Astronomia 6° e 7° ano by Norway One World

Estudo Avanรงado de Astronomia Sara Lance

Sumario 1. O Principio Cosmológico.......................................................................4 1.1. Homogeneidade como consequência da isotropia...........................9 2. Radiação Cósmica de Fundo................................................................12 3. Inflação Cósmica..................................................................................13 4. Cosmologia Relativista.........................................................................15 4. 1. Introdução.....................................................................................15 4. 2. Aprofundamento...........................................................................17 4.3. O tensor de energia-momento........................................................17 4.4. Equações de campo de Einstein.....................................................18 4.5. As equações no vácuo....................................................................19 4.6. O universo estático de Einstein......................................................19 5. Cosmologia Newtoniana.......................................................................20 5.1. Idade do Universo..........................................................................20 6. A relação entre os astros e a adivinhação | Importância do estudo da astronomia.............................................................................................23

O princípio cosmologico “O principio cosmológico significa que o Universo se parece o mesmo, não importado quem quer que você seja ou onde quer que você esteja ” — Andrew Liddle.

princípio cosmológico é o pressuposto básico de toda cosmologia moderna. Evidentemente, como acontece com quase todas as ideias científicas, há quem conteste. É devido a contestações que uma teoria científica, ou mesmo um princípio, é substituída por outra, ou tem sua consistência cada vez mais confirmada. No caso do princípio cosmológico, nenhuma contestação foi ainda capaz de abalar sua importância atual. Ao longo da história, vários princípios cosmológicos existiram. Cada um deles refletia o entendimento cosmológico de sua época. Atualmente, enunciamos o princípio cosmológico da seguinte maneira: “O Universo, em grande escala, é homogêneo e isotrópico.” Vamos estudar um pouco essas palavras. Logo de início, o princípio cosmológico nos avisa que se trata de algo relacionado ao Universo em grande escala, ou seja, em grandes distâncias. Quando falamos do Universo em grande escala, estamos falando de grandes porções espaciais do Universo, e não de pequenas regiões. Para termos uma noção do cenário cosmológico sobre o qual nos referenciamos quando falamos em Universo em grande escala, vamos acompanhar as seguintes ilustrações que comparam representações de diferentes porções espaciais do Universo (a unidade ly é a abreviação em inglês de ano-luz):

Figura 1 – Nas vizinhanças da Via Láctea (Milk Way, em inglês), encontraram algumas pequenas galáxias muito próximas. É chamada de galáxias satélites da Via Láctea.

Figura 2 – Ao nos afastarmos alguns milhões de anos-luz da Via Láctea, encontramos outras galáxias vizinhas que formam o grupo de galáxias chamado Grupo Local.

Figura 3 — Dez vezes mais distante, o número de galáxias aumenta. Vemos alguns aglomerados de galáxias que formam o super

Figura 4 – Ainda mais distante, vemos outros superaglomerados que se agrupam de maneira peculiar no Universo.

Figura 5 – Chegamos, finalmente, à escala de bilhões de anos-luz. Aqui, estamos vendo o Universo em grande escala.

As Figuras de 1 a 5 mostram uma progressão de escala espacial, desde o Universo local em torno da Via Láctea, até o máximo que podemos observar do Universo (lembre-se de que essas imagens são ilustrativas, e a Figura 5 não significa que o Universo tem forma esférica). Com essas figuras, também podemos compreender por que o princípio cosmológico fala em homogeneidade. Homogeneidade significa distribuição uniforme de matéria. Assim, se o princípio cosmológico estiver certo, devemos encontrar aproximadamente a mesma quantidade de galáxias (e também de aglomerados e superaglomerados de galáxias), em todas as partes do Universo em grande escala. Repare que isso só pode ser verdade em grande escala. Pegando uma pequena porção das Figuras de 1 a 4, certamente não temos uma homogeneidade na distribuição de matéria, assim como a matéria também não está homogeneamente distribuída aí, ao seu redor. Mas podemos dizer, com toda certeza, que observamos boa homogeneidade na Figura 5, ou mesmo em partes dela. 7

A homogeneidade do Universo é verificada pelas observações astronômicas. Existem trabalhos de mapeamento do céu que determinam a distribuição de galáxias e podem ser utilizados para testar a homogeneidade predita pelo princípio cosmológico. Os mapeamentos parecem confirmar uma distribuição homogênea de galáxias. A figura abaixo mostra um mapeamento obtido através de placas fotográficas com imagens de regiões profundas do céu. Essas imagens foram scaneadas e o mapa montado por computador, mostrando a distribuição de galáxias na região fotografada pelas placas.

