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Círculo Meridiano

Trata-se de um telescópio construído com características bastante especiais e não usais que observa o astro somente no momento de sua passagem pelo meridiano do observador. Foi concebido por Römer na segunda metade do século XV com a finalidade de se medir as posições dos astros com grande precisão através da observação do instante e da altura de suas passagens meridianas. Suas características especiais permitiam a medida de posição de forma relativa, isto é, tomando outras estrelas como referencias, ou de forma absoluta, independentemente do conhecimento prévio das posições de outras estrelas.

Este instrumento começou a operar no Observatório Abrahão de Moraes em 1975 com observações voltadas principalmente para uma área da Astronomia chamada Astronomia Fundamental cujo foco é a materialização de um sistema de referencia o mais inercial possível. Em 1995, foi instalado em seu plano focal um micrômetro dotado de câmera CCD permitindo a digitalização da imagem. Este novo micrômetro foi construído e testado do ponto de vista técnico no Observatório de Bordeaux – França antes de ser transferido para Valinhos. Em seguida, 1996, um segundo micrômetro foi construído e instalado no círculo meridiano de Bordeaux. Todo esse projeto, desde as primeiras discussões até a concepção dos micrômetros e suas instalações e também, os programas de tratamento e redução das imagens, foi fruto do trabalho conjunto das equipes de Astrometria do Observatório de Bordeaux e do IAG/USP.

Dentre os principais ganhos com a digitalização da imagem, destacam-se: melhora de pelo menos um fator 3 em precisão; possibilidade de observar estrelas muito mais fracas; número muito maior de objetos observados por noite passando de dezenas a milhares. Além disso, a instalação do micrômetro CCD permitiu que juntamente com a posição pudéssemos medir o brilho aparente dos astros ampliando em muito o potencial desse “novo” instrumento.

As observações meridianas CCD são realizadas no modo “drift scan” e resultam num campo de 14’ em declinação (direção perpendicular ao movimento de rotação da Terra) por um tamanho arbitrário em ascensão reta (direção paralela ao movimento de rotação da Terra) que pode variar de alguns minutos a horas dependendo do interesse científico no campo observado.

Fração de um campo observado com o círculo meridiano CCD de Valinhos. Cada um dos pontos claros que podemos ver correspondem a astros, todos muito fracos que não podem ser vistos a olho nú.

A imagem resultante tem a aparência de uma foto estreita e bastante alongada como se pode ver na Figura. Posteriormente, esta “foto” é tratada de tal forma que podemos identificar cada objeto presente no campo e calcularmos suas posições e brilhos.

Na observação em “drift scan” o telescópio permanece fixo em uma dada posição e as cargas que vão sendo geradas no CCD com a incidência de luz são transferidas de uma coluna a outra na mesma velocidade com que a estrela percorre o campo do instrumento. Em outras palavras, são as cargas e não o telescópio que acompanham as estrelas, de tal forma que a carga gerada em determinado pixel se soma àquelas geradas nos pixels precedentes já percorridos pela imagem.  As linhas onde se deslocam as cargas são tangentes aos paralelos celestes.

O círculo meridiano CCD de Valinhos nos permite determinar posições e magnitudes com precisões médias de aproximadamente 50 milisegundos de arco e 0.05 magnitudes após 5-6 observações. Essas precisões são função do brilho aparente do objeto sendo melhor para aqueles mais brilhantes.

A cada noite observam-se dezenas de milhares de trânsitos. Um mínimo de 6 observações por campo é desejável para a obtenção de uma boa posição. Essas posições quando combinadas ao longo do tempo, incluindo ou não posições oriundas de outros instrumentos, nos permitem a determinação do movimento dos astros.  Hoje, 16 anos após a automação, já se pode medir, com observações realizadas exclusivamente com este instrumento, movimentos comparáveis ou melhores que aqueles encontrados na literatura científica.

Atualmente, os programas principais que estão sendo desenvolvidos com este instrumento estão voltados para a densificação do Sistema de Referência adotado pela União Astronômica Internacional, para o estudo de pertinência e movimentos em aglomerados estelares abertos, para a determinação de distâncias e para a determinação de brilho incluindo suas variações temporais. Essas observações são fundamentais no estudo da origem, da evolução e da cinemática de sistemas estelares e sub-estelares, no estudo da vizinhança solar em geral e no estudo da cinemática da Galáxia.

Última atualização em Qua, 02 de Novembro de 2011 08:47  

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