O Manual do KStars

Agora que a hora e a localização estão definidas, vamos dar uma vista de olhos. Você poderá deslocar a área de visualização com as teclas de cursores. Se você mantiver a tecla Shift carregada antes de se deslocar, a velocidade de deslocação duplica. A área de visualização também poderá ser deslocada com o rato. Repare que, enquanto a visualização está a ser deslocada, nem todos os objectos são desenhados. Isto é feito para reduzir a carga de CPU ao calcular de novo as posições dos objectos, o que tornará a deslocação mais suave (você poderá configurar o que fica escondido ao deslocar-se na janela de Configurar o KStars). Existem sete formas de mudar a ampliação (ou Nível de zoom) da área de visualização:

Repare que, à medida que amplia, você poderá ver estrelas mais fracas do que nos níveis menores de ampliação.

Reduza a ampliação até que consiga ver uma curva a verde; isto representa o seu horizonte local. Se você não tiver ajustado a configuração por omissão do KStars, a visualização ficará preenchida a verde por baixo do horizonte, representando o chão sólido da Terra. Existe também uma curva a branco, que representa o equador celeste, e uma curva acastanhada, que representa a Elíptica, o local que o Sol parece seguir no céu durante o decurso de um ano. O Sol está sempre num local ao longo da Elíptica e os planetas nunca estão longe desta.

O KStars mostra milhares de objectos celestes: estrelas, planetas, cometas, asteróides, enxames, nebulosas e galáxias. Você poderá interagir com os objectos visualizados para efectuar acções sobre eles ou obter mais informações sobre os mesmos. Se carregar num objecto, identificá-lo-á na barra de estado e, se passar simplesmente com o cursor do rato por cima de um objecto, irá identificá-lo temporariamente no mapa. Se fizer duplo-click sobre o objecto irá centrar a visualização sobre ele e irá começar a segui-lo (para que se mantenha centrado à medida que o tempo passa). Carregue com o botão direito do rato num objecto para abrir o menu de contexto do mesmo, o qual fornece mais opções.

O Menu de Contexto

Aqui está um exemplo do menu de contexto do botão direito para a Nebulosa Orion:

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A aparência do menu de contexto depende, de certa forma, do tipo de objecto onde você carregou com o botão direito, mas a estrutura básica está definida em baixo. Você poderá obter mais informações detalhadas sobre o menu de contexto.

A secção de topo contém legendas informativas (que não são seleccionáveis). A linha de topo - ou as três primeiras - mostram o(s) nome(s) do objecto e o seu tipo. As três legendas a seguir mostram as horas de nascimento, trânsito e ocaso. Se as horas de nascimento e ocaso disserem "circumpolar", significa que o objecto está sempre acima do horizonte para a localização presente.

A secção do meio contém itens para efectuar acções no objecto, como o Centrar e Seguir, o Detalhes... e o Adicionar Legenda. Veja a descrição do menu de contexto para uma lista completa e uma descrição de cada acção.

A secção inferior contém referências a imagens e/ou páginas Web informativas sobre o objecto seleccionado. Se você conhecer mais algum URL adicional com informações ou com a imagem do objecto, você poderá adicionar uma ligação personalizada ao menu de contexto do objecto com o item Adicionar uma Hiperligação....

Procurar Objectos

Você poderá procurar nos objectos com nome se usar a janela de Procurar Objecto, a qual poderá ser invocada se carregar no ícone procurar na barra de ferramentas, se seleccionar a opção Procurar Objecto... no menu Foco ou se carregar em Ctrl+F. A janela de Procurar Objecto é mostrada em baixo:

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A janela contém uma lista com todos os objectos com nome que o KStars conhece. Muitos dos objectos só têm um nome numérico de catálogo (por exemplo, NGC 3077), mas alguns objectos têm um nome comum também (como por exemplo, a Galáxia do Remoinho). Você poderá filtrar a lista por nomes ou por tipo de objecto. Para filtrar por nome, indique um texto no campo de edição no topo da janela; a lista então ficará só com os nomes que começam por esse texto. Para filtrar por tipo, seleccione um tipo na lista na parte inferior da janela.

Seleccione o objecto desejado na lista e carregue em Ok. A visualização centrar-se-á no objecto. Repare que, se o objecto estiver abaixo do horizonte, o programa avisá-lo-á que você não irá ver nada a não ser o chão (você poderá tornar o chão invisível na janela de Opções de Visualização ou carregando no botão Chão da barra de Vistas).

Isto conclui a viagem pelo KStars, ainda que só tenhamos arranhado a superfície das funcionalidades disponíveis. O KStars inclui muitas ferramentas de astronomia úteis, poderá controlar directamente o seu telescópio e oferece uma grande variedade de opções de configuração e personalização. Para além disso, este Manual inclui o Projecto AstroInfo, uma série de artigos curtos e interligados que explicam alguns dos conceitos celestes e astrofísicos por detrás do KStars.

Quando o KStars arrancar, a hora é configurada para a hora do sistema do seu computador e o relógio do KStars fica a correr, sincronizado com o tempo real. Se você quiser parar o relógio, seleccione o item Parar o Relógio do menu Tempo ou carregue simplesmente no ícone de Pausa da barra de ferramentas. Você poderá fazer o relógio andar mais depressa ou mais devagar que o normal, ou pô-lo mesma a andar para trás, usando o campo da iteração temporal da barra de ferramentas. Este campo tem dois conjuntos de botões cima/baixo. O primeiro irá percorrer todas as iterações temporais disponíveis. O segundo irá mudar para a próxima (ou anterior) unidade de tempo, o que lhe permitirá fazer mudanças de iterações temporais mais rapidamente.

Você poderá configurar a data e a hora se seleccionar a opção Acertar o Relógio... do menu Tempo ou carregue no ícone tempo da barra de ferramentas. A janela para Acertar o Relógio usa uma janela de Selecção de Datas normal do KDE, em conjunto com três campos incrementais para configurar as horas, os minutos e os segundos. Se quiser voltar a sincronizar o relógio de simulação de volta para a hora actual do CPU, basta seleccionar a opção Acertar o Relógio para Agora no menu Tempo.

O KStars tem muitas opções de configuração, às quais poderá aceder se abrir a janela de Configurar o KStars, quer com o ícone de configuração da barra de ferramentas, quer seleccionando a opção Configurar o KStars... do menu Configuração. A janela é mostrada em baixo:

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A janela para Configurar o KStars está dividida em cinco páginas: Catálogos, Guias, Sistema Solar, Cores e Avançado.

Na página Catálogos, você determina quais os catálogos que são apresentados no mapa. O catálogo de estrelas SAO também lhe permite definir o “limite de magnitude visível” para as estrelas e o limite de magnitude para mostrar os nomes e/ou as magnitudes das estrelas. Por baixo da secção das estrelas, existe uma opção que contém uma lista de opções de marcação para os catálogos de objectos profundos. Você poderá adicionar os seus próprios catálogos de objectos personalizados se carregar no botão Adicionar um Catálogo Personalizado, a qual irá abrir uma Janela de Ficheiros, por isso você poderá apontá-la para o seu ficheiro de dados de catálogo.. Para mais instruções sobre como preparar um ficheiro de dados de um catálogo, veja o ficheiro README.customize que vem com o KStars.

Na página Sistema Solar, você poderá indicar se o Sol, a Lua, os planetas, cometas e asteróides estão visíveis e se os corpos maiores são desenhados como círculos ou como imagens a sério. Você poderá também definir se os corpos do sistema solar têm legendas de nomes associadas e controlar quantos cometas e asteróides terão legendas de nomes. Existe uma opção para anexar automaticamente um rasto temporário sempre que um corpo do sistema solar for seguido e outra opção para definir se a cor do rasto do planeta se desvanesce na cor do de fundo do céu.

A página Guias permite-lhe definir se os itens que não sejam objectos estão visíveis (isto é, linhas de constelações, os seus nomes, o contorno da Via Láctea, o equador celeste, a elíptica, a linha do horizonte, e o chão opaco). Você também poderá escolher se deseja ver os nomes das constelações em Latim, as abreviaturas de três letras normalizadas pelo IAU ou os nomes das constelações, usando a sua língua local.

A página Cores permite-lhe definir o esquema de cores e definir esquemas de cores personalizados. A página está dividida em dois painéis:

O painel esquerdo mostra uma lista com todos os itens visíveis, tendo as suas cores ajustáveis. Carregue em qualquer item para mostrar uma janela de selecção de cores de modo a escolher a cor. Por baixo da lista existe o selector do Modo das Cores das Estrelas. Por omissão, o KStars desenha as estrelas com uma cor realista, de acordo com o tipo espectral da estrela. Contudo, você também poderá optar por desenhar as estrelas como círculos preenchidos a preto, branco ou a vermelho. Se você estiver a usar as cores realistas das estrelas, você poderá definir o nível de saturação das cores das estrelas com a opção Intensidade de Cores das Estrelas.

O painel direito lista os esquemas de cores definidos. Existem quatro esquemas predefinidos: o esquema Por Omissão, o Carta de Estrelas, que usa as estrelas a preto num fundo branco, a Visão Nocturna, que só usa tons de vermelho para proteger a visão adaptada ao escuro e a Noite sem Lua, um esquema escuro mais realista. Adicionalmente, você poderá gravar as configurações de cores actuais como um esquema personalizado se carregar no botão Gravar as Cores Actuais. Ele irá pedir-lhe um nome para o novo esquema para que o seu esquema apareça na lista em todas as sessões futuras do KStars. Para remover um esquema personalizado, basta seleccioná-lo na lista e carregar no botão Remover Esquema de Cor.

A página Avançado fornece um controlo fino sobre os comportamentos mais obscuros do KStars.

A opção Corrigir para a refracção atmosférica controla se as posições dos objectos são corrigidas segundo os efeitos da atmosfera. Dado que a atmosfera é uma concha esférica, a luz do espaço exterior é “desviada”, à medida que passa pela atmosfera, aos nossos telescópios ou olhos à superfície. O efeito é maior para os objectos que estão perto do horizonte e muda de facto as horas de nascimento e ocaso previstas por alguns minutos. De facto, quando você “vê” um pôr-do-sol, a posição actual do Sol já está bem para baixo do horizonte; a refracção atmosférica faz parecer que o Sol ainda está no céu. Repare que a refracção atmosférica nunca é aplicada se você estiver a usar coordenadas Equatoriais.

A opção Usar movimentação animada controla como é que a área de visualização se altera de cada vez que é seleccionada uma nova posição de foco no mapa. Por omissão, você irá ver o céu a desviar-se ou a “mover-se” para a posição nova; se você desligar esta opção, então a visualização irá então “mudar” imediatamente para a nova posição de foco.

Se a opção Anexar legenda ao objecto centrado estiver seleccionada, então será anexado uma legenda com o nome a um objecto quando estiver a ser seguido pelo programa. A legenda será removida quando o objecto deixar de ser seguido. Tenha em atenção que você poderá também anexar manualmente uma legenda persistente do nome a qualquer objecto com o seu menu de contexto.

Existem três situações em que o KStars precisa de redesenhar a visualização do céu muito rapidamente: quando for seleccionada uma nova posição de foco (e a opção Usar movimentação animada estiver activada), quando o céu é arrastado com o rato ou quando a iteração temporal é grande. Nestas situações, as posições de todos os objectos terão de ser recalculadas o mais rapidamente possível, o que poderá gerar uma grande carga de CPU. Se o CPU não se conseguir aguentar com o pedido, então a visualização irá aparecer lento ou soluçante. Para mitigar isto, o KStars irá esconder certos objectos durante estas situações de actualização rápida, desde que a opção Esconder objectos enquanto se movem esteja seleccionada. O limite da iteração temporal a partir do qual os objectos ficarão escondidos é determinado pela opção Esconder também se a escala temporal for maior do que:. Você poderá indicar os objectos que deverão ficar escondidos no grupo Configurar Objectos Escondidos.

Existem várias formas de modificar a visualização de acordo com o seu gosto.

Um requisito básico para estudar os céus é determinar onde é que estão os objectos. Para indicar as posições no céu, os astrónomos devolveram vários sistemas de coordenadas. Cada um usa uma grelha de coordenadas projectada na Esfera Celeste, em analogia ao Sistema de coordenadas geográficas usado na superfície da Terra. Os sistemas de coordenadas diferem apenas na sua escolha do plano fundamental, que divide o céu em dois hemisférios iguais ao longo de um grande círculo. (o plano fundamental do sistema geográfico é o equador da Terra). Cada sistema de coordenadas é nomeado pela sua escolha do plano fundamental.

O Equador Celeste é um círculo grande imaginário na esfera celeste. O equador celeste é o plano fundamental do Sistema de Coordenadas Equatorial, por isso é definido como o conjunto de pontos com Declinação de zero graus. É também a projecção do equador da Terra no céu.