Figura 6 – Imagem obtida pelo APM Galaxy Survey (http://www-astro.physics.ox.ac.uk/~wjs/apm_survey.html).

Assim, segundo as observações que possuímos até os dias de hoje, podemos verificar que, de fato, existe homogeneidade na distribuição de matéria no Universo. Mas lembre-se: em grande escala! O princípio cosmológico só se verifica em escalas de bilhões de anos-luz. Em outras palavras, podemos entender a homogeneidade no princípio cosmológico como uma maneira de dizer que não há lugar privilegiado, ou especial, no Cosmo. O outro aspecto esperado para o Universo (em grande escala!), segundo o princípio cosmológico, é a isotropia. A isotropia nos fala da ausência de direções privilegiadas. Vamos a um exemplo simples para ilustrar isotropia e anisotropia. Imaginemos o céu azul e sem nuvens de um dia ensolarado. Podemos encontrar várias regiões de igual luminosidade, com o mesmo brilho, mostrando o mesmo tom de azul. Entretanto, existe uma região muito mais brilhante, exatamente onde está o Sol no céu. Isso significa que não percebemos isotropia com relação à luminosidade em todo o céu 8

de um dia ensolarado, porque há uma direção onde existe um brilho muito mais intenso em comparação com outras regiões. O princípio cosmológico nos diz que, indo muitíssimo mais além do sistema Terra-Sol, para muito além de nossa Galáxia, considerando o Universo na escala representada na Figura 5, devemos observar isotropia. No que diz respeito à radiação, por exemplo, devemos verificar que a quantidade de radiação vinda de todas as direções é a mesma. No que diz respeito à matéria, em todas as direções devemos observar uma mesma distribuição e quantidade de matéria. As propriedades do espaço são as mesmas em todas as direções. Mais uma vez, isso só é válido (desculpe a insistência) em grande escala!

Homogeneidade como consequência da isotropia.

princípio cosmológico não faz distinção de lugar para a isotropia. Isso significa que ele diz que o Universo é isotrópico visto de qualquer posição. Perceba que isso nos leva a um Universo homogêneo. Um observador situado em qualquer ponto de um Universo isotrópico deve observar, em qualquer direção, a mesma distribuição de matéria. Logo, esse Universo é, também, homogêneo. Entretanto, o inverso não é verdade, ou seja, a homogeneidade do Universo não tem a isotropia como consequência. Vamos explorar a homogeneidade como consequência da isotropia em qualquer ponto para ilustrarmos mais uma vez a diferença entre esses dois conceitos que nos traz o princípio cosmológico. Em primeiro lugar, criemos um Universo homogêneo, mas não isotrópico. Imagine que o paralelepípedo abaixo tenha as faces opostas identificadas, ou seja, cada face está colada com a face oposta. Não é possível desenhar esse Universo ilimitado, mas se quisermos um Universo isotrópico, temos que fazer esse exercício mental.

Figura 7 — Um Universo homogêneo, mas não isotrópico (as faces opostas desse paralelepípedo estão identificadas uma com a outra).

Note que as estruturas vermelhas estão homogeneamente distribuídas por todo o nosso Universo. Entretanto, ele não possui o mesmo aspecto se for observado em todas as direções. Observar esse nosso Universo imaginário na direção A é bem diferente de observá-lo nas direções B ou C. Dessa forma, esse nosso Universo é homogêneo, mas não isotrópico. Compare agora com o Universo homogêneo e isotrópico da figura a seguir.

Figura 8 – Um Universo homogêneo e isotrópico (as faces opostas desse paralelepípedo estão identificadas uma com a outra).

Procure notar que nesse nosso segundo Universo imaginário — lembrando que as faces opostas estão identificadas, ou coladas —, o mesmo aspecto pode ser observado em qualquer uma das três direções A, B ou C, a partir de qualquer ponto. Consequentemente, uma mesma distribuição das pequenas estruturas que preenchem esse Universo deve ser também observada. É importante notar, também, que a homogeneidade como consequência da isotropia só é válida se a isotropia for válida para qualquer ponto do Universo em questão. Na figura

abaixo, temos outra representação de Universo hipotético. Dessa vez, o Universo é finito e limitado, e possui forma esférica.

