Astrofísica

Astrofísica é o ramo da física e da astronomia responsável por estudar o universo através da aplicação de leis e conceitos da física, tais como luminosidade, densidade, temperatura e composição química, a objetos astronômicos como estrelas, galáxias e o meio interestelar.[1][2][3] Na prática, pesquisas astronômicas modernas envolvem uma quantia substancial da física teórica e experimentos práticos.

A astrofísica não deve ser confundida com a cosmologia, pois esta ocupa-se da estrutura geral do universo e das leis que o regem em um sentido mais amplo. Embora ambas muitas vezes sigam caminhos paralelos, frequentemente considerado como redundante, há diferenças quanto ao objeto de estudo.[4]

História

Origens observacionais, filosóficas e matemáticas

Acredita-se que os primeiros filósofos da antiguidade clássica foram os precursores da astrofísica desenvolvendo novos conceitos e estabelecendo as primeiras regras para nortear a pesquisa racional do Universo.

Grécia antiga

Ver artigo principal: Astronomia na Grécia Antiga
A esfera celeste idealizada pelos gregos.

Na Grécia antiga, destacam-se os trabalhos da escola Jônica.[5] Fundador da escola,[5][6] Tales de Mileto propôs que o céu era uma abóbada e sugeriu que o Sol e as estrelas não eram deuses, mas sim bolas de fogo[5] e, usando ferramentas matemáticas, previu o eclipse total do Sol[6] em 28 de maio de 585 a.C..[5] Seu discípulo, Anaximandro de Mileto, utilizou as proporções matemáticas e geométricas para tentar mapear a abóbada celeste, elaborando tratados sobre astronomia e cosmologia em que propôs, almejando explicar a origem das coisas, o conceito de ápeiron, substância primordial da qual tudo provém.[7] Ademais, postulou a existência de um número infinito de mundos, todos acomodados em camadas esféricas[5]; e que a Terra era um cilindro suspenso no centro do universo, sem qualquer suporte.[5][7]

Aristarco de Samos foi o primeiro a propôr, em 270 a.C., que a Terra gira em torno do Sol. Nicolau Copérnico resgataria o modelo heliocêntrico do sistema Solar quase 2000 anos depois da proposição de Aristarco.[8]

Usando geometria e trigonometria, Eratóstenes chegou no século III a.C. a uma estimativa de 40000 km para o perímetro da circunferência terrestre, assumindo-a constante.[9][10]

Astrometria

Ver artigo principal: Astrometria

A astrometria, ramo relacionado à medida precisa da posição e do movimento dos astros, surge com os primeiros catálogos de estrelas.[11] A partir dos dados coletados em seu observatório na ilha de Rodes, o astrônomo Hiparco de Niceia catalogou a posição de 850 estrelas, classificando-as quanto ao seu brilho em seis grupos distintos de 1 a 6, em que 1 é a estrela visível mais brilhante e 6 a menos brilhante.[11] Denominada como sistema de magnitude, essa classificação é usada ainda hoje.

As leis de Kepler

Ver artigo principal: Leis de Kepler

Embora não seja possível datar o início preciso da astronomia, a astrofísica moderna surge no trabalho do astrônomo Johannes Kepler, que formulou as três leis do movimento planetário baseando-se em dados empíricos, coletados pelo astrônomo Tycho Brahe, sobre os planetas do Sistema Solar.[1][12] As três leis enunciam propriedades das órbitas planetárias: a primeira afirma que tais órbitas são elípticas e contidas em um plano, com o Sol em um dos focos da elipse; a segunda propõe que áreas descritas na elipse pela trajetórias dos planetas, se iguais, serão percorridas em tempos iguais; e a terceira impõe o vínculo de que o quadrado do período de translação de um planeta ao redor do Sol é proporcional ao cubo da distância média do planeta ao Sol.[12][13] Isto é:

.

Ao analisar os dados empíricos de Brahe, Kepler corrige com sua primeira lei a idealização feita por Copérnico, isto é, afirma que as órbitas dos planetas não são círculos perfeitos, concêntricos ao Sol. Dessa forma, rompeu-se com a tradição do idealismo cosmológico, favorecendo um entendimento científico baseado na experiência.

Lei da gravitação universal

Ver artigo principal: Lei da gravitação universal

Formulada pelo físico inglês Isaac Newton e publicada em Philosophiae naturalis principia mathematica em 1687,[14] a lei da gravitação universal explica teoricamente as três leis empiricamente constatadas por Kepler no escopo da mecânica clássica e do cálculo diferencial,[15][16] também formulados por Newton.

Newton percebeu que sua segunda lei do movimento era suficiente para explicar as três leis de Kepler, contanto que a força gravitacional de atração entre dois corpos fosse proporcional ao produto de suas massas, e , e inversamente proporcional ao quadrado da distância entre eles, resultando na seguinte expressão:

,

Na expressão acima, é a constante da gravitação universal, determinada entre 1797 e 1798 por Henry Cavendish em sua famosa experiência.[17]

Relatividade geral

Ver artigo principal: Relatividade geral

Após formular a teoria da relatividade restrita, o físico alemão Albert Einstein publicou, em 1915, sua teoria da relatividade geral.[18][19] Essa nova teoria foi construída para expandir os conceitos de relatividade restrita a referenciais não inerciais e propôr uma explicação teórica para o fenômeno da gravidade, anteriormente ausente na lei da gravitação de Newton.[18][19] Segundo Einstein, a existência de matéria ou energia curva o tecido do espaço-tempo.[19]

Lei de Hubble

Ilustração sobre a expansão do Universo.
Ver artigo principal: Lei de Hubble-Homason

Em 1912, o astrônomo norte-americano Vesto Slipher mediu o espectro eletromagnético da galáxia de Andrômeda - à época identificada como "nebulosa espiral" - percebendo um deslocamento das linhas espectrais para comprimentos de onda menores, isto é, deslocada para o azul (blueshift).[20] Pelo efeito Doppler relativístico, previsto pela relatividade restrita de Einstein, Slipher concluiu que Andrômeda está se aproximando da Terra.[20] Nos anos seguintes, o astrônomo analisou o espectro de 40 galáxias diferentes e observou que a maioria apresentava desvio para o vermelho, ou seja, que estavam se afastando da Terra.[20][21]

Analisando o comportamento de estrelas Cefeidas, cuja luminosidade varia em um período bem definido, por meio de imagens capturadas pelo telescópio de Monte Wilson, Edwin Hubble e Milton Homason estimaram a distância às outras galáxias. Ao comparar as distâncias entre as galáxias e suas velocidades de afastamento, eles perceberam que galáxias mais distantes afastavam-se com maior velocidade.[20][21] Admitindo uma relação linear entre a velocidade de afastamento das galáxias e sua distância à Via Láctea, postulou-se a lei de Hubble-Humason:

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Em que é o parâmetro ou constante de Hubble.[20][21]