O Equador Celeste e a Eclíptica estão definidos a um ângulo de 23,5 graus no céu. Os pontos onde se interceptam são os Equinócios da Primavera e do Outono.

O céu parece desviar-se de leste para oeste, completando um circuito completo À volta do céu em 24 horas (Sideral). Este fenómeno é devido à rotação da Terra em torno do seu eixo. O eixo de rotação da Terra intercepta a Esfera Celeste em dois pontos. Estes pontos são os Pólos Celestes. À medida que a Terra roda, estes mantêm-se fixos no céu, e todos os outros pontos parecem rodar em torno deles. Os pólos celestes são também os pólos do Sistema de Coordenadas Equatoriais, o que significa que eles têm Inclinações de +90 e -90 graus (para os pólos celestes Norte e Sul, respectivamente).

O Pólo Norte Celeste tem aproximadamente as mesmas coordenadas actuais que a estrela brilhante que é a Estrela Polar. Isto torna a Estrela Polar útil para a navegação: não só está sempre acima do ponto Norte do horizonte, mas o seu ângulo de Altitude é quase sempre aproximadamente igual à Latitude Geográfica do observador (contudo, a Estrela Polar só pode ser vista nas localizações do Hemisfério Norte).

O facto de a Estrela Polar estar perto do pólo é uma pura coincidência. De facto, devido à Precessão, a Estrela Polar só está perto do pólo por uma pequena fracção de tempo.

A esfera celeste é uma esfera imaginária de raio gigantesco, centrada na Terra. Todos os objectos que podem ser vistos no céu podem ser "vistos" como estando à superfície desta esfera.

É óbvio que se sabe que os objectos no céu não estão de facto na superfície da esfera centrada na Terra, porquê então incomodar-se com essa perspectiva? Tudo o que se vê no céu está tão longe que as suas distâncias são impossíveis de captar só de olhar para elas. Dado que as distâncias até elas são indeterminadas, você só precisa de saber a direcção ao objecto para o localizar no céu. Desta forma, o modelo da esfera celeste é muito prático para representar o céu.

As direcções aos vários objectos do céu podem ser quantificadas se construir um Sistema de Coordenadas Celestes.

A elíptica é um Grande Círculo imaginário na Esfera Celeste através do qual o Sol parece se mover durante o decurso de um ano. Claro, é realmente a órbita da Terra à volta do Sol que provoca a mudança na direcção aparente do Sol. A elíptica está inclinada em relação ao Equador Celeste em 23,5 graus. Os dois pontos em que a Elíptica cruza o Equador Celeste são conhecidos por Equinócios.

Dado que o nosso sistema solar é relativamente plano, as órbitas dos planetas são também próximas do plano da elíptica. Para além disso, as constelações do Zodíaco localizam-se ao longo da elíptica. Isto faz da elíptica uma linha de referência muito útil para toda a gente que tente localizar os planetas ou as constelações do Zodíaco, dado que todos “seguem o Sol” literalmente.

A Altitude da elíptica acima do Horizonte varia ao longo do ano, devido ao desvio de 23,5 graus do ângulo do eixo de rotação da Terra. É isto que provoca as estações. No Verão, o Sol está alto no céu ao meio-dia e permanecerá acima do Horizonte durante mais de doze horas. Por outro lado, no Inverno, o Sol está baixo no céu ao meio-dia e permanece acima do horizonte durante menos de doze horas. Para além disso, a luz do Sol é recebida à superfície da Terra num ângulo mais directo no Verão, o que significa que uma determinada área à superfície recebe mais energia por segundo no Verão do que no Inverno. As diferenças na duração dos dias e na energia recebida por unidade de área conduzem às diferenças de temperatura que sentimos no Verão e no Inverno.

A maior parte das pessoas conhece os Equinócios de Vernal e Autumnal como sendo o início da Primavera e do Outono no hemisfério Norte, respectivamente. Mas sabia que os equinócios representam também posições no céu?

O Equador Celeste e a Eclíptica são dois Grandes Círculos na Esfera Celeste, definidos a um ângulo de 23,5 graus. Os dois pontos onde eles se interceptam são chamados de Equinócios. O Equinócio Vernal tem de coordenadas RA=0,0 horas, Dec=0,0 graus. O Equinócio Autumnal tem de coordenadas RA=12,0 horas, Dec=0,0 graus.

Os Equinócios são importantes para demarcar as estações do ano. Dado que eles se situam na Eclíptica, o Sol passa por cada equinócio todos os anos. Quando o Sol passa pelo Equinócio Vernal (normalmente a 21 de Março), ele atravessa o Equador Celeste de Sul para Norte, significando o fim do Inverno para o hemisfério Norte. De forma semelhante, quando o Sol passar para o Equinócio Autumnal (normalmente a 21 de Setembro), ele atravessa o Equador Celeste de Norte para Sul, significando o fim do Inverno para o hemisfério Sul.

As localizações na Terra podem ser indicadas segundo um sistema de coordenadas esférico. O sistema de coordenadas geográficas (“mapeamento da terra”) está alinhado com o eixo de rotação da Terra. Ele define dois ângulos medidos a partir do centro da Terra. Um ângulo, chamado de Latitude, mede o ângulo entre qualquer ponto e o Equador. O outro ângulo, chamado de Longitude, mede o ângulo ao longo do Equador a partir de um ponto arbitrário na Terra (Greenwich, na Inglaterra, é o ponto de longitude-zero aceite na maioria das sociedades modernas).

Se combinar estes dois ângulos, poderá ser indicada qualquer localização na Terra. Por exemplo, Lisboa tem uma latitude de 38,42 graus Norte e uma longitude de 9,11 graus Oeste. Por isso, se traçar um vector desde o centro da Terra até um ponto a 38,42 graus acima de Equador e 9,11 graus a oeste de Greenwich, Inglaterra, irá passar por Lisboa.

O Equador é obviamente uma parte importante deste sistema de coordenadas; ela representa o ponto-zero do ângulo da latitude e é o ponto intermédio entre os pólos. O Equador é o Plano Fundamental do sistema de coordenadas geográficas. Todos os Sistemas de Coordenadas Esféricas definem um desses Planos Fundamentais.

As linhas de latitude constante são chamadas de Paralelos. Eles traçam circunferências à superfície da Terra, mas o único paralelo que é um Grande Círculo é o Equador (Latitude=0 graus). As linhas de longitude constante são chamadas de Meridianos. O Meridiano que passa por Greenwich é o Meridiano Primo (longitude=0 graus). Ao contrário dos Paralelos, todos os Meridianos são grandes círculos e não são paralelos: eles intersectam-se nos pólos Norte e Sul.

Considere uma esfera, como a Terra ou a Esfera Celeste. A intersecção de qualquer plano com essa esfera irá resultar num círculo à superfície da esfera. Se o plano conter o centro da esfera, considera-se que o círculo de intersecção é um Grande Círculo. Os grandes círculo são os maiores círculos que poderão ser desenhados numa esfera. Também a menor distância entre dois pontos quaisquer numa esfera é sempre ao longo de um grande círculo.

Alguns exemplos de grandes círculos na esfera celeste incluem: o Horizonte, o Equador Celeste e a Eclíptica.

O Horizonte é a linha que separa a Terra do Céu. Mais precisamente, é a linha que divide todas as direcções em que você possa olhar em duas categorias: aquelas que intersectam a Terra e as que não. Em muitas localizações, o Horizonte está obstruído por árvores, prédios, montanhas, etc.. Contudo, se você estiver num navio em pleno mar, o Horizonte está perfeitamente definido.

O horizonte é o Plano Fundamental do Sistema de Coordenadas Horizontal. Por outras palavras, é o conjunto de pontos que têm uma Altitude de zero graus.

Como foi explicado no artigo do Tempo Sideral, a Ascenção Recta de um objecto indica o Tempo Sideral a que ela irá passar por cima do seu Meridiano Local. O Ângulo Horário de um objecto está definido como a diferença entre o Tempo Sideral Local e a Ascenção Recta do objecto:

AH_obj = TSL - AR_obj

Como tal, o Ângulo Horário do objecto indica quanto Tempo Sideral passou desde que o objecto esteve no Meridiano Local. É também a distância angular entre o objecto e o meridiano, medida em horas (1 hora = 15 graus). Por exemplo, se um objecto tiver um ângulo horário de 2,5 horas, significa que passou no Meridiano Local há 2,5 horas, e que está de momento 37,5 graus a Oeste do Meridiano. Os Ângulos Horários Negativos indicam o tempo até à próxima passagem no Meridiano Loca. Claro que um Ângulo Horário igual a zero significa que o objecto está de momento no Meridiano Local.

O Meridiano Local é um Grande Círculo na Esfera Celeste que é perpendicular ao Horizonte local. Ele passa pelo ponto Norte do horizonte, através do Pólo Celeste até ao Zénite, e através do ponto Sul do horizonte.

Dado que estão fixas no Horizonte local, as estrelas parecerão que passam para lá do Meridiano Local à medida que a Terra roda. Você poderá usar a Ascensão Recta de um objecto e o Tempo Sideral Local para determinar quando irá passar pelo seu Meridiano Local (veja o Ângulo Horário).

A Precessão é a mudança gradual da direcção do eixo de rotação da Terra. O eixo de rotação traça um cone, que completa um circuito completo em 26 000 anos. Se você já alguma vez rodou um pião ou uma "rapa", o “movimento” do topo do objecto à medida que vai rodando é a precessão.

Dado que a direcção do eixo de rotação da Terra muda, o mesmo acontece com os Pólos Celestes.

A razão para a precessão da Terra é complicada. A Terra não é uma esfera perfeita, sendo ligeiramente achatada, o que significa que o Grande Círculo do equador é maior do que um grande círculo “meridional” que passe pelos pólos. Do mesmo modo, a Lua e o Sol situam-se fora do plano equatorial da Terra. Em resultado disso, a força gravitacional da Terra do Sol e da Lua na Terra oblonga induz um ligeiro momento ou torque para além de uma força linear. Este momento no corpo em rotação da Terra conduz ao movimento de precessão.

O Zénite é o ponto no céu para onde você está a olhar quando você olha “exactamente para cima” a partir do chão. Mais precisamente, é o ponto no céu com uma Altitude de +90 Graus; é o pólo do Sistema de Coordenadas Horizontal. Geometricamente, é o ponto da Esfera Celeste que é intersectado por uma linha desenhada desde o centro da Terra até à sua localização à superfície da Terra.

O Zénite é, por definição, um ponto ao longo do Meridiano Local.

O Calendário Juliano é uma forma de definir a data actual com base numa quantidade simples do número de dias que passaram desde uma data arbitrariamente remota. Este número de dias é chamado de Dia Juliano, abreviado para DJ. O ponto inicial, DJ=0, é o 1 de Janeiro de 4713 AC (ou 1 de Janeiro de -4712, dado que não havia ano '0'). Os Dias Julianos são muito úteis porque facilitam a determinação do número de dias entre dois eventos, subtraindo simplesmente os seus dias julianos. Esse cálculo é complicado para o calendário normal (Gregoriano), dado que os dias se agrupam em meses que contêm um número variável de dias, e existe a complicação adicional dos Anos Bissextos.

A conversão do calendário-padrão (o Gregoriano) para os dias Julianos e vice-versa é melhor se for deixada para um programa especial criado para o fazer, como a Calculadora Astronómica do KStars. Contudo, para os interessados, existe um exemplo simples para um conversor de dias Gregorianos para Julianos:

DJ = D - 32075 + 1461*( A + 4800 + ( M - 14 ) / 12 ) / 4 + 367*( M - 2 - ( M - 14 ) / 12 * 12 ) / 12 - 3*( ( A + 4900 + ( M - 14 ) / 12 ) / 100 ) / 4

em que o D é o dia (1-31), o M é o mês (1-12) e o A é o ano (1801-2099). Tenha em atenção que esta fórmula só funciona para as datas entre 1801 e 2099. As datas mais remotas precisam de uma transformação mais complicada.

Um exemplo de uma dia Juliano é o: DJ 2440588, que corresponde a 1 de Janeiro de 1970.

Os Dias Julianos podem também ser usados para indicar a hora; o tempo do dia expresso como a fracção de um dia inteiro, em que o meio-dia é o ponto 0 (zero). Por isso, as 15 horas do 1 de Janeiro de 1970 corresponde ao DJ 2440588,125 (dado que as 15h são 3 horas a partir do meio-dia e 3/24 = 0,125 dias). Repare que o Dia Juliano é determinado sempre a partir do Tempo Universal, não do Tempo Local.