Figura 9 — Um Universo isotrópico e não homogêneo

Repare que temos isotropia nesse Universo apenas para um observador no centro. E não há homogeneidade, pois considerando os traços e pontos como matéria, cada região delimitada por uma esfera possui uma diferente distribuição de matéria. Ainda falta muito para conhecermos do Universo, como, por exemplo, sua forma e as causas da misteriosa aceleração da expansão. Mas, por mais mistérios que o Universo ainda nos reserve, parece que conseguimos conhecer duas de suas características mais fundamentais. Essa é uma grande conquista para a Cosmologia. E enquanto o princípio cosmológico não for derrubado, ele continua a ser o grande teste para teorias cosmológicas futuras.

Radiação Cósmica de Fundo

abemos que com a expansão do universo e seu resfriamento, os elétrons já conseguiam se combinar a átomos, fazendo com que fótons pudessem viajar longas distâncias sem encontrar muitos obstáculos. Dizendo que o universo sofreu uma transição de um universo opaco para um universo transparente; esses fótons viajantes foram produzidos no universo inteiro e hoje parte deles chega até nós, no que conhecemos como fundo cósmico de radiação ou radiação cósmica de fundo (a tradução que você preferir para cosmic microwave background). A descoberta dessa radiação é antiga — e mesmo antes de sua descoberta ela já havia sido prevista — e fornece muita informação interessante sobre o universo; entretanto ao mesmo tempo ela traz (ou trazia) um enigma. “Se você medisse a radiação vinda de um lado do céu e comparasse com a radiação vinda do lado exatamente oposto, veria a mesma temperatura”. Só que, do que conhecemos da expansão do universo, essas duas regiões deveriam estar no passado, tão distantes que não poderiam estar em equilíbrio térmico. De fato, as duas regiões estariam em regiões desconectadas causalmente, isto é, que uma região não poderia influenciar a outra de nenhuma forma.

Inflação Cósmica “Durante a inflação cósmica, tudo aconteceu de todas as maneiras, com as partículas fazendo todas as trajetórias possíveis ao mesmo tempo.” — Stephen Hawking.

urgiu nos anos 80 uma proposta (originalmente bolada para solucionar outro problema) que dá conta de resolver esse enigma. A ideia de que, bem antes dessa radiação cósmica ser produzida, bem antes dos núcleos atômicos serem formados, a aproximadamente 13,7 bilhões de anos, houve uma expansão extremamente rápida e intensa do universo, chamada de inflação. Por “extremamente rápida” eu quero dizer coisa de 10-33 segundos. Por extremamente intensa eu quero dizer que qualquer região do universo teria aumentado seu volume por um fator de 1078. Isso mesmo. Uma caixinha de um metro cúbico antes da inflação teria, depois de uma fração absurdamente pequena de tempo, um volume de 1078 metros cúbicos. Para comparação, nosso universo visível hoje possui cerca de 3 x 1080 metros cúbicos. Então, com essa hipótese, as duas regiões do céu que não estariam em contato causal durante a produção da radiação cósmica, de fato estiveram antes da inflação, explicando porque toda a radiação que observamos hoje apresenta a mesma temperatura. De quebra, a hipótese da inflação explica também porque o universo parece tão plano, além de explicar a formação de estruturas. Ou seja, mata vários cajados com uma coelhada só. Alguns chamam o período de inflação como sendo o próprio Big-Bang, ou como alguns sites dizem, “o Bang do Big-Bang”. Já que sabemos que não temos ideia do que acontece no tempo zero, talvez seja interessante enfatizar a coisa do nosso conhecimento que chega mais perto do instante inicial, ainda mais quando essa coisa, a inflação, provoca essa expansão absurda, muito mais intensa do que qualquer coisa que podemos imaginar. Eu pessoalmente sou um pouco relutante em dizer que Inflação=Bang, pois acredito que isso pode gerar mais confusão do que realmente ajudar. Mas enfim, é minha opinião.

A inflação está representada nessa imagem como o período entre 10-43 e 10-34 segundos. A radiação cósmica de fundo só é produzida ali por volta de 100 mil anos após a inflação.

