Universidade de São Paulo

IAG-USP

  • Aumentar tamanho da fonte
  • Tamanho da fonte padr√£o
  • Diminuir tamanho da fonte

Círculo Meridiano

Trata-se de um telesc√≥pio constru√≠do com caracter√≠sticas bastante especiais e n√£o usais que observa o astro somente no momento de sua passagem pelo meridiano do observador. Foi concebido por R√∂mer na segunda metade do s√©culo XV com a finalidade de se medir as posi√ß√Ķes dos astros com grande precis√£o atrav√©s da observa√ß√£o do instante e da altura de suas passagens meridianas. Suas caracter√≠sticas especiais permitiam a medida de posi√ß√£o de forma relativa, isto √©, tomando outras estrelas como referencias, ou de forma absoluta, independentemente do conhecimento pr√©vio das posi√ß√Ķes de outras estrelas.

Este instrumento come√ßou a operar no Observat√≥rio Abrah√£o de Moraes em 1975 com observa√ß√Ķes voltadas principalmente para uma √°rea da Astronomia chamada Astronomia Fundamental cujo foco √© a materializa√ß√£o de um sistema de referencia o mais inercial poss√≠vel. Em 1995, foi instalado em seu plano focal um micr√īmetro dotado de c√Ęmera CCD permitindo a digitaliza√ß√£o da imagem. Este novo micr√īmetro foi constru√≠do e testado do ponto de vista t√©cnico no Observat√≥rio de Bordeaux ‚Äď Fran√ßa antes de ser transferido para Valinhos. Em seguida, 1996, um segundo micr√īmetro foi constru√≠do e instalado no c√≠rculo meridiano de Bordeaux. Todo esse projeto, desde as primeiras discuss√Ķes at√© a concep√ß√£o dos micr√īmetros e suas instala√ß√Ķes e tamb√©m, os programas de tratamento e redu√ß√£o das imagens, foi fruto do trabalho conjunto das equipes de Astrometria do Observat√≥rio de Bordeaux e do IAG/USP.

Dentre os principais ganhos com a digitaliza√ß√£o da imagem, destacam-se: melhora de pelo menos um fator 3 em precis√£o; possibilidade de observar estrelas muito mais fracas; n√ļmero muito maior de objetos observados por noite passando de dezenas a milhares. Al√©m disso, a instala√ß√£o do micr√īmetro CCD permitiu que juntamente com a posi√ß√£o pud√©ssemos medir o brilho aparente dos astros ampliando em muito o potencial desse ‚Äúnovo‚ÄĚ instrumento.

As observa√ß√Ķes meridianas CCD s√£o realizadas no modo ‚Äúdrift scan‚ÄĚ e resultam num campo de 14‚Äô em declina√ß√£o (dire√ß√£o perpendicular ao movimento de rota√ß√£o da Terra) por um tamanho arbitr√°rio em ascens√£o reta (dire√ß√£o paralela ao movimento de rota√ß√£o da Terra) que pode variar de alguns minutos a horas dependendo do interesse cient√≠fico no campo observado.

Fra√ß√£o de um campo observado com o c√≠rculo meridiano CCD de Valinhos. Cada um dos pontos claros que podemos ver correspondem a astros, todos muito fracos que n√£o podem ser vistos a olho n√ļ.

A imagem resultante tem a apar√™ncia de uma foto estreita e bastante alongada como se pode ver na Figura. Posteriormente, esta ‚Äúfoto‚ÄĚ √© tratada de tal forma que podemos identificar cada objeto presente no campo e calcularmos suas posi√ß√Ķes e brilhos.

Na observa√ß√£o em ‚Äúdrift scan‚ÄĚ o telesc√≥pio permanece fixo em uma dada posi√ß√£o e as cargas que v√£o sendo geradas no CCD com a incid√™ncia de luz s√£o transferidas de uma coluna a outra na mesma velocidade com que a estrela percorre o campo do instrumento. Em outras palavras, s√£o as cargas e n√£o o telesc√≥pio que acompanham as estrelas, de tal forma que a carga gerada em determinado pixel se soma √†quelas geradas nos pixels precedentes j√° percorridos pela imagem. ¬†As linhas onde se deslocam as cargas s√£o tangentes aos paralelos celestes.

O c√≠rculo meridiano CCD de Valinhos nos permite determinar posi√ß√Ķes e magnitudes com precis√Ķes m√©dias de aproximadamente 50 milisegundos de arco e 0.05 magnitudes ap√≥s 5-6 observa√ß√Ķes. Essas precis√Ķes s√£o fun√ß√£o do brilho aparente do objeto sendo melhor para aqueles mais brilhantes.

A cada noite observam-se dezenas de milhares de tr√Ęnsitos. Um m√≠nimo de 6 observa√ß√Ķes por campo √© desej√°vel para a obten√ß√£o de uma boa posi√ß√£o. Essas posi√ß√Ķes quando combinadas ao longo do tempo, incluindo ou n√£o posi√ß√Ķes oriundas de outros instrumentos, nos permitem a determina√ß√£o do movimento dos astros.¬† Hoje, 16 anos ap√≥s a automa√ß√£o, j√° se pode medir, com observa√ß√Ķes realizadas exclusivamente com este instrumento, movimentos compar√°veis ou melhores que aqueles encontrados na literatura cient√≠fica.

Atualmente, os programas principais que est√£o sendo desenvolvidos com este instrumento est√£o voltados para a densifica√ß√£o do Sistema de Refer√™ncia adotado pela Uni√£o Astron√īmica Internacional, para o estudo de pertin√™ncia e movimentos em aglomerados estelares abertos, para a determina√ß√£o de dist√Ęncias e para a determina√ß√£o de brilho incluindo suas varia√ß√Ķes temporais. Essas observa√ß√Ķes s√£o fundamentais no estudo da origem, da evolu√ß√£o e da cinem√°tica de sistemas estelares e sub-estelares, no estudo da vizinhan√ßa solar em geral e no estudo da cinem√°tica da Gal√°xia.

√öltima atualiza√ß√£o em Qua, 02 de Novembro de 2011 08:47  

Links Importantes

Links:
IAG/USP
Conheça mais o Instituto de Astronomia, Geofísica e Ciências Atmosféricas.
Observatório Nacional
Saiba mais sobre o Observatório Nacional, no Rio de Janeiro.
Projeto TnE
Visite a página do Telescópios na Escola e saiba como sua ecscola pode participar!
www.flickr.com
Esse é um módulo do Flickr que mostra itens de um álbum chamado Fotos Observatório. Faça seu próprio módulo aqui.
FacebookFlickrYoutubeTwitter