Os astrónomos usam certos valores dos Dias Julianos como pontos de referência importantes, chamados de Épocas. Uma época largamente usada é a J2000; que corresponde ao Dia Juliano para o 1 de Jan de 2000 ao meio-dia = DJ 2451545,0.

Existe muita mais informação sobre os Dias Julianos na Internet. Um bom ponto de partida é o Observatório Naval dos E.U.A. Se este 'site' não estiver disponível ao ler isto, tente procurar por “Julian Day” com o seu motor de busca favorito.

A Terra tem duas grandes componentes de movimento. Primeiro, ela gira sobre o seu eixo de rotação; uma rotação completa dá origem a um Dia completo. Segundo, ela roda à volta do Sol; uma rotação orbital completa leva um Ano a terminar.

Normalmente, existem 365 dias num ano do calendário, mas o facto é que um ano verdadeiro (isto é, uma órbita completa da Terra à volta do Sol; também chamado de ano tropical) é um pouco maior do que 365 dias. Por outras palavras, no tempo que leva a Terra a completar um circuito orbital, ela completa 365,24219 rotações em torno do seu eixo. Não se surpreenda com isto; não existe nenhuma razão especial para esperar que os movimentos de rotação e de translação da Terra fossem sincronizados, de qualquer forma. Contudo, torna a marcação do tempo no calendário um pouco estranha...

O que aconteceria se simplesmente se ignorasse a 0,24219 de rotação no fim do ano, e simplesmente se definisse que um ano do calendário teria sempre 365 dias certos? O calendário é basicamente uma representação do progresso da Terra à volta do Sol. Se esse ligeiro pedaço fosse ignorado no fim de cada ano, então com passagem de cada ano, a data do calendário ficaria cada vez mais atrás em relação à posição verdadeira da Terra à volta do Sol. Dentro de algumas décadas, as datas dos solstícios e dos equinócios ter-se-ia desviado notoriamente.

De facto, acontecia antigamente que todos os anos tinham 365,0 dias e o calendário “desviou-se” das estações exactas, em resultado disso. No ano 46 AC, Júlio César estabeleceu o Calendário Juliano, que implementou os primeiros anos bissextos: Ele decidiu que cada 4º ano teria 366 dias, como tal um ano teria 365,25 dias em média. Isto basicamente resolver o problema do desvio do calendário.

Contudo, o problema não ficou completamente resolvido pelo calendário Juliano, porque um ano tropical não tem 365,25 dias; tem 365,24219. Você ainda continua a ter um problema de desvio do calendário, só que simplesmente leva muitos séculos até se tornar notório. Deste modo, em 1582, o Papa Gregório XIII instituiu o calendário Gregoriano, que era em grande medida o mesmo que o Calendário Juliano, com um truque adicional para os anos bissextos: até os anos dos séculos (aqueles que terminam em “00”) só são anos bissextos se forem divisíveis por 400. Por isso, os anos 1700, 1800 e 1900 não foram bissextos (ainda que tivessem sido, segundo o Calendário Juliano), mas de facto o ano 2000 foi um ano bissexto. Esta mudança faz com que o tamanho médio de um dia seja de 365,2425 dias. Por isso, ainda existe um ligeiro desvio do calendário, mas ele acumula-se num erro de apenas 3 dias em 10 000 anos. O calendário Gregoriano é ainda usado como um calendário-padrão por todo o mundo.

O Tempo Sideral literalmente significa “tempo estelar”. O tempo que estamos habituados a usar no nosso dia-a-dia é o Tempo Solar. A unidade fundamental do Tempo Solar é um Dia: o tempo que leva o Sol a passar em 360 graus à volta do céu, devido à rotação da Terra. As unidade mais pequenas do Tempo Solar são apenas divisões de um Dia:

Contudo, existe um problema com o Tempo Solar. A Terra não roda de facto 360 graus num Dia Solar. A terra está em órbita à volta do Sol e durante o curso de um dia, move-se cerca de um grau ao longo da sua órbita (360 graus/365.25 dias para uma órbita completa = cerca de um grau por dia). Por isso, em 24 horas, a direcção ao Sol varia em cerca de um grau. Como tal, a Terra tem de rodar 361 graus para fazer com que o Sol pareça ter viajado 360 graus à volta no céu.

Na astronomia, existe a preocupação sobre quanto tempo leva a Terra a rodar em relação às estrelas “fixas” e não ao Sol. Por isso, seria interessante uma escala temporal que removesse a complicação da órbita da Terra à volta do Sol e que se focasse no tempo que leva a terra a rodar 360 graus em relação às estrelas. Este período de rotação é chamado de Dia Sideral. Em média, é 4 minutos mais curto que um Dia Solar, devido ao grau extra que a Terra roda num Dia Solar. Em vez de definir um Dia Sideral como sendo igual a 23 horas, 56 minutos, definem-se Horas, Minutos e Segundos Siderais que são a mesma fracção de um dia para as unidades Solares correspondentes. Deste modo, um segundo solar = 1,00278 segundos siderais.

O Tempo Sideral é útil para determinar onde as estrelas se encontram numa dada altura. O Tempo Sideral divide uma rotação completa da Terra em 24 Horas Siderais; de forma similar, o mapa do céu é dividido em 24 Horas de Ascenção Recta. Não é nenhuma coincidência; o Tempo Sideral Local (TSL) indica a Ascenção Recta n o céu que está a passar de momento no Meridiano Local. Por isso, se uma estrela tiver uma Ascenção Recta de 05h 32m 24s, estará no seu meridiano à LST=05:32:24. Mais genericamente, a diferença entre a AR de um objecto e o Tempo Sideral indica-lhe quão longe do meridiano está o objecto. Por exemplo, o mesmo objecto com TSL=06:32:24 (uma hora sideral depois), estará uma hora de Ascenção Recta a oeste do seu meridiano, o que equivale a 15 graus. Esta distância angular do meridiano chama-se o Ângulo Horário do objecto.

A Terra é redonda e está sempre semi-iluminada pelo Sol. Contudo, como a Terra está a rodar, a metade que está iluminada está sempre a mudar. As pessoas passam por isso à medida que os dias passam à superfície da Terra. A um dado instante, existem locais na Terra que passam da parte escura para a parte iluminada (que é visto como o amanhecer à superfície). No mesmo instante, do lado oposto da terra, existem pontos que estão a passar da parte iluminada para a escuridão (que é visto como o anoitecer nessas localizações). Por isso, numa dada hora, os diferentes locais da Terra estão a passar por diferentes partes do dia. Daí, a Hora Solar é definida localmente, de modo que a hora do relógio em qualquer localização descreve a parte do dia de forma consistente.

Esta localização no tempo é acompanhada, dividindo o globo em 24 fatias verticais chamadas de Fusos Horários. O Tempo Local é o mesmo em qualquer zona indicada, mas a hora em cada fuso horário é uma hora mais cedo do que a agora no fuso-horário vizinho a Este. De facto, esta é uma simplificação idealizada; os limites dos fusos-horários não são linhas verticais perfeitas, porque normalmente seguem limites nacionais e outras considerações políticas.

Repare que, devido ao facto de o Tempo Local aumentar sempre uma hora quando muda de zona para Este, na altura em que você percorrer todos os 24 fusos-horários, você está um dia inteiro à frente do que quando começou. A comunidade lida com este paradoxo, definindo a Linha de Datas Internacional, que é um limite de fusos-horários no Oceano Pacífico entre a Ásia e a América do Norte. Os pontos a Este desta linha estão 24 horas atrás dos pontos a Oeste da linha. Isto dá origem a alguns fenómenos interessantes. Um voo directo da Austrália à Califórnia chega antes de partir. Do mesmo modo, as ilhas Fiji são atravessadas pela Linha de Data Internacional, por isso você tiver um mau dia do lado Oeste de Fiji, poderá ir para o lado Este e voltar a viver o mesmo dia de novo.

A hora nos nossos relógios é essencialmente uma medida da posição actual do Sol no céu e difere para os locais em longitudes diferentes porque a Terra é redonda (veja nos Fusos-Horários).

Contudo, é necessário normalmente definir um tempo global, que seja igual para todos os locais da Terra. Uma forma de o fazer é pegar num local da Terra e adaptar a hora local desse local como o Tempo Universal, abreviado para UT. (O nome é ligeiramente enganador, porque o Tempo Universal tem pouco a ver com o Universo. Poderá ser mais adequado se for visto como um tempo global).

A localização geográfica escolhida para representar o Tempo Universal é em Greenwich, na Inglaterra. A escolha é arbitrária e histórica. O Tempo Universal tornou-se um conceito importante, quando os navios Europeus começaram a navegar em pleno-mar, longe de quaisquer marcas terrestres. Um navegador conseguia reconhecer a longitude do barco comparando o Tempo Local (medido pela posição do Sol) com a hora do porto de partida (registada com um relógio preciso a bordo do navio). Greenwich foi a casa do Observatório Real de Inglaterra, entidade que foi encarregada de registar com enorme precisão a hora, para que os navios no porto pudessem calibrar de novo os seus relógios antes de partirem.

Um corpo negro refere-se a um objecto opaco que emite radiação térmica. Um corpo negro perfeito é um que absorve toda a luz recebida e não reflecte nenhuma. À temperatura ambiente, um desses objectos iria aparecer perfeitamente preto (daí o termo corpo negro). Contudo, se for aquecido a uma alta temperatura, um corpo negro irá começar a brilhar com radiação térmica.

De facto, todos os objectos emitem radiação térmica (desde que a sua temperatura esteja acima do Zero Absoluto, ou seja, -273,15 graus Celsius), mas nenhum objecto emite radiação térmica perfeitamente; em vez disso, são melhores a emitir/absorver alguns comprimentos de onda de luz do que outros. Essas eficiências desequilibradas tornam difícil o estudo da interacção da luz, calor e matéria com os objectos normais.

Felizmente, é possível construir um corpo negro quase perfeito. Crie uma caixa feita com um material condutor térmico, como por exemplo metal. A caixa deverá ser perfeitamente fechada em todos os lados, de modo que o interior forme uma cavidade que não receba luz da zona em redor. Depois, faça um pequeno furo num sítio qualquer da caixa. A luz que sair desse buraco irá relembrar a luz de um corpo negro ideal, para a temperatura do ar dentro da caixa.

No início do século XX, os cientistas Lord Rayleigh e Max Planck (entre outros) estudaram a radiação dos corpos negros com um dispositivo do género. Depois de muito trabalho, Planck foi capaz de descrever empiricamente a intensidade de luz emitida por um corpo negro em função do comprimento de onda. Para além disso, foi capaz de descrever como esse espectro seria alterado à medida que a temperatura mudava. O trabalho de Planck sobre a radiação dos corpos negros é uma das áreas da física que levou à fundação da ciência maravilhosa que é a Mecânica Quântica, mas isso está infelizmente para além do âmbito deste artigo.

O que Planck e os outros encontraram foi que, à medida que a temperatura de um corpo negro aumenta, a quantidade total de luz emitida por segundo aumenta e o comprimento de onda do pico do espectro muda para cores mais azuis (ver Figura 1).

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Figura 1

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Por exemplo, uma barra de ferro torna-se vermelha-alaranjada quando é aquecida a altas temperaturas e a sua cor vai mudando progressivamente para azul e para branco à medida que vai sendo ainda mais aquecida.

Em 1893, o físico alemão Wilhelm Wien quantificou a relação entre a temperatura do corpo negro e o comprimento de onda do pico espectral com a seguinte equação:

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em que T é a temperatura em Kelvin. A lei de Wien declara que o comprimento de onda da emissão máxima de um corpo negro é inversamente proporcional à sua temperatura. Isto faz sentido; a luz com comprimentos de onda mais curtos (com maior frequência) corresponde a fotões com maior energia, que é o que iria esperar de um objecto a uma temperatura mais elevada.

Por exemplo, o Sol tem uma temperatura média de 5 800 K, por isso o comprimento de onda da emissão máxima é dado por:

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Este comprimento de onda cai na região do verde no espectro de luz visível, mas o Sol irradia continuamente fotões com comprimentos maiores e menores do que o lambda(máx) e os olhos humanos vêem a cor do sol como amarela/branca.

Em 1879, o físico austríaco Stephan Josef Stefan mostrou que a luminosidade de um corpo negro, L, é proporcional à 4a potência da sua temperatura T.

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em que A é a área da superfície, o 'alfa' é uma constante de proporcionalidade e o T é a temperatura em Kelvin. Isto é, se duplicarmos a temperatura (p.ex. de 1000 K para 2000 K), então a energia total irradiada a partir de um corpo negro aumenta por um factor de 2^4 ou 16.