Agora, o problema é que, tudo que possa ter sido gerado durante a inflação já foi destruído, ou pelo menos obscurecido pelo que aconteceu depois. É verdade, algumas evidências indiretas existem, como alguns padrões sutis no fundo de radiação, mas até então nada que possa realmente ser chamado de evidência direta. Até hoje. Essa segunda feira, dia 17/03/2014, um experimento que media a polarização da radiação cósmica de fundo detectou um tipo de polarização que: 1. É inconsistente com a polarização produzida por galáxias, massas de gás ou outras coisas do nosso universo atual; 2. É consistente com a polarização esperada provocada pelas ondas gravitacionais que teriam sido geradas durante o período de inflação. As ondas gravitacionais seriam uma das poucas coisas (talvez a única coisa) que sobreviveria até hoje desde que foram geradas durante a inflação. Detectar essas ondas, mesmo que indiretamente, é uma evidência fortíssima para a inflação. O livro não fecha aí. O experimento BICEP2 foi somente o primeiro. Existem outros satélites e telescópios capazes de medir a polarização do fundo cósmico de radiação e fazer análises parecidas. Então precisamos aguardar respostas desses outros grupos para concluirmos que de fato essa polarização foi observada, e que, portanto, temos uma evidência direta para a inflação.

Cosmologia Relativista “E para nós é o bastante que a gravidade realmente existe (...)” — Isaac Newton; Princípios Matemáticos da Filosofia Natural, Livro III, 168.

1. Introdução

nterpretação padrão da expansão cosmológica baseada na teoria da relatividade geral. Nesta teoria a descrição geométrica do espaço-tempo determina localmente o campo gravitacional. O espaço-tempo sofre uma expansão e em consequência os objetos que nele estão imersos participam deste processo.

A expansão do espaço-tempo faz com que todas as separações entre os objetos sejam afetadas.

Ocorreu-se, por exemplo, uma expansão do fator de escala por um fator dois todas as separações são duplicadas.

Mas esta expansão não afeta a estrutura interna dos objetos gravitacionalmente ligados, como as galáxias, que evoluem independentemente da expansão do espaço-tempo.

2. Aprofundamento

princípio cosmológico (PC) — a homogeneidade e isotropia do universo — e a teoria da relatividade geral (TRG) constituem os fundamentos físicos e matemáticos da cosmologia relativista. Resumindo tudo o que será apresentado a seguir, podemos dizer que as simetrias introduzidas pelo PC fazem com que as equações de campo completas de Einstein da TRG se reduzam a duas simples equações diferenciais para o fator de escala - ou de expansão - do universo. A partir destas duas equações os modelos cosmológicos relativistas mais populares podem ser construídos. As equações de campo de Einstein da TRG representam uma descrição matemática de uma entidade geométrica, o espaço-tempo, definido por três coordenadas espaciais e uma temporal. Esta entidade de Quatro dimensões é estabelecida pelo conteúdo de energia e matéria existentes. Do lado esquerdo das equações temos a descrição geométrica do espaço-tempo e do lado direito, o conteúdo de energia e momento. Colocado de outra forma, a TRG é a teoria da gravitação de Einstein. Ela pode ser entendida simplificadamente pela afirmação de que “o espaço-tempo diz à matéria como se mover e a matéria diz ao espaço-tempo como se curvar”. Está é obviamente uma afirmação incompleta, pois não só a matéria curva o espaço-tempo, mas também toda forma de energia.

2. 1. O tensor de energia-momento

ste é o tensor que descreve a atividade energética no espaço. O tensor de energia momento fornece quantitativamente as densidades e os fundamentos físicomatemáticos da cosmologia relativista 3302-3 fluxos de energia e momento gerados pelas fontes presentes no espaço e que determinarão a geometria do espaçotempo. As componentes do tensor de energia-momento são as seguintes: T00 = densidade de matéria e energia. ❖ ❖ ❖

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T0ν = fluxo de energia (i.e., energia por unidade de área, por unidade de tempo) na direção ν; ν ̸= 0. Tµ0 = densidade da componente µ do momento; µ ̸= 0. Tµν = fluxo da componente µ do momento na direção ν (i.e., tensão de cisalhamento). Note que “fluxo do momento” é o mesmo que “forca por área”; µ, ν ̸= 0. Tµµ = fluxo da componente µ do momento na direção µ (i.e., forca sobre a área perpendicular, ou seja, pressão, que difere de “tensão de cisalhamento” exatamente por levar em conta a componente da forca perpendicular à superfície sobre a qual atua); µ ̸= 0.

