Introdução
O astrônomo amador muitas vezes não encontra dificuldades para encontrar objetos de brilho fraco no céu, pois o mesmo por conhecer as estrelas mais brilhantes do céu, dentro das respectivas constelações, as usam como referências para este fim. Mesmo com experiência em termos de observação do céu existem ainda objetos como nebulosas, galáxias, quasares ou mesmo estrelas muito tênues que são bem difíceis de encontrar, pois muitas vezes faltam as referências das estrelas brilhantes para encontra-las.
Para encontrar esses objetos de fraca luminosidade de difícil localização, por meios empíricos, os astrônomos geralmente recorrem ao uso das coordenadas do astro na esfera celeste, a qual é definida como uma esfera de raio indefinido e concêntrico com as coordenadas da Terra. De forma análoga ao que os geógrafos fizeram com o globo celeste os astrônomos, imaginaram o céu como uma grande esfera que possuem paralelos e meridianos, criando assim, os sistemas de coordenadas celestes. Com o progresso da Astronomia e com o aumento das necessidades de observação de diversos tipos de astros, vários sistemas de localização celeste foram desenvolvidos, com seus próprios planos de referência e utilização. Todos esses sistemas são modelos no qual o céu é uma esfera infinita imaginária com as estrelas fixadas em sua parte interna. Assim com as coordenadas do astro no céu, usando o sistema de referência preferencial para este astro, a tarefa de encontrar os objetos celestes ficou muito mais precisa. Aqui veremos apenas os dois sistemas que mais interessam ao astrônomo amador: o sistema Horizontal e o Equatorial.
Para que as observações astronômicas de um objeto sejam úteis, é importante estabelecer um sistema de referência para realização das medições de sua posição. Para que todas as observações da posição de um astro sejam estabelecidas no tempo e no espaço, direções e orientações devem ser feitas com algum tipo de padrão.
Sistema de Referencia Horizontal
É o sistema de coordenadas celestes que utiliza um plano de referência denominado o horizonte local do observador. Este plano é o plano tangente à superfície da Terra e perpendicular a vertical do local. É o plano no qual se encontra o observador. As coordenadas desse sistema são compostas por dois ângulos denominados Altura e Azimute.
A Altura (h) de um astro é definida como o ângulo, medido sobre o circulo vertical do astro, que possui origem no horizonte e extremidade no astro. A Altura vária de -90o a +90o.
O Azimute (A) define-se como o ângulo medido sobre o horizonte, no sentido horário, com origem no ponto Norte e fim no círculo vertical do astro. O Azimute varia de 0o a 360o.
É importante também conhecer a distância zenital do astro (z) a qual é definida como o complemento da altura do astro, ou seja: h + z = 90o. A altura zenital varia de 0o a 180o.
Figura 1 Sistema horizontal de coordenadas astronômicas.
Neste sistema de coordenadas o céu é dividido em dois hemisférios: o hemisfério superior, no qual os objetos podem ser vistos, e o hemisfério inferior, onde os objetos não são visíveis pelo motivo da opacidade da Terra. É denominado Horizonte Celeste o círculo máximo que separa os dois hemisférios. O ponto superior na reta vertical, acima do observador e que intercepta o meridiano local (o polo do hemisfério superior) é denominado Zênite ao passo que o polo do hemisfério inferior recebe o nome de Nadir. A esfera celeste com seus principais elementos está representada na figura 1.
Como Sistema de coordenadas horizontal é fixado para um observador na Terra, os valores da altura e do azimute de um objeto celeste sofrem modificações com o passar do tempo, pois o objeto possui um movimento aparente no céu. Devido as diferentes posições de observadores distintos sobre a Terra um mesmo objeto visto por eles, em um mesmo instante, possuirá valores diferentes para a altura e o azimute. Assim este sistema de coordenadas é interessante apenas para o local no qual foram feitas as medidas.