Cinco anos depois, o físico austríaco Ludwig Boltzman derivou a mesma equação, agora conhecida como a lei de Stephan-Boltzman. Se assumirmos uma estrela esférica com raio R, então a luminosidade dessa estrela é

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em que R é o raio da estrela em cm, e o alfa é a constante de Stephan-Boltzman, que tem o valor:

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Os cientistas estão agora bastante à vontade com a ideia de que 90% da massa do universo está numa forma de matéria que não consegue ser vista.

Apesar de mapas compreensíveis do universo em redor que cobre o espectro desde o rádio até aos raios-gama, só é possível contabilizar 10% da massa que deverá existir. Como Bruce H. Margon, um astrónomo da Universidade de Washington, disse ao New York Times em 2001: [É uma situação relativamente embaraçosa admitir que não conseguimos encontrar 90 por cento do universo].

O termo atribuído a esta “massa em falta” é de Matéria Negra, e essas duas palavras resumem bastante o que sabe acerca o assunto nesta altura. Sabe-se que existe “Matéria”, porque é possível ver os efeitos da sua influência gravitacional. Contudo, a matéria não emite nenhuma radiação electromagnética de todo, daí ser “Negra”. Existem várias teorias a ter em conta para a massa em falta que vão desde a existência de partículas subatómicas exóticas até uma população de buracos negros isolados, até algumas anãs castanhas e brancas menos exóticas. O termo “massa em falta” poderá ser enganador, dado que a massa em si não está em falta, somente a sua luz. Mas o que é exactamente a matéria negra e como é que se sabe que ela existe, se não é possível vê-la?

A história começou em 1933 quando o astrónomo Fritz Zwicky estava a estudar os movimentos dos enxames massivos e distantes de galáxias, especificamente o enxame de Coma e de Virgo (Virgem). Zwicky estimou a massa de cada galáxia do enxame, com base na sua luminosidade e adicionou todas as massas da galáxia para obter a massa total do enxame. Ele então fez uma segunda estimativa independente da massa do enxame, medindo os desvios nas velocidades das galáxias individuais no conjunto. Para surpresa dele, esta segunda estimativa da massa dinâmica era 400 vezes maior do que a estimativa feita com base na luz da galáxia.

Ainda que a prova fosse forte na altura de Zwicky, foi só nos anos 70 que os cientistas começaram a explorar esta discrepância como deve ser. Foi nessa altura que a existência de Matéria Negra começou a ser levada a sério. A existência dessa matéria não só iria resolver o défice de massa nos enxames de galáxias; iria também ter consequências mais verosímeis para a evolução e o destino do próprio universo.

Outro fenómeno que sugeriu a necessidade da existência de matéria negra são as curvas de rotação das Galáxias em Espiral. As Galáxias em Espiral contêm uma grande população de estrelas que orbitam à volta do centro galáctico em órbitas quase circulares, da mesma forma que os planetas orbitam à volta de uma estrela. Como as órbitas planetárias, as estrelas com órbitas galácticas maiores têm à partida velocidades orbitais menores (isto é apenas uma aplicação da 3a Lei de Kepler). De facto, a 3a lei de Kepler só se aplica às estrelas perto do perímetro de uma Galáxia em Espiral, porque assume que a massa englobada pela órbita é constante.

Contudo, os astrónomos têm feito observações das velocidades orbitais das estrelas nas partes exteriores de um grande conjunto de galáxias em espiral, e nenhuma delas segue a 3a Lei de Kepler, como seria de esperar. Em vez de saltarem para fora com raios maiores, as velocidades orbitais mantêm-se , de forma espantosa, constantes. A implicação é que a massa englobada pelas órbitas com maiores raios aumenta, mesmo para as estrelas que estão aparentemente no limite da galáxia. Embora estejam no limite da parte luminosa da galáxia, a mesma tem um perfil de massa que aparentemente continua presente para além das regiões ocupadas pelas estrelas.

Existe outra forma de pensar sobre o assunto: Considere as estrelas perto do perímetro de uma galáxia em espiral, com velocidades orbitais típicas de 200 quilómetros por segundo. Se a galáxia consistisse apenas na matéria visível, essas estrelas iriam voar muito rapidamente para fora da galáxia, porque as as suas velocidades orbitais são quatro vezes maiores que a velocidade de escape da galáxia. Dado que as galáxias não parecem espalhar-se para fora, deverá existir massa na galáxia que não esteja a ser tida em conta quando se adicionam todas as partes visíveis.

Vieram a lume várias teorias na literatura para ter em conta a massa em falta como a WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles - Partículas de Massa com Interacções Fracas), MACHOs (MAssive Compact Halo Objects - Objectos de Massa Compactos e com Halo), os buracos negros primordiais, os neutrinos de massa, entre outras, cada uma com os seus prós e contra. Não foi ainda aceite uma única teoria pela comunidade astronómica, dado que faltam os meios para testar de forma conclusiva uma teoria face a outra.

O fluxo é a quantidade de energia que passa por uma unidade de área em cada segundo.

Os astrónomos usam o fluxo para denotar o brilho aparente de um corpo celeste. O brilho aparente é definido como a quantidade de luz recebida de uma estrela acima da atmosfera da terra e que passa por uma área unitária a cada segundo. Deste modo, o brilho aparente é apenas o fluxo que recebemos de uma estrela.

O fluxo mede a taxa do fluxo de energia que passa através de cada cm^2 (ou qualquer área unitária) da superfície de um objecto em cada segundo. O fluxo detectado depende da distância da fonte que irradia a energia. Isto deve-se ao facto de a energia se espalhar num dado volume de espaço antes de nos atingir. Vamos assumir que temos um balão imaginário que enclausura uma estrela. Cada ponto do balão representa uma unidade de energia emitida a partir da estrela. Inicialmente, os pontos numa área de um cm^2 estão próximos uns dos outros e o fluxo (a energia emitida por centímetro quadrado por segundo) é alta. Ao fim de uma distância 'd', o volume e a área da superfície do balão aumentaram, fazendo com que os pontos se espalhem entre si. Por consequência, o número de pontos (ou energia) contido em cada cm^2 diminuiu, como se ilustra na Figura 1.

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Figura 1

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O fluxo é inversamente proporcional à distância por uma relação de r^2. Como tal, se a distância duplicar, iremos receber 1/2^2 ou 1/4 do fluxo original. Num ponto de vista fundamental, o fluxo é a luminosidade por área unitária:

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em que o (4 * PI * R^2) é a área da superfície de uma esfera (ou de um balão!) com um raio R. O fluxo é medido em Watts/m^2/s ou, como é denominado normalmente pelos astrónomos: Ergs/cm^2/s. Por exemplo, a luminosidade do Sol é de L = 3,90 * 10^26 W. Isto é, num segundo, o Sol irradia 3,90 * 10^26 Joules de energia para o espaço. Deste modo, o fluxo que recebemos e que passa por um centímetro quadrado do sol a uma distância de uma UA (1,496 * 10^13 cm) é:

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A Luminosidade é a quantidade de energia emitida por uma estrela a cada segundo.

Todas as estrelas irradiam luz numa gama larga de frequências do espectro electromagnético, desde as ondas de rádio de baixa energia até aos raios altamente energéticos que são os raios-gama. Uma estrela que emita predominantemente na região dos ultra-violetas do espectro produz uma quantidade total de energia com ordens de grandeza maiores que uma estrela que emita principalmente na zona dos infra-vermelhos. Como tal, a luminosidade é uma medida de energia emitida por uma estrela em todos os comprimentos de onda. A relação entre o comprimento de onda e a energia foi quantificada por Einstein como sendo E = h * v em que 'v' é a frequência, o 'h' é a constante de Planck e o 'E' é a energia dos fotões em Joules. Como tal, comprimentos de onda menores (e, deste modo, maiores frequências), correspondem a energias mais altas.

Por exemplo, um comprimento de onda lambda = 10 metros situa-se na região do rádio no espectro electromagnético e têm uma frequência f = c / lambda = 3 * 10^8 m/s / 10 = 30 MHz, em que o 'c' é a velocidade da luz. A energia deste fotão é E = h * v = 6,625 * 10^-34 J s * 30 Mhz = 1,988 * 10^-26 Joules. Por outro lado, a luz visível tem comprimentos de onda muito mais curtos e frequências mais altas. Um fotão que tenha um comprimento de onda lambda = 5 * 10^-9 metros (um fotão esverdeado) tem uma energia E = 3,975 * 10^-17, o que é cerca de mil milhões de vezes mais elevada que um fotão de rádio. Do mesmo modo, um fotão de luz vermelha (com comprimento de onda lambda = 700 nm) tem menos energia que um fotão de luz violeta (comprimento de onda lambda = 400 nm).

A luminosidade depende tanto da temperatura como da área da superfície. Isto faz sentido, porque um tronco irradia mais energia do que um fósforo, ainda que ambos tenham a mesma temperatura. Do mesmo modo, um ferro aquecido a 2000 graus emite mais energia do que se for aquecido a apenas 200 graus.

A luminosidade é uma quantidade muito fundamental na Astronomia e na Astrofísica. Muito do que é aprendido sobre os objectos celeste vem da análise da sua luz. Isto tem a ver com o facto de os processos físicos que ocorrem nas estrelas são registados e transmitidos pela luz. A luminosidade é medida em unidades de energia por segundo. Os astrónomos preferem medir em Ergs, em vez de Watts, ao quantificar a luminosidade.

A Paralaxe é a mudança aparente da posição de um objecto observado, causada por uma mudança da posição do observador. Por exemplo, coloque a sua mão à sua frente ao longo do comprimento do seu braço, e observe um objecto do outro lado da sala por detrás da sua mão. Agora abane a sua cabeça para o seu ombro direito, ficando a sua mão do lado esquerdo do objecto distante. Mude a sua cabeça para o seu ombro esquerdo, para que a sua mão apareça do lado direito do objecto.

Dado que a Terra está em órbita à volta do Sol, o céu é observado a partir de uma posição em movimento constante no espaço. Como tal, será de esperar ver um efeito de paralaxe anual, no qual as posições dos objectos próximos parecem “agitar-se” para trás e para a frente em resposta ao nosso movimento à volta do Sol. Isto acontece de facto, mas as distâncias até mesmo às estrelas mais próximas são tão grandes que você precisa de fazer observações cuidadosas com um telescópio para detectar o efeito^[2].

Os telescópios modernos permitem aos astrónomos usar a paralaxe anual para medir a distância às estrelas mais próximas, recorrendo à triangulação. O astrónomo mede cuidadosamente a posição da estrela em duas datas, distanciadas de seis meses. Quanto mais próxima estiver a estrela do Sol, maior será o desvio aparente na posição desta entre as duas datas.

Durante o período de seis-meses, a Terra fez metade da sua órbita à volta do Sol; neste período a sua posição mudou em 2 Unidades Astronómicas (abreviado como UA; 1 UA é a distância da Terra ao Sol, ou seja, aproximadamente 150 milhões de quilómetros). Isto soa a uma distância muito grande, mas mesmo a estrela mais próxima do Sol (Alfa-Centauro) está a cerca de 40 biliões de quilómetros. Como tal, a paralaxe anual é muito pequena, tipicamente menor do que um segundo de arco, que é aproximadamente 1/3600 de um grau. Uma unidade de distância conveniente para as estrelas mais próximas é o parsec, que é o diminutivo de "parallax arcsecond" (segundo de arco da paralaxe). É igual a 3,26 anos-luz, ou seja, 31 biliões de quilómetros^[3].

O Movimento Retrógrado é o movimento orbital de um corpo numa direcção oposta à normal nos corpos espaciais num dado sistema.

Quando se observa o céu, espera-se que a maioria dos objectos se pareça mover numa dada direcção com a passagem da hora. O movimento aparente da maioria dos corpos no céu é de Este para Oeste. Contudo, é possível observar um corpo a mover-se de Oeste para Este, como por exemplo um satélite artificial ou uma nave que esteja a orbitar em direcção a Este. Esta órbita é considerada um Movimento Retrógrado.

O Movimento Retrógrado é muitas vezes usado como referência para o movimento dos planetas exteriores (Marte, Júpiter, Saturno e assim por diante). Ainda que estes planetas se pareçam mover de Este para Oeste numa base nocturna em resposta à rotação da Terra, eles estão a desviar-se lentamente para Este em relação às estrelas estacionárias, o que poderá ser observado se anotar a posição destes planetas durante várias noites seguidas. Este movimento é normal para estes planetas, contudo, e não é considerado um Movimento Retrógrado. Contudo, dado que a Terra termina a sua órbita num período de tempo mais curto que esses planetas exteriores, normalmente vê-se um planeta exterior como um carro mais rápido numa auto-estrada com várias faixas. Quando isto ocorre, o planeta que está a passar irá parecer parar primeiro o seu desvio para Este e irá parecer que se desloca de volta para Oeste. Isto é o Movimento Retrógrado, dado que está numa direcção oposta à típica dos planetas. Finalmente, à medida que a Terra se move para lá do planeta na sua órbita, este parecerá continuar o seu desvio normal de Oeste-para-Este nas noites sucessivas.