O tensor de energia-momento é simétrico, ou seja, Tµν = Tνµ. Misner, Thorne e Wheeler, mostram isto utilizando um argumento físico. Eles consideram as tensões de cisalhamento sobre um cubo muito pequeno de aresta L e massa-energia igual a T00L 3 e mostram que ele teria aceleração angular infinita caso o tensor não fosse simétrico. O tensor de energia-momento, por ser simétrico, tem, no m´eximo, 10 componentes diferentes, ao invés das 16 de um tensor qualquer 4 × 4. Como veremos a seguir, os tensores relacionados à geometria do espaço-tempo também são simétricos. Estamos prontos agora para discutir, em mais detalhes, as equações de Einstein da TRG.

2. 2. Equações de campo de Einstein

enorme sucesso da gravitação de Newton nos fenômenos clássicos - campos gravitacionais fracos e velocidades muito menores do que a velocidade da luz torna quase obrigatório que qualquer nova teoria de gravitação se reduza, nestes limites, à lei do inverso do quadrado newtoniana. Em outras palavras, no chamado “limite clássico”, na ausência de fontes gravitacionais, a TRG deve cair na equação de Laplace para o potencial gravitacional newtoniano Φ, ∇2Φ = 0, e na equação de Poisson, ∇2Φ = 4πGρ, sempre que houver a presença de fontes, representadas pela densidade de matéria ρ. Este foi o caminho seguido por Einstein, e que passaremos a discutir, primeiro, com as equações de campo para a ausência de fontes e, em seguida, com as equações completas, as quais têm como caso particular as primeiras. Além da redução aos limites newtonianos, Einstein utilizou também, para a postulação das equações de campo, os critérios de simplicidade e de intuição física. Einstein se pergunta: “Qual é a forma mais simples da métrica espaciotemporal, na ausência de fontes, que resultará, no limite clássico, na equação de Laplace para o potencial gravitacional newtoniano? E se houverem fontes, como obter da forma mais simples o tensor da métrica e, ao mesmo tempo, a redução clássica à equação de Poisson?” E ainda, em ambos os casos da teoria geral, ele deveria obter a conservação da energia e do momento. Após a satisfação destes critérios e da redução aos limites clássicos, a validade das equações formuladas deve, naturalmente, ser verificada pela experiência. Como veremos, esta verificação ocorreu de forma extremamente satisfatória para as equações de campo no vácuo, mas, aparentemente, ainda não ocorreu para as equações completas.

2. 3. As equaĂ§Ăľes no vĂĄcuo

s equaĂ§Ăľes da TRG no vĂĄcuo sĂŁo em grande maneira â&#x20AC;&#x201D; e atĂŠ certo ponto, paradoxalmente, por nĂŁo serem as equaĂ§Ăľes completas - as grandes responsĂĄveis pelo prestĂgio extraordinĂĄrio de que goza a TRG. E o que veremos a seguir. As equaĂ§Ăľes no vĂĄcuo sĂŁo aquelas vĂĄlidas para o campo da mĂŠtrica no vĂĄcuo, como, por exemplo, o campo em torno do Sol, para o qual a densidade de matĂŠria Ď = 0. Estudando as simetrias do tensor de Ricci RÂľÎ˝ no limite clĂĄssico tensor da mĂŠtrica gÂľÎ˝, Einstein postula a seguinte forma, para as equaĂ§Ăľes de campo no vĂĄcuo.

2. 4. O Universo EstĂĄtico de Einstein

universo estĂĄtico de Einstein Logo apĂłs a apresentaĂ§ĂŁo final da TRG em 1915, Albert Einstein (1879-1955) inaugurou o estudo da cosmologia relativista. Ele publicou, em 1917, um artigo com o sugestivo tĂtulo ConsideraĂ§Ăľes CosmolĂłgico Relacionado Ă&#x20AC; Teoria da Relatividade Geral. đ?&#x2018; 2 2 đ?&#x2018; 2 đ?&#x2018;?

đ?&#x2018;&#x2DC; Î&#x203A; 8đ?&#x153;&#x2039;đ??şđ?&#x2018;? â&#x2C6;&#x2019; = 2 đ?&#x2018; 3 3đ?&#x2018;? 2

Ele utiliza a equaĂ§ĂŁo acima, com Î&#x203A; positivo para obter um efeito cĂłsmico repulsivo e, assim, contrabalanĂ§ar exatamente o efeito atrativo da matĂŠria e da radiaĂ§ĂŁo do universo. Assim, ele obtĂŠm um universo estĂĄtico, condizente com as ideias prevalecentes na ĂŠpoca. Este modelo foi de enorme importĂ˘ncia na histĂłria da ciĂŞncia da cosmologia, pois foi motivo de inspiraĂ§ĂŁo cientĂfica para muitos pesquisadores. O modelo gozava, entretanto, de uma caracterĂstica indesejĂĄvel: era instĂĄvel sob pequenas perturbaĂ§Ăľes no estado de equilĂbrio estĂĄtico.

