do solstício é talvez a maior manifestação da Astronomia dos nossos antepassados. Não é provável, apesar da precisão que se verifica com certas efemérides astronómicas, que Stonehenge tenha funcionado como observatório astronómico, no sentido actual do termo, sendo mais provável que tenha sido um local de culto para rituais pagãos ligados a essas mesmas efemérides. O eixo do alinhamento de Stonehenge encontra-se na direcção do nascer-do-sol no soltício de Inverno, e em direcção ao pôr-do-sol no solstício de Verão.
Elementos megalíticos deste tipo são comuns na Grã-Bretanha, encontrando-se os círculos exteriores constituídos por 27 ou 28 pedras, que representam a duração do ciclo lunar. A Figura 4 representa uma reconstituição de Stonhenge, considerado como círculo de pedras estruturado de forma padrão.

Figura 3 - Stonehenge. 

  Figura 4 - Reconstituição do que terá sido o aspecto de Stonehenge no segundo milénio antes de Cristo.
Em Portugal, existe um monumento megalítico deste tipo, próximo de Évora: o Cromeleque dos Almendres (coordenadas geográficas: 38° 33.45291'N 08° 03.67664'W)

Figura 5 - Cromeleque de Almendres.

O Cromeleque dos Almendres constitui a maior planta neolítica da Peninsula Ibérica, com 92 menires parcialmente trabalhados formando círculos e alinhamentos relacionados com efemérides astronómicas.

CONSTELAÇÕES

O olhar para o céu desde cedo levantou a questão da sua organização. De facto, a necessidade do Homem organizar e catalogar a informação está patente no nosso quotidiano em quase todas as áreas de actividade. Quando entramos num supermercado, por exemplo, sabemos que se num expositor se encontram massas, provavelmente nesse expositor não haverá leite. Tal como se criou os mapas para nos orientarmos ao nível do solo, o Homem criou cartas celestes para se orientar através dos céus. Nas cartas celestes, as constelações são o equivalente aos países dos mapas e as estrelas o equivalente às povoações.

Figura 6 - Constelações do Hemisfério Norte

. A - Os traços de união que permitem construír figuras imaginárias; B - Na Antiguidade chegavam mesmo a atribuir formas tridimensionais em torno dos traços da união.

As constelações são padrões que os seres humanos percepcionaram a partir da distribuição aleatória das estrelas visíveis no céu à vista desarmada. Representam a projecção de figuras ou imagens com relevância social, tecnológica ou mitológica para aqueles que as inventaram na época em que viviam. Originalmente reflectiam uma crença supersticiosa que os céus continham entidades ou divindades que no passado, presente ou futuro, poderiam afectar o destino humano. Esta crença ainda hoje se mantém com uma estranha adesão popular à astrologia. As estrelas de uma dada constelação não têm normalmente qualquer relação física entre elas e podem encontrar-se a distâncias completamente diferentes da Terra. Para os astrónomos actuais as constelações são auxiliares de memória que permitem saber melhor as coordenadas numéricas e ter uma ideia aproximada de qual é a área do céu que está a ser referida numa conversa.
A nossa abordagem vai considerar sobretudo as constelações ocidentais; no entanto, não deve ser esquecido que existem diversas formas tradicionais de definir as constelações para além destas. Por exemplo, as cartas celestes chinesas tinham 28 casas lunares e 122 agrupamentos de constelações. Os índios dos Andes possuíam uma série de nomes de constelações, tal como os navegadores da Polinésia.
Houveram tentativas audaciosas de redesenhar todo o céu: por exemplo, Julius Schiller no seu Coelum Stellatum Christianum..., publicado em Augsburgo em 1627, tentou substituir os símbolos pagãos por santos cristãos, baseado nos mesmos agrupamentos de estrelas.
A versão actual das constelações começou a ser traçada por Ptolomeu, que compilou as crenças anteriores à sua existência no primeiro catálogo real de estrelas, o Almagest. Diz-se frequentemente que todos os nomes tradicionais de estrelas como "Aldebaran" ou "Betelgeuse" são de origem árabe, mas isto é simplificar demasiadamente a questão, pois os nomes das estrelas têm inúmeras origens linguísticas, tendo os nomes das estrelas do Hemisfério Sul, como por exemplo "Acrux", sido atribuídos na Idade Moderna. O catálogo de Ptolomeu continha 48 constelações incluindo já as mais famosas e espectaculares como Orionte, o Touro, Pégaso, entre outras.
Com o passar do tempo, as constelações foram ilustradas em vários manuscritos, especialmente nos manuscritos árabes. Em 1482 surgiu a primeira edição de Poeticon Astronomicon de Caius Julius Hyginus, o primeiro livro a conter representações impressas das constelações mais proeminentes.
Desde então têm sido escritos imensos livros dedicados à descrição e representação das constelações.
Para um astrofísico, a constelação é uma região contida dentro de limites definidos em função da ascensão recta e da declinação que se encontram na área onde os antigos imaginavam as figuras que deram o nome à constelação.

Figura 7 - Concepção das Constelações. 

Na Antiguidade atribuíram nomes do seu quotidiano ou do seu imaginário às constelações. Hoje seria possível imaginar objectos. A - Centauro; B - Sagitário.

Imagem do céu visto por antigos  da Constelação Centaurus ou Sagitário