Este Movimento Retrógrado dos planetas confundia os antigos astrónomos Gregos e foi uma razão pela qual eles nomeavam estes corpos de “planetas” o que em Grego significa “viajante”.

As galáxias elípticas são concentrações esféricas de milhares de milhões de estrelas que lembram enxames em grande escala. Elas têm muito pouca estrutura interna, a densidade das estrelas diminui suavemente desde o centro concentrado até à periferia difusa, e poderão ter um intervalo vasto de elípticas (ou proporções nas dimensões). Elas tipicamente contêm muito pouco gás e pó inter-estelar e nenhumas populações estelares novas (ainda que existam excepções a estas regras). Edwin Hubble referiu-se às galáxias elípticas como galáxias “prematuras”, porque pensava que elas iriam evoluir de forma a transformarem-se em Galáxias em Espiral (que chamava de galáxias “posteriores”). Os astrónomos acreditam agora no oposto (isto é, que as galáxias em espiral se poderão transformar em elípticas), mas a noção de galáxias prematuras e posteriores são ainda usadas.

Antigamente vistas como um tipo de galáxia simples, as elípticas são vistas agora como sendo bastante complexas. Parte desta complexidade é devida à sua história espantosa: as elípticas eram vistas como o produto final de duas galáxias em espiral. Você poderá ver um filme MPEG de uma simulação em computador de uma dessas fusões nesta página Web do HST da NASA (aviso: o ficheiro tem 3,4 MB).

As galáxias elípticas variam num intervalo bastante vasto de tamanhos e luminosidades, desde as gigantes elípticas com várias centenas de milhares de anos-luz de largura até às elípticas anãs que são apenas um pouco mais brilhantes que o enxame em globo médio. Estas estão divididas em várias classes morfológicas:

As galáxias em espiral são enormes conjuntos de biliões de estrelas, a maioria das quais está achatada em forma de um disco, com um aglomerado esférico e brilhante de estrelas no seu centro. Dentro do disco, existem braços tipicamente brilhantes onde as estrelas mais novas e brilhantes se encontram. Estes braços rodam a partir do centro num padrão em espiral, dando às galáxias esse nomes. As galáxias em espiral parecem-se com os furacões ou com a água a fluir por um buraco abaixo. São dos objectos mais bonitos do céu.

As galáxias classificam-se segundo um “diagrama em garfo ajustável”. O fim do garfo classifica as galáxias elípticas numa escala desde a mais redonda, que é uma E0, até aquelas que parecem quase achatadas, que são denominadas de E7. Os “dentes” do garfo são onde os dois tipos de galáxias em espiral se classificam: espirais normais e “em barras”. Uma espiral em barra é uma cujo núcleo está esticado numa linha, de modo que parece que tem uma “barra” de estrelas no seu centro.

Ambos os tipos de galáxias em espiral são sub-classificados de acordo com a proeminência do seu “núcleo” central de estrelas, o seu brilho total à superfície e quão apertados estão os seus braços em espiral. Estas características estão relacionadas, de modo que uma galáxia Sa tem um núcleo central grande, um brilho superficial elevado e braços em espiral apertados. Uma galáxia Sb tem um núcleo mais pequeno, um disco menos brilhante e braços mais soltos do que uma Sa, e assim por diante até à Sc e Sd. As galáxias em barra usam o mesmo esquema de classificação, indicado pelos tipos SBa, SBb, SBc e SBd.

Existe outra classe de galáxias chamada de S0, que é morfologicamente um tipo transitório entre as espirais verdadeiras e as elípticas. Os seus braços em espiral são tão apertados que são quase imperceptíveis; as galáxias S0 têm discos com um brilho uniforme e têm também um núcleo extremamente dominante.

A Via Láctea, que é onde se encontra a Terra e todas as estrelas no nosso céu, é uma Galáxia em Espiral, e crê-se que seja uma espiral em barra. O nome “Via Láctea” diz respeito a uma banda de estrelas muito fracas no céu. Esta banda é o resultado de olhar para o plano do disco na nossa galáxia, a partir da perspectiva que temos dela.

As galáxias em espiral são entidades muito dinâmicas. São os berços de formação das estrelas e contêm muitas estrelas novas nos seus discos. Os seus núcleos tendem a ser feitos de estrelas mais antigas e os seus halos difusos são criados a partir das estrelas mais antigas do Universo. A formação de estrelas está activa nos discos, porque é onde o gás e o pó estão mais concentrados; o gás e o pó são os blocos de construção da formação de estrelas.

Os telescópios modernos revelaram que muitas galáxias em espiral contêm buracos negros bastante activos nos seus centros, com massa que podem atingir o equivalente a milhares de milhões de Sóis! Tanto as galáxias elípticas como as em espiral são conhecidas por conter estes objectos exóticos; de facto, muitos astrónomos acreditam agora que todas as galáxias grandes contêm um buraco negro enorme no seu núcleo. A própria Via Láctea é conhecida por alojar um buraco negro com uma massa milhões de vezes maior que a massa de uma estrela.

2500 anos atrás, o astrónomo e ancião Grego Hipparchus classificou o brilho das estrelas visíveis no céu numa escala de 1 a 6. Ele chamou às estrelas mais brilhantes do céu as de “primeira magnitude”, e às estrelas mais pálidas chamou de “sexta magnitude”. Incrivelmente, dois milénios e meio depois, a classificação de Hipparchus ainda é bastante usada pelos astrónomos, se bem que tem sido modernizada e quantificada desde então.

A escala moderna de magnitudes é uma medida quantitativa do fluxo de luz que provém de uma estrela, com uma escala logarítmica:

m = m_0 - 2.5 log (F / F_0)

Se você não percebe a matemática disto, simplesmente diz que a magnitude de uma dada estrela (m) é diferente da de uma estrela-padrão qualquer (m_0) em 2,5 vezes o logaritmo da relação entre os seus fluxos. O facto de '2,5 * log' significa que se a relação do fluxo for de 100, a diferença de magnitudes é de 5 mag. Por isso, uma estrela de 6a magnitude é 100 vezes mais fraca que uma estrela de 1a magnitude. A razão pela qual a classificação simples de Hipparchus se traduz para uma função relativamente complexa tem a ver com o facto de o olho humano reagir logaritmicamente à luz.

Existem diversas escalas de magnitude diferentes em uso, onde cada uma serve um propósito diferente. A mais comum é a escala da magnitude aparente; esta é apenas a medida de quão brilhantes as estrelas (e os outros objectos) parecem ao olho humano. A escala da magnitude aparente define que a estrela Vega tem uma magnitude 0,0 e atribui as magnitudes a todos os outros objectos, usando a equação acima, e uma medida da relação do fluxo de cada objecto em relação a Vega.

É difícil perceber as estrelas usando apenas as magnitudes aparentes. Imagine duas estrelas no céu com a mesma magnitude aparente, como tal deverão parecer igualmente brilhantes. Você não pode saber só por olhar se as duas têm o mesmo brilho intrínseco; é possível que uma estrela seja intrinsecamente mais brilhante, mas esteja mais longe. Se soubéssemos as distâncias às estrelas (veja o artigo sobre a paralaxe), poderíamos ter em conta a sua distância e atribuir magnitudes absolutas que iriam reflectir o seu brilho verdadeiro e intrínseco. A magnitude absoluta está definida como a magnitude absoluta que a estrela teria se fosse observada a uma distância de 10 parsecs (1 parsec equivale a 3,26 anos-luz, ou seja, 3,1 x 10^18 cm). A magnitude absoluta (M) pode ser determinada a partir da magnitude aparente (m) e da distância em parsecs (d) usando a fórmula:

M = m + 5 - 5 * log(d) (repare que M=m quando d=10).

A escala de magnitude moderna não se baseia mais no olho humano; baseia-se em placas fotográficas e em fotómetros fotoeléctricos. Com os telescópios, podem-se ver os objectos mais fracos do que o Hipparchus podia ver com os seus olhos sem nenhum auxílio, como tal a escala foi extendida para além da 6a magnitude. De facto, o Telescópio Espacial Hubble consegue registar as estrelas com uma fraqueza ao nível da 30a magnitude, o que é um bilionésimo do fluxo de Vega.

Uma nota final: a magnitude é normalmente medida através de um filtro de cor de um tipo qualquer, e essas magnitudes são demarcadas por um índice que descreve o filtro (isto é, o m_V é a magnitude através de um filtro “visual”, que é esverdeado, o m_B é a magnitude através de um filtro azul ('blue') e o m_pg é a magnitude de uma placa fotográfica, etc.).

As estrelas parecem ser exclusivamente brancas à primeira vista. Mas se olharmos com atenção, poderemos encontrar um conjunto de cores: azul, branco, vermelho ou até mesmo dourado. Na constelação de Inverno Orion, é visto um contraste bonito entre a Betelgeuse vermelha na axila de Orion e a Bellatrix azul no ombro. O que faz com que as estrelas exibam cores diferentes era um mistério até há dois séculos atrás, quando os físicos ganharam uma compreensão suficiente da natureza da luz e das propriedades da matéria em temperaturas extremamente elevadas.

Especificamente, foi a física da radiação dos corpos negros que permitiu compreender a variação das cores das estrelas. Logo depois de a radiação dos corpos negros ter sido compreendida, notou-se que o espectro das estrelas é bastante semelhante à radiação das curvas dos corpos negros a várias temperaturas, desde poucos milhares de Kelvin até ~50 000 Kelvin. A conclusão óbvia foi que as estrelas são semelhantes aos corpos negros e que a variação da cor das estrelas é uma consequência directa das suas temperaturas à superfície.

As estrelas frias (i.e., do Tipo Espectral K e M) irradiam a maior parte da sua energia na região dos vermelhos e infra-vermelhos do espectro electromagnético e, deste modo, parecem avermelhadas, enquanto que as estrelas quentes (i.e., do Tipo Espectral O e B) emitem na sua maioria nos comprimentos de onda azul e ultra-violeta, fazendo-as parecer azuladas ou brancas.

Para estimar a temperatura à superfície de uma estrela, poder-se-á usar a relação conhecida entre a temperatura de um corpo negro e o comprimento de onda da luz onde o espectro faz um pico. Isto é, à medida que você aumenta a temperatura de um corpo negro, o pico do seu espectro move-se para os comprimentos de onda mais curtos (azulados) da luz. Isto é ilustrado na Figura 1 onde a intensidade de três estrela hipotéticas é desenhada em relação ao comprimento de onda. O "arco-íris" indica o intervalo de comprimentos de onda visíveis ao olho humano.

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Figura 1

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Este método simples é conceptualmente correcto, mas não pode ser usado para obter as temperaturas das estrelas com precisão, porque as estrelas não são corpos negros perfeitos. A presença de vários elementos na atmosfera da estrela irão provocar a absorção de certos comprimentos de onda. Dado que essas linhas de absorção não estão distribuídas uniformemente pelo espectro, elas poderão desviar a posição do pico do espectro. Para além disso, a obtenção de um espectro útil de uma estrela é um processo intensivo em termos de tempo e é completamente ineficiente para grandes amostras de estrelas.

Um método alternativo usa a fotometria para medir a intensidade de luz que passa através de vários filtros diferentes. Cada filtro permite que somente uma parte do espectro passe através dele, rejeitando todos os outros. Um sistema de fotometria frequentemente usado é o sistema UBV de Johnson. Ele aplica três filtros passa-banda: o U ("Ultra-violeta"), B ("Azul") e o V ("Visível"); caa um ocupa regiões diferentes do espectro electromagnético.

O processo de fotometria UBV envolve a utilização de dispositivos foto-sensíveis (como películas fotográficas ou câmaras CCD) e o apontar de um telescópio para uma estrela para medir a intensidade de luz que passa por cada um dos filtros individualmente. Este procedimento dá três brilhos ou fluxos aparentes (quantidades de energia por cm^2 por segundo) designados por Fu, Fb e Fv. A relação entre os fluxos Fu/Fb e Fb/Fv é uma medida quantitativa da "cor" da estrela, e estas relações podem ser usadas para estabelecer uma escala de temperaturas para as estrelas. De um modo gera, quanto maiores forem as relações Fu/Fb e Fb/Fv de uma estrela, mais quente é a sua temperatura à superfície.