Cosmologia Newtoniana

mbora precisemos da Teoria da Relatividade Geral para deduzir a expansão do Universo, a teoria de Newton produz os mesmos resultados para a densidade crítica e a idade do Universo, e vamos usá-la para derivar estas relações.

Idade do Universo Como a lei de Hubble, que relaciona a velocidade de expansão da galáxia, v, com a distância a esta, d, é dada por:

assumindo que a velocidade v permaneceu constante no tempo, isto é, que não houve desaceleração, ou seja que o Universo é aberto. Podemos também derivar a idade do Universo para o caso do Universo plano (E=0), escrevendo na equação da energia total:

Integrando-se os dois lados, e usando r=0 para t=0, obtemos:

Como a lei de Hubble pode ser escrita como:

podemos usar a equação para escrever o termo em função da constante de Hubble:

que substituindo na equação nos dá:

Lembre-se que 1 Mpc corresponde a 3,26 milhões de anos-luz e que a dimensão da constante de Hubble H é simplesmente o inverso de tempo. As unidades que usamos 21

simplesmente explicitam que quando olhamos a um Mpc, a velocidade é de recessão das galáxias é da ordem de 50 a 100 km/s.

A constante de Hubble é derivada medindo-se independentemente da velocidade, a distância às galáxias, como usando o fato de que as estrelas Cefeidas são intrinsicamente mais brilhantes quanto maior é o período de pulsação.

Calculador para a idade do Universo: Para Ho = 71 km/s/Mpc, ΩM=0,270, Ωvac=0,730, z=11 corresponde à idade de 462 milhões de anos, e o Universo tem agora 13,665 bilhões de anos. Este é o z compatível com as observações do WMAP para a época da formação das primeiras estrelas, isto é, da reionização do Universo.

A relação entre os astros e a adivinhação | Importância do estudo da astronomia

urante muito tempo (seguramente mais de 45 séculos!) a Astrologia e Astronomia confundiam-se. Os sacerdotes da Mesopotâmia antiga eram também astrónomos. As suas observações dos movimentos das estrelas, Sol, Lua e planetas permitiram inferir a relação entre os astros e o ano e as estações. Porque não estender esta relação ao dia a dia do próprio Homem? Os astrónomos, que muitas vezes faziam parte das cortes de reis e imperadores, além das suas observações dos movimentos dos planetas, tinham que fazer horóscopos, com previsões de bons ou maus presságios para o futuro ou mesmo aconselhamento para a melhor data para uma celebração, um enlace, uma batalha. O próprio Johannes Kepler (1571-1630), expoente máximo da Astronomia Universal, teria tido necessidade de, em determinados períodos da sua vida, recorrer à construção de horóscopos para poder angariar o sustento para si e para a sua família. Não é claro o momento da separação entre a Astrologia e a Astronomia. Segundo Carlos Daremberg (1817 – 1872), historiador de medicina francês, "a Astrologia começou a declinar no século XII, para morrer afogada em ridículo no século XVIII". No entanto é incontestável, e natural, que a convivência secular entre estas duas áreas tenha trazido até aos nossos dias reminiscências desse passado comum. Uma das mais claras é a que concerne o léxico usado pela Astrologia. Nos tempos que correm somos inundados, através da imprensa ou da comunicação social, por referências à Astrologia, dadas de forma tão hermética e obscura que por vezes nos assustam, fascinam, ou mesmo ludibriam. Porém, é certo que para podermos estudar a adivinhação através dos astros, primeiro precisamos estucar os antros em si. Em astronomia, estudamos até hoje tanto a astrologia — com o simbolismo; significados das posições dos astros; como montar o mapa astral, etc.; como também a composição física e química do Universo. Conhecemos um pouco de cada planeta do Sistema Solar, temos entendimento da galáxia como um todo, perspectivas da expansão do Universo, estudo sobre os corpos celestes e demais. Ambas as ciências estão relacionadas. Os Alunos que escolherem estudar Astronomia deverão se manter em constante atualização, pois o Universo está sempre expandindo.