Sistema de Referencia Equatorial
Neste sistema o plano fundamental é o plano que contém o equador celeste. O equador celeste é a projeção do equador da Terra na esfera celeste. Os polos celestes são os pontos que perfuram a esfera celeste devido ao prolongamento do eixo de rotação da Terra. As coordenadas desse sistema são a Ascensão Reta e a Declinação.
Antes definirmos estas coordenadas é importante sabermos os conceitos de eclíptica e ponto vernal.
Segundo a Wikipédia, a eclíptica é a projeção sobre a esfera celeste da trajetória aparente do Sol observada a partir da Terra. A razão do nome provém do fato de que os eclipses somente são possíveis quando a Lua está muito próxima do plano que contém a eclíptica. O plano da eclíptica possui uma inclinação de aproximadamente 23o 30’ com o plano do equador celeste. O ponto vernal ou ponto de Áries ou ainda ponto γ é definido como o ponto da esfera celeste determinado pela posição do sol quando esse, movendo-se pela eclíptica, cruza o equador celeste – em proximidade ou no dia 21 de março – determinando o equinócio de primavera para o hemisfério norte e o de outono para o hemisfério sul. O ponto diametralmente oposto ao ponto vernal . O Ponto Libra, em Astronomia, é o ponto diametralmente oposto ao Ponto Áries. Nesse ponto o Sol passa do Hemisfério Norte ao Hemisfério Sul, ocorrendo por volta de 22 de setembro, início do Outono no Hemisfério Norte e inicio de Primavera no Sul.
A Ascensão Reta (AR) de um astro é definida como o ângulo medido sobre o equador celeste que possui origem no meridiano que passa pelo ponto até o meridiano do astro. A Ascensão Reta varia entre 0 e 24h ou 0o até 350o aumentando para leste.
A Declinação (δ) é definida como o ângulo medido sobre o meridiano do astro desde o equador celeste até o astro. A declinação varia de -90o até +90o sendo os valores positivos para medidas no hemisfério norte e os negativos para o hemisfério sul da esfera celeste.
Define-se a Distância Polar (Δ) como o complemento da Declinação ou seja:
δ + Δ = 90o
A Distância Polar varia de 0o até 180o.
Figura 2. Sistema de Coordenadas Equatoriais.
O Sistema Equatorial possui uma grande importância, pois as coordenadas do astro praticamente ficam invariáveis para períodos de tempo relativamente curtos. Isto faz com que as coordenadas de um astro no sistema equatorial não dependam do lugar e/ou do tempo em que foram medidas as suas coordenadas. A variação existe devido ao movimento de precessão dos equinócios, que consiste num movimento de cambalear da Terra (semelhante ao cambalear de um pião) que completa uma volta a cada 26 000 anos aproximadamente. Este movimento provoca o deslocamento do Ponto Vernal. A figura 2 mostra os principais pontos e planos do sistema de coordenadas equatoriais.
Existe outro sistema equatorial denominado Sistema Equatorial Local. Este sistema é semelhante ao sistema equatorial, utilizando como referência o plano do equador celeste, contudo a ascensão reta do astro é substituída por outra coordenada medida sobre o equador celeste denominada Ângulo Horário (H). Esta coordenada possui origem no meridiano local e extremidade no meridiano do astro e varia de -12h até +12h. A outra coordenada é mantida a declinação do astro. Como o Ângulo Horário depende do meridiano local do observador, esse sistema tem coordenadas que variam, assim como o sistema horizontal, de um lugar para o outro.
Muitas vezes é conveniente usar, para objetos do sistema solar, o Sistema de Coordenadas Eclípticas. Este sistema usa como plano fundamental o plano que contém a Eclíptica e suas coordenadas são denominadas Longitude Celeste e Latitude Celeste. A longitude celeste também é medita a partir do Ponto Vernal e varia de 0o a 360o e a Latitude Celeste varia de -90o a +90o sendo os valores negativos para astros ao sul e os positivos para astros ao norte.