Por exemplo, a estrela Bellatrix de Orion tem um Fb/Fv = 1,22, o que indica que é mais brilhante no filtro B do que no V. Para além disso, a relação Fu/Fb é igual a 2,22, por isso é mais brilhante através do filtro U. Isto indica que a estrela deve ser de facto muito quente, porque a posição do seu pico espectral deverá estar algures no intervalo do filtro U ou num comprimento de onda ainda menor. A temperatura à superfície de Bellatrix (tal como se encontra determinado pela comparação do seu espectro aos modelos detalhados que têm em conta as suas linhas de absorção) é de cerca de 25 000 Kelvin.

Nós podemos repetir esta análise para a estrela Betelgeuse. As suas relações Fb/Fv e Fu/Fb são de 0,15 e 0,18, respectivamente, por isso é mais brilhante em V e mais fraca em U. Por isso, o pico espectral da Betelgeuse deverá ser algures no intervalo do filtro V ou num comprimento de onda ainda maior. A temperatura à superfície da Betelgeuse é de apenas 2 400 Kelvin.

Os astrónomos preferem exprimir as cores das estrelas em termos de uma diferença de magnitudes, em vez de uma relação de fluxos. Como tal, voltando à Bellatrix azul, encontramos um índice de cor igual a

B - V = -2,5 log (Fb/Fv) = -2,5 log (1,22) = -0,22,

De forma semelhante, o índice de cor para a vermelha Betelgeuse é

B - V = -2,5 log (Fb/Fv) = -2,5 log (0,18) = 1,85

Os índices de cores, como a escala de magnitudes, andam para trás. As estrelas quentes e azuis têm valores menores e negativos do B-V do que as estrelas vermelhas e mais frias.

Um astrónomo pode então usar os índices de cores para uma estrela, depois de corrigir os coeficientes de vermelho e da extinção inter-estelar, para obter uma temperatura precisa dessa estrela. A relação entre o B-V e a temperatura está ilustrada na Figura 2.

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Figura 2

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O Sol, com uma temperatura à superfície de 5 800 K, tem um índice de B-V igual a 0,62.

A Calculadora Astronómica do KStars fornece vários módulos que lhe dão acesso directo aos algoritmos usados pelo programa. Os módulos estão organizados por assunto:

Módulo da Distância Angular

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A ferramenta da Distância Angular é usada para medir o ângulo entre quaisquer dois pontos no céu. Você poderá indicar simplesmente as Coordenadas equatoriais do par de pontos desejado e carregar no botão Calcular para obter o ângulo entre os dois pontos.

Existe também um módulo em lote para este módulo. No modo de lote, você indica um ficheiro de entrada que contém quatro números por linha: os valores da AR e da Dec para os pares de pontos. Em alternativa, você poderá indicar um único valor para qualquer uma destas quatro coordenadas no painel da calculadora (os valores correspondentes para o ficheiro de entrada deverão ser omitidos se forem indicados na calculadora).

Logo que tenha indicado o ficheiro de entrada e um ficheiro para o resultado, basta carregar no botão Executar para gerar o ficheiro com o resultado.

Módulo de Coordenadas Aparentes

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O módulo de Coordenadas Aparentes converte as coordenadas do catálogo de um ponto no céu para as suas coordenadas aparentes para qualquer data. As coordenadas dos objectos no céu não são fixas, devido à precessão, à nutação e à aberração. Este módulo tem estes efeitos em conta.

Para usar o módulo, indique primeiro a data e hora de destino na secção da Seguir Data e Hora. Depois, indique as coordenadas do catálogo na secção Coordenadas de Catálogo. Você também poderá indicar a época do catálogo aqui (normalmente igual a 2000,0 para os catálogos de objectos modernos). Finalmente, carregue no botão Calcular, para que as coordenadas do objecto na data-alvo sejam mostradas na secção Coordenadas Aparentes.

Módulo de Coordenadas Elípticas

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Este módulo converte entre coordenadas Equatoriais e coordenadas Elípticas. Primeiro, seleccione as coordenadas a usar na entrada com a secção Escolha as Coordenadas de Entrada. Depois, preencha os valores de coordenadas correspondentes, quer em Coordenadas Elípticas ou Equatoriais. Finalmente, carregue no botão Calcular, para que as coordenadas complementares sejam preenchidas.

Existe também um módulo em lote para este módulo para converter vários pares de coordenadas de uma vez. Você precisa de criar um ficheiro de entrada que contém dois números por linha: os pares de coordenadas de entrada (sejam Equatoriais ou Elípticos). Depois indique as coordenadas que vai usar à entrada e os nomes dos ficheiros de entrada e de resultados. Finalmente, carregue no botão Executar para gerar o ficheiro de resultado que irá conter as coordenadas convertidas (Equatoriais ou Elípticas, isto é, as complementares das que foram escolhidas para a entrada).

Módulo de coordenadas Equatoriais/Galácticas

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Este módulo converte das Coordenadas Equatoriais para as Coordenadas Galácticas e vice-versa. Primeiro, seleccione as coordenadas que deverão ser usadas como valores de entrada na secção de Selecção da Entrada. De seguida, preencha os valores de coordenadas correspondentes tanto na secção de coordenadas galácticas como de coordenadas equatoriais. Finalmente, carregue no botão Calcular para que as coordenadas complementares sejam preenchidas.

Módulo das Coordenadas Horizontais

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Este módulo converte Coordenadas equatoriais em Coordenadas horizontais. Primeiro, seleccione a data, hora e coordenadas geográficas que deseja utilizar no cálculo, na secção Introduza Dados. Em seguida, forneça as coordenadas equatoriais a serem convertidas e sua época na secção Coordenadas Equatoriais. Uma vez premido o botão Calcular, as respectivas coordenadas Horizontais serão mostradas na secção Coordenadas Horizontais.

Módulo de precessão

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Este módulo é semelhante ao módulo de Coordenadas Aparentes, mas só aplica o efeito de precessão, e não o de nutação nem o de aberração.

Para usar o módulo, primeiro indique as coordenadas de entrada e a sua época na secção das Coordenadas Originais. Você precisa também de preencher a época de alvo na secção Coordenadas Precedidas. De seguida, carregue no botão Calcular, para que as coordenadas do objecto, precedidas para a época de alvo, são apresentadas na secção Coordenadas Precedidas.

Módulo de Coordenadas Geodésicas

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O sistema de coordenadas geográficas normal assume que a Terra é uma esfera perfeita. Isto é aproximadamente verdadeiro, por isso e para a maioria dos fins, as coordenadas geográficas são óptimas. Se for necessária uma precisão muito elevada, então ter-se-á de ter em conta a forma verdadeira da Terra. A Terra é um elipsóide; a distância à volta do equador é cerca de 0,3% maior que um Grande Círculo que passe através dos pólos. O Sistema de Coordenadas Geodésicas tem esta forma elipsoidal em conta, e expressa a posição na superfície da terra em coordenadas cartesianas (X, Y e Z).

Para usar o módulo, seleccione primeiro quais as coordenadas que irá usar como dados de entrada na secção Selecção da Entrada. Depois, preencha as coordenadas de entrada na secção Coordenadas Cartesianas ou na Coordenadas Geográficas. Quando você carregar no botão Calcular, as coordenadas correspondentes serão preenchidas.

Módulo de Coordenadas dos Planetas

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O módulo de Coordenadas dos Planetas calcula os dados de posições para qualquer um dos corpos principais do Sistema Solar, para qualquer data, hora e localização geográfica. Basta seleccionar o corpo do sistema solar na lista respectiva e indicar a data, hora e coordenadas geográficas (estes valores estão predefinidos com a configuração actual do KStars). Depois, carregue no botão Calcular para determinar as coordenadas Equatoriais, Horizontais e Elípticas do objecto.

Existe também um módulo em lote para este módulo para converter vários pares de coordenadas de uma vez. Você precisa de criar um ficheiro de entrada que contém os parâmetros de entrada (o corpo do sistema solar, a data, a hora, a longitude e a latitude). Você poderá optar por indicar um valor de uma constante para alguns dos parâmetros da janela de cálculo (estes parâmetros serão omitidos no ficheiro de entrada). Você poderá indicar também qual dos parâmetros de resultado (coordenadas Equatoriais, Horizontais e Elípticas) é que será calculado. Depois indique os nomes dos ficheiros de entrada e de resultados. Finalmente, carregue no botão Executar para gerar o ficheiro de resultado que irá conter os valores calculados.

Módulo da Duração do Dia

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Este módulo calcula o tamanho do dia, assim como as horas do nascer do sol, a passagem do sol (meio-dia solar) e do ocaso para qualquer data do calendário e para qualquer localização da Terra. Preencha primeiros as coordenadas geográficas desejadas e a data, carregando depois no botão Calcular.

Módulo de Equinócios e Solstícios

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O módulo de Equinócios e Solstícios calcula a data e a hora de um equinócio ou solstício para um dado ano. Você indica qual o evento (o Equinócio da Primavera, o Solstício de Verão, o Equinócio de Outono ou o Solstício de Inverno) serão investigados, bem como o ano. Depois carregue no botão Calcular para obter a data e a hora do evento, assim como o comprimento da estação correspondente em dias.

Existe também um módulo em lote para este módulo. Para o usar, precisa de criar um ficheiro de entrada que contém um número por linha, correspondendo ao ano para o qual os dados dos Equinócios e Solstícios serão calculados. Depois indique os nomes dos ficheiros de entrada e de resultados. Finalmente, carregue no botão Executar para gerar o ficheiro de resultado. Cada linha do ficheiro irá conter o ano introduzido, a data e a hora de cada evento e o comprimento de cada estação do ano.

Módulo do Dia Juliano

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Este módulo converte entre a data do calendário, o Dia Juliano e o Dia Juliano Modificado. O Dia Juliano Modificado é simplesmente igual ao Dia Juliano - 2 400 000,5.

Para usar o módulo, seleccione qual das três datas será o dado de entrada e depois preencha esse valor. Finalmente, carregue no botão Calcular, para que os valores correspondentes nos outros dois sistemas de data sejam apresentados.

Dica

Exercício:

Qual a data do calendário a que corresponde o DJM = 0,0?

Módulo de Tempo Sideral

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Este módulo converte entre o Tempo Universal e o Tempo Sideral local. Primeiro, seleccione se quer usar o Tempo Universal ou o Tempo Sideral como valores de entrada na secção de Selecção da Entrada. Você precisa também de indicar uma longitude geográfica e uma data para o cálculo, para além do valor do Tempo Universal ou do Tempo Sideral. Quando você carregar no botão Calcular, o valor correspondente para o outro tempo será apresentado.

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Esta ferramenta desenha a altitude de qualquer objecto como uma função do tempo, para qualquer data e localização na Terra. A secção de topo é um desenho gráfico do ângulo da altitude no eixo vertical e do tempo no eixo horizontal. O tempo é mostrado tanto como tempo local ao longo da parte inferior e como tempo sideral ao longo da superior. A parte inferior de baixo no gráfico é desenhada a verde para indicar que os pontos nesta região estão abaixo do horizonte.

Existem algumas formas de adicionar curvas ao desenho. A forma mais simples de adicionar a curva de um objecto existente é simplesmente indicando o seu nome no campo Nome e carregando em Enter ou no botão Desenhar. Se o texto que indicar for encontrado na base de dados de objectos, a curva do objecto é adicionada ao gráfico. Você também poderá carregar no botão Escolher para abrir a Janela de Procura de Objectos para seleccionar um objecto da lista de objectos conhecidos. Se você quiser adicionar um ponto que não exista na base de dados dos objectos, basta indicar um nome para o ponto e preencher então as coordenadas nos campos RA e Dec. Carregue então no botão Desenhar para adicionar a curva para o seu objecto personalizado ao desenho (tenha em atenção que terá de usar um nome que não exista já na base de dados de objectos para isto funcionar).

Quando você adicionar um objecto ao desenho, a sua curva de altitude vs. tempo é desenhada com uma linha branca grossa e o seu nome é adicionado à lista em baixo e à direita. Os objectos que já estiverem presentes são desenhados com uma linha vermelha mais fina. Você poderá escolher o objecto que é desenhado com a linha grossa a branco se seleccionar o seu nome na lista.

Estas curvas mostram a Altitude dos objectos (o ângulo acima do horizonte) como uma função do tempo. Quando uma curva passar da parte inferior para a superior, o objecto nasceu; quando passar da metade superior para a inferior, ocorreu o seu ocaso. Por exemplo, na imagem, o asteróide Quaoar nasce por volta das 04:00, hora local, e o seu ocaso ocorre perto das 15:00.

A Altitude de um objecto depende de onde você está na Terra e da Data. Por omissão, a ferramenta adopta a Localização e a Data da configuração actual do KStars. Você poderá alterar estes parâmetros na página de Data & Localização. Para alterar a Localização, você poderá carregar no botão Escolher a Cidade... para abrir a janela de Localização Geográfica ou indicar os valores da Longitude e da Latitude manualmente nos campos respectivos e carregar no botão Actualizar. Para alterar a data, use o selector da Data e carregue em Actualizar. Repare que as curvas que você tenha já desenhado serão automaticamente actualizadas quando você alterar a Data e/ou a Localização.

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A Ferramenta de “O Que se Passa Esta Noite?” (WUT) mostra uma lista de objectos que estarão visíveis à noite em qualquer localização e em qualquer data. Por omissão, a Data e a Localização são retiradas da configuração actual da janela principal, mas você poderá alterar ambos os valores com os botões Alterar a Data e Alterar a Localização no cimo da janela do WUT.

A ferramenta do WUT também mostra um pequeno almanaque de dados para a data seleccionada: as horas do nascer e do ocaso do Sol e da Lua, a duração da noite e a fracção de iluminação da Lua.

Por baixo do almanaque, é mostrada a informação do objecto. Os objectos estão organizados por categorias de tipos. Seleccione um tipo de objecto na opção Escolha uma Categoria, para que todos os objectos desse tipo e que estejam acima do horizonte na noite seleccionada sejam mostrados na área Objectos Correspondentes. Por exemplo, na imagem, foi seleccionada a categoria Planetas e os quatro planetas que estão visíveis na noite seleccionada irão aparecer (Marte, Neptuno, Plutão e Urano). Quando for seleccionado um objecto da lista, as suas horas de nascimento, ocaso e passagem são mostradas no painel no canto inferior direito. Para além disso, você poderá carregar no botão Detalhes do Objecto... para abrir a janela de Informações Detalhadas para esse objecto.

Por omissão, a ferramenta WUT mostra todos os objectos acima do horizonte entre o pôr-do-sol e a meia-noite (isto é, “durante a noite”). Você também pode optar por mostrar os objectos que estão visíveis entre a meia-noite e o nascer do sol (isto é, “de madrugada”), ou os objectos visíveis em qualquer altura entre o pôr-do-sol e o nascer do sol (isto é, “a qualquer hora da noite”).

As aplicações do KDE podem ser controladas externamente a partir de outro programa, de uma linha de comandos da consola ou a partir de um 'script', usando o Desktop COmmunication Protocol (DCOP). O KStars tira partido desta funcionalidade para permitir que comportamentos mais complexos possam ser usados em 'scripts' e reproduzidos em qualquer altura. Isto pode ser usado, por exemplo, para criar uma demonstração para uma aula que ilustre um conceito astronómico.

O problemas com os programas do DCOP é que escrevê-los é de certa forma uma espécie de programação, o que poderá ser uma tarefa complicada para aqueles que não têm experiência nenhuma em programação. A Ferramenta de Construção de 'Scripts' oferece uma interface GUI para criar programas ou 'scripts' de DCOP, facilitando a criação de programas complexos.

Introdução ao Construtor de 'Scripts'

Antes de explicar como usar o Construtor de 'Scripts', será dada uma introdução muito breve a todos os componentes GUI; para mais informações, use a função de "O Que É Isto?".

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O Construtor de 'Scripts' é apresentado na imagem acima. A área à esquerda é a do 'Script' Actual; ela mostra a lista dos comandos que compõem o 'script' em elaboração. A zona da direita é o Navegador de Funções; ela mostra uma lista com todas as funções de 'scripts' disponíveis. Por baixo do Navegador de Funções, existe um pequeno painel que irá mostrar uma documentação curta sobre a função seleccionada no Navegador de Funções. O painel por baixo do 'Script' Actual é o painel dos Argumentos da Função; quando for seleccionada uma função no 'Script Actual', este painel irá conter os itens para indicar os valores dos argumentos que a função seleccionada necessita.

Ao longo do topo da janela, existe uma fila de botões que lidam com o 'script' como um todo. Da esquerda para a direita, eles são: Novo 'Script', Abrir um 'Script', Gravar 'Script', Gravar o 'Script' Como... e Testar 'Script'. A função destes botões deverá ser óbvia, talvez exceptuando o último botão. Se carregar em Testar 'Script', o 'script' actual tentará ser executado na janela principal do KStars. Você deverá mover a janela do Construtor do 'Script' da frente antes de carregar nisto, para que possa ver os resultados.

No centro da janela, existe uma coluna de botões que operam em funções individuais do 'script'. De cima para baixo, estas são: Adicionar Função, Remover Função, Copiar Função, Subir e Descer. O Adicionar Função adiciona a função seleccionada de momento no Navegador de Funções na zona do 'Script' Actual (você poderá também adicionar uma função se fizer duplo-click nela). O resto dos botões lidam com a função seleccionada no 'Script Actual', removendo-a, duplicando-a ou mudando a sua posição no 'script' actual.

Automação do Dispositivo com o INDI

O escalonamento e automação do dispositivo é suportado por todos os dispositivos compatíveis com o INDI. Poderá coordenar qualquer número de dispositivos para efectuar operações complexas com o Construtor de 'Scripts' do KStars. Isto poderá ser feito se usar a interface DCOP do INDI do KStars, que oferece várias classes de funções diferentes para se adequar às suas tarefas. As funções de DCOP do INDI poderão ser decompostas em quatro diferentes classes. Segue-se uma revisão das funções e dos seus argumentos, tal como são suportadas no KStars. É altamente recomendado que leia a secção de Conceitos do INDI, dado que serão aplicados conceitos-chave do INDI ao longo deste tutorial.

1. Funções Genéricas do Dispositivo: Funções para estabelecer/desligar os dispositivos, etc.

   • startINDI (QString nomeDispositivo, bool usoLocal) : Estabelece um serviço do INDI quer como local quer como servidor.

   • shutdownINDI (QString nomeDispositivo) : Desliga o serviço do INDI.

   • switchINDI(QString nomeDispositivo, bool ligar) : Liga ou desliga um dispositivo do INDI.

   • setINDIPort(QString nomeDispositivo, QString porto) : Indica o porto de ligação do dispositivo.

   • setINDIAction(QString nomeDispositivo, QString accao) : Activa uma acção do INDI. A acção poderá ser qualquer elemento de uma propriedade de opção

   • waitForINDIAction(QString nomeDispositivo, QString accao) : Coloca a execução do programa em pausa até que a acção propriedade da acção indicada seja devolvida com um estado OK.

2. Funções do Telescópio: Funções para controlar o movimento e o estado do telescópio.

   • setINDIScopeAction(QString nomeDispositivo, QString accao) : Muda o modo ou a acção do telescópio. As opções disponíveis são a SLEW, TRACK, SYNC, PARK e a ABORT.

   • setINDITargetCoord(QString nomeDispositivo, double AR, double DEC) : Define as coordenadas-alvo JNow do telescópio para uma dada AR e DEC.

   • setINDITargetName(QString nomeDispositivo, QString nomeObjecto) : Configura as coordenadas-alvo JNow do telescópio para as coordenadas do nomeObjecto. O KStars irá procurar o nome do objecto na sua base de dados e irá obter a AR e a Dec deste, se for encontrado.

   • setINDIGeoLocation(QString nomeDispositivo, double longitude, double latitude) : Configura a localização geográfica do telescópio para a latitude e longitude indicadas. A longitude é medida a partir de Greenwich, no Reino-Unido, para Este. Contudo, embora seja comum usar longitudes negativas para o hemisfério ocidental, o INDI está à espera de valores de longitude entre 0 e 360 graus. Como tal, se estiver uma longitude negativa, basta adicionar 360 graus para obter o valor esperado pelo INDI. Por exemplo, as coordenadas de Calgary, no Canadá, correspondem no KStars à longitude: -114 04 58 - latitude: 51 02 58. Como tal, o INDI iria necessitar da longitude = 360 - 114,083 = 245,917 graus.

   • setINDIUTC(QString nomeDispositivo, QString dataHomeUTC) : Configura a data e hora UTC do telescópio no formato ISO 8601. O formato é igual a AAAA-MM-DDTHH:MM:SS (p.ex. 2004-07-12T22:05:32).

3. Funções da Câmara/CCD: Funções para controlar as propriedades e o estado da câmara/CCD.

   • setINDICCDTemp(QString nomeDispositivo, int temp) : Configura a temperatura-alvo do 'chip' CCD em graus Celsius (centígrados).

   • setINDIFrameType(QString nomeDispositivo, QString tipo) : Configura o tipo de imagem do CCD. As opções disponíveis são FRAME_LIGHT, FRAME_BIAS, FRAME_DARK e FRAME_FLAT.

   • startINDIExposure(QString nomeDispositivo, int tempoLimite) : Inicia a exposição do CCD/Câmara durante o período em segundos indicado em tempoLimite.

4. Funções do Sistema de Foco: Funções para controlar o movimento e o estado do sistema de foco.

   • setINDIFocusSpeed(QString nomeDispositivo, QString accao) : Configura a velocidade do sistema de foco. As opções disponíveis são a FOCUS_HALT, FOCUS_SLOW, FOCUS_MEDIUM e a FOCUS_FAST.

   • setINDIFocusTimeout(QString nomeDispositivo, int tempoLimite) : Configura a duração em segundos para quaisquer operações subsequentes do 'startINDIFocus'.

   • startINDIFocus(QString nomeDispositivo, int dirFoco) : Move o sistema de foco quer para dentro (dirFoco = 0) quer para fora (dirFoco = 1). A velocidade e a duração desta operação é definida pelas funções setINDIFocusSpeed() e setINDIFocusTimeout().

5. Funções do Filtro: Funções para controlar a posição do filtro.

   • setINDIFilterNum(QString nomeDispositivo, int num_filtro) : Muda a posição do filtro para num_filtro. O utilizador poderá atribuir nomes alternativos aos números dos filtros na janela para Configurar o INDI, no menu Dispositivos (p.ex. Filtro 1 = Vermelho, Filtro 2 = Verde..etc).

Repare que o nome do dispositivo é o primeiro argumento de todas as funções do INDI. Isto permite vários comandos que são enviados para dispositivos INDI diferentes serem interligados em conjunto num programa. A ferramenta de Construção de 'Scripts' oferece duas opções para facilitar a criação e a edição dos programas INDI:

• Adicionar waitForINDIAction após qualquer acção do INDI : Quando estiver assinalada esta opção, a ferramenta do Construtor de 'Scripts' irá adicionar automaticamente um waitForINDIAction() depois de cada acção que reconhecer. Por exemplo, se adicionar a função switchINDI() ao programa e esta opção estiver assinalada, o Construtor do 'Script' irá adicionar um "waitForINDIAction CONNECTION" no ficheiro do 'script' logo a seguir ao switchINDI(). Isto fará com que o 'script' entre em pausa depois de emitir o switchINDI(), até que o switchINDI() devolva um estado OK (isto é a ligação ao dispositivo foi bem-sucedida). É de importância crítica saber que o Construtor do 'Script' não poderá adicionar automaticamente o waitForINDIAction() para as acções genéricas adicionadas com a função setINDIAction(). Isto deve-se ao facto de o KStars não conseguir determinar a propriedade 'parent' das acções genéricas. Como tal, terá de adicionar manualmente o waitForINDIAction() a seguir às acções genéricas, sempre que tal for desejado.

• Reutilizar o nome do dispositivo INDI : Quando estiver assinalada, o campo do nome do dispositivo de todas as funções subsequentes é preenchido automaticamente com o último nome de dispositivo. Este último nome é preenchido de cada vez que a função startINDI() é adicionada ao programa actual. Ao trabalhar com vários dispositivos, recomenda-se ter esta opção desligada.

Agora, está tudo pronto para criar um programa de demonstração que controla o telescópio GPS LX200, para além da câmara CCD Finger Lakes. A tarefa será simples. Vai-se pedir ao telescópio para apontar e seguir Marte, pelo que se pede depois à câmara para tirar três fotografias de 10 segundos, separadas por 20 segundos.

Importante

Dado que não existe nenhuma reacção na interface de DCOP do INDI sobre o progresso, o valor ou o estado das operações e parâmetros do dispositivo (excepto no waitForINDIAction()), a automação do dispositivo no KStars é semelhante a um sistema de controlo com uma malha aberta. Nestes sistemas, não existe normalmente qualquer reacção directa para medir o progresso do sistema e para corrigir os seus erros. Por consequência, terá de desenhar os seus programas de automação do dispositivo com uma consideração cuidadosa. Todos os programas de automação deverão ser sujeitos a testes rigorosos antes da instalação.

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O programa de demonstração é mostrado na imagem acima. Repare que a opção "Adicionar o waitForINDIAction após qualquer acção do INDI" está ligada e a "Reutilizar o nome do dispositivo INDI" está desligada. A primeira função a adicionar é a startINDI(), tal como é demonstrado acima. Os dispositivos vão ser corridos de forma local, como tal não serão alterado o modo de serviço fornecido na janela de argumento da função. Será indicado o nome do dispositivo, a começar pelo telescópio "LX200 GPS". A mesma operação será repetida para o "FLI CCD". Existe uma função waitFor() a seguir a isso. Recomenda-se geralmente o uso da função waitFor() logo a seguir ao startINDI() para parar o programa durante 1-5 segundos. Isto irá garantir que todas as propriedades são criadas e que estão prontas para receber comandos. Também é útil para controlar dispositivos remotos, dado que a obtenção e criação de propriedades poderá levar algum tempo. Na próxima função, a switchINDI(), vai-se estabelecer a ligação a cada dispositivo.

Dado que a opção "Adicionar o waitForINDIAction após qualquer acção do INDI" está assinalada, não é necessário adicionar um waitForINDIAction() depois do switchINDI() para garantir que só se continua a execução do programa após uma ligação com sucesso. Isto acontece porque a ferramenta do Construtor de 'Scripts' fará isso automaticamente pelo utilizador, quando gravar o programa. Agora, vai-se colocar o modo do telescópio em seguimento, carregando para tal na função setINDIScopeAction() e seleccionando o TRACK. Lembre-se que necessita de colocar o telescópio no modo de seguimento antes de emitir as coordenadas que ele irá seguir. A função setINDIScopeAction() é oferecida por conveniência, dado que, neste exemplo, ela emite apenas uma função genérica setINDIAction(), seguida da palavra-chave TRACK. Contudo, o benefício de usar o setINDIScopeAction() é que o KStars poderá adicionar automaticamente um waitForINDIAction() a seguir, quando for necessário. Esta funcionalidade não fica disponível automaticamente para as acções genéricas, tal como foi discutido anteriormente.

A seguir, será usada a função setINDITargetName() para apontá-lo para Marte. Finalmente, os últimos passos envolvem a captura de uma imagem durante 10 segundos, o qual poderá ser feito com a função startINDIExposure(), esperando 20 segundos entre cada uma, o que poderá também ser feito com a função waitFor() com um valor igual a 20.

Poder-se-á agora gravar o programa e executá-lo em qualquer altura. O programa gravado será semelhante ao seguinte:

#!/bin/bash
    #Programa de DCOP do KStars: Programa de Demonstração
    #de Jasem Mutlaq
    #última modificação: Qui 6 Jan 2005 09:58:26
    #
    KSTARS=`dcopfind -a 'kstars*'`
    MAIN=KStarsInterface
    CLOCK=clock#1
    dcop $KSTARS $MAIN  startINDI "LX200 GPS" true
    dcop $KSTARS $MAIN  startINDI "FLI CCD" true
    dcop $KSTARS $MAIN  waitFor 3
    dcop $KSTARS $MAIN  switchINDI "LX200 GPS" true
    dcop $KSTARS $MAIN  waitForINDIAction "LX200 GPS" CONNECTION
    dcop $KSTARS $MAIN  switchINDI "FLI CCD" true
    dcop $KSTARS $MAIN  waitForINDIAction "FLI CCD" CONNECTION
    dcop $KSTARS $MAIN  setINDIScopeAction "LX200 GPS" TRACK
    dcop $KSTARS $MAIN  waitForINDIAction "LX200 GPS" ON_COORD_SET
    dcop $KSTARS $MAIN  setINDITargetName "LX200 GPS" Mars
    dcop $KSTARS $MAIN  waitForINDIAction "LX200 GPS" EQUATORIAL_EOD_COORD
    dcop $KSTARS $MAIN  startINDIExposure "FLI CCD" 10
    dcop $KSTARS $MAIN  waitForINDIAction "FLI CCD" EXPOSE_DURATION
    dcop $KSTARS $MAIN  waitFor 20
    dcop $KSTARS $MAIN  startINDIExposure "FLI CCD" 10
    dcop $KSTARS $MAIN  waitForINDIAction "FLI CCD" EXPOSE_DURATION
    dcop $KSTARS $MAIN  waitFor 20
    dcop $KSTARS $MAIN  startINDIExposure "FLI CCD" 10
    dcop $KSTARS $MAIN  waitForINDIAction "FLI CCD" EXPOSE_DURATION

Nota

A biblioteca do INDI oferece ferramentas de programação robustas quer permitem aos programadores orquestrarem programas muito complexos. Para mais detalhes, veja o Manual de Programador do INDI.

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Esta ferramenta mostra um modelo do nosso sistema solar, visto por cima, para a data e hora actuais na janela principal. O Sol é mostrado como um ponto amarelo no centro do desenho, e as órbita das dos planetas são mostradas como círculos com os diâmetros relativos correctos, centrados no Sol. A posição actual de cada planeta ao longo da sua órbita é desenhada como um ponto colorido em conjunto com um nome. O desenho pode ser ampliado ou reduzido com as teclas + e - e poderá ser centrado de novo com as teclas de cursores ou fazendo duplo-click sobre qualquer ponto da janela com o rato. Poder-se-á também centrar um planeta com as teclas 0–9 (o 0 é o Sol e o 9 é Plutão). Se você se centrar num planeta, este será seguido à medida que o tempo passa na ferramenta.

O Visualizador do Sistema Solar tem o seu próprio relógio, independente do relógio da janela principal do KStars. Existe um item de controlo do tempo, semelhante ao que existe na barra de ferramentas da janela principal. Contudo, este controlo funciona para um instante temporal de 1 dia (de modo que possam ser vistos os movimentos dos planetas) e começa com o relógio em pausa, quando a ferramenta é aberta.

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Esta ferramenta mostra as posições das quatro maiores luas de Júpiter (Io, Europa, Ganimedes e Calisto) em relação a Júpiter, como uma função ao longo do tempo. O tempo é mostrado na vertical, as unidades são dias e o “tempo=0,0” corresponde ao tempo de simulação actual. O eixo horizontal mostra o deslocamento angular da posição de Júpiter em minutos de arco. O deslocamento é medido ao longo da direcção do equador de Júpiter. A posição de cada lua como a função do tempo traça um caminho sinusoidal no desenho, à medida que a lua orbita à volta de Júpiter. Cada trajecto tem uma cor diferente para o distinguir dos outros; a legenda dos nomes no topo da janela mostra a cor usada por cada lua.

O desenho pode ser manipulado com o teclado. O eixo do tempo pode ser expandido ou comprimido com as teclas + e -. O tempo mostrado no centro da janela poderá ser alterado com as teclas [ e ].

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O intuito da Ferramenta da Lista de Observações é oferecer um acesso conveniente a algumas funções comuns para uma lista de objectos escolhida por si. Os objectos são adicionados à lista, usando a acção “Adicionar à Lista” no menu de contexto ou carregando simplesmente na tecla O para adicionar o objecto seleccionado de momento.

Os objectos na lista poderão ser ordenados por qualquer uma das colunas de dados (Nome, Ascenção Recta, Declinação, Magnitude e Tipo). Para efectuar uma acção sobre um objecto, seleccione-o na lista e carregue depois num dos botões de acções no cimo da janela. Algumas acções poderão ser efectuadas com vários objecto seleccionados, enquanto outras só funcionam quando está apenas um objecto seleccionado. As acções disponíveis são:

O FITS (Flexible Image Transport System) é o formato-padrão para representar imagens e dados na Astronomia.

A ferramenta de Visualização do FITS do KStars está integrada com a plataforma do INDI para mostrar e manipular de forma transparente as imagens capturadas pelo FITS. Para além disso, o Visualizador do FITS pode ser usado para fazer um pós-processamento dos dados em bruto. Para abrir um ficheiro do FITS, seleccione Abrir o FITS... no menu Ficheiro ou carregue em Ctrl+O.

O Visualizador do FITS tem as seguintes funcionalidades:

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O diagrama acima ilustra a área de trabalho e a janela do Visualizador do FITS. A ferramenta oferece as funções básicas para a visualização e processamento das imagens. A profundidade de dados do FITS é preservada ao longo de todas as funções de processamento, leitura e gravação. Embora a ferramenta tenha adesão à norma FITS, não suporta todas as funcionalidades do FITS:

Segue-se uma breve descrição das unidades funcionais da ferramenta:

A maioria dos telescópios estão equipados com interfaces RS232 para o controlo remoto. Ligue a ficha RS232 no seu telescópio à porta Série/USB do seu computador. Tradicionalmente, o RS232 liga-se à porta série do seu computador, mas dado que muitos portáteis abandonaram a porta série a favor das portas USB/FireWire, você poderá ter de optar um adaptador de série para USB para poder usar nos novos portáteis.

Depois de ligar o seu telescópio à porta Série/USB, ligue o seu telescópio. É altamente recomendado que você obtenha e instale o último 'firmware' para o controlador do seu telescópio.

O telescópio precisa de ser alinhado antes de poder ser usado convenientemente. Alinhe o seu telescópio (alinhamento de uma ou duas estrelas), tal como é indicado no manual do seu telescópio.

O KStars precisa de verificar a configuração da hora e da localização antes de se ligar ao telescópio. Isto garante um seguimento correcto e uma sincronização entre o telescópio e o KStars. Os passos seguintes permitir-lhe-ão ligar-se a um dispositivo que está ligado ao seu computador. Para se ligar e controlar os dispositivos remotos, por favor veja a secção controlo de dispositivos remotos.

Você poderá usar o Assistente de Configuração do Telescópio para que verifique toda a informação necessária no processo. Ele poderá pesquisar os portos à procura de telescópios ligados. Você poderá correr o assistente se seleccionar o Assistente de Configuração do Telescópio no menu Dispositivos.

Am alternativa, para se ligar a um telescópio, por favor efectue os seguintes passos:

Você está agora pronto para usar as funcionalidades dos dispositivos; o KStars fornece convenientemente duas interfaces gráficas para controlar os telescópios:

Você não está restrito a usar apenas uma interface sobre outra, dado que ambas podem ser usadas em simultâneo. As acções do Mapa do céu são automaticamente reflectidas no Painel de Controlo do INDI e vice-versa.

Para se ligar ao seu telescópio, você poderá então seleccionar Ligar no menu de contexto do seu dispositivo ou, em alternativa, poderá carregar em Ligar na página do seu dispositivo no Painel de Controlo de INDI.

O KStars actualiza automaticamente a longitude, latitude e a hora do telescópio., com base na configuração actual do KStars. Você poderá activar/desactivar essas actualizações na janela Configurar o INDI no menu Dispositivos.

Se o KStars comunicar de forma bem-sucedida com o telescópio, ele irá tentar obter a AR e a DEC actual do telescópio e irá mostrar uma mira no mapa do céu, indicando a posição do telescópio.

É tudo: o seu telescópio está pronto para explorar os céus.

O KStars suporta os seguintes dispositivos de imagem:

Você poderá correr os dispositivos CCD e de Captura de Vídeo no Gestor de Dispositivos no menu Dispositivos. Como todos os dispositivos INDI, alguns dos controlos do dispositivo ficarão acessíveis no mapa do céu. O dispositivo poderá ser controlado por completo no Painel de Controlo do INDI.

O formato normal para a captura de imagens é o FITS. Logo que uma imagem tenha sido capturada e transferida, ela será mostrada no Visualizador de FITS do KStars. Para capturar uma sequência de imagens, use a ferramenta para Capturar uma Sequência de Imagens no menu Dispositivos. Esta ferramenta está inactiva até que você estabeleça uma ligação ao dispositivo de imagem.

A ferramenta para Capturar uma Sequência de Imagens pode ser usada para adquirir imagens de máquinas fotográficas, câmaras e CCDs nos modos interactivo e em lote. Para além disso, poderá escolher qual o filtro, se necessário, deseja usar com as suas imagens. A ferramenta de captura fica desactivada até que estabeleça uma ligação a um dispositivo de imagem.

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A imagem acima representa uma sessão de captura simples. A ferramenta oferece as seguintes opções:

Depois de preencher as opções desejadas, poderá iniciar o procedimento de captura se carregar no botão Iniciar. Poderá cancelar em qualquer altura com o botão Parar. Todas as imagens gravadas serão gravadas na pasta por omissão do FITS, a qual poderá ser indicada na janela Configurar o INDI.

Se tiver requisitos e condições de captura mais complexos para cumprir, recomenda-se que crie um programa que vá de encontro às suas necessidades com a ferramenta de Construção de 'Scripts' no menu Ferramentas.

A janela para Configurar o INDI permite-lhe modificar as opções específicas do INDI do lado do cliente. A janela está dividida em quatro categorias principais: a Geral, Actualizações Automáticas do Dispositivo, Visualização e Roda do Filtro: