volume ii - Estado do Paraná

ISBN 978-85-8015-053-7
Cadernos PDE
VOLUME I I
Versão Online
2009
O PROFESSOR PDE E OS DESAFIOS
DA ESCOLA PÚBLICA PARANAENSE
Produção Didático-Pedagógica
SECRETARIA DE ESTADO DA EDUCAÇÃO
SUPERINTENDÊNCIA DA EDUCAÇÃO
PROGRAMA DE DESENVOLVIMENTO EDUCACIONAL – PDE
UNIVERSIDADE ESTADUAL DO OESTE DO PARANÁ
UNIOESTE – CASCAVEL
O ESTUDO DE ASTRONOMIA NO ENSINO FUNDAMENTAL
PROFESSORA PDE: VERA LUCIA ZARDO ANSOLIN
PROF. ORIENTADOR: PROF. DR. BRENO LEITÃO WAICHEL
TOLEDO, 2010
SUMÁRIO
Apresentação..........................................................................................................05
Ato de fé ou conquista do conhecimento................................................................07
I UNIDADE: MOVIMENTOS CELESTES E TERRESTRES..................................13
Movimentos Celestes e Terrestres.........................................................................14
Astronomia de posição............................................................................................18
Uma geometria para o céu......................................................................................19
O caminho do Sol na esfera celeste: a eclíptica.....................................................22
O movimento anual do Sol visto da Terra..............................................................24
Diferenças entre dia e noite....................................................................................27
Ano solar.................................................................................................................27
Sol a pino................................................................................................................27
Características do solstício de primavera:..............................................................28
Características do solstício de verão......................................................................28
Características do equinócio de outono..................................................................28
Característica do equinócio de inverno...................................................................28
Sistemas de Coordenadas......................................................................................29
Coordenadas na esfera celeste..............................................................................30
Movimento de rotação e o dia e a noite..................................................................32
Movimento diurno da esfera celeste.......................................................................33
Movimento de translação e as estações do ano em diferentes latitudes...............35
Movimento da Lua em torno da Terra e do Sol......................................................36
Fases da Lua...........................................................................................................37
Curiosidade.............................................................................................................38
A Lua mostra a posição do Sol...............................................................................39
Origem da rotação sincronizada com a translação................................................40
Eclipses...................................................................................................................40
Um pouco de história..............................................................................................41
Como ocorrem os eclipses do Sol..........................................................................42
Duração de um eclipse solar...................................................................................43
Tipos de eclipse do sol............................................................................................43
Visibilidade de um eclipse do sol............................................................................43
Como ocorrem os eclipses da Lua.........................................................................44
Eclipse total da Lua em 21 de dezembro de 2010.................................................44
Visibilidade de um eclipse da Lua...........................................................................45
Duração de um eclipse lunar..................................................................................45
Procedimentos para observar o eclipse do Sol......................................................45
Observação sem instrumento ótico........................................................................46
Observação com telescópio ou binóculo................................................................47
II UNIDADE: ASTROS............................................................................................48
Astros......................................................................................................................49
Resolução 5A..........................................................................................................50
Resolução 6A..........................................................................................................51
Satélites...................................................................................................................52
Asteroides...............................................................................................................55
Diferenças entre os termos.....................................................................................56
Cometas..................................................................................................................58
Anéis planetários.....................................................................................................62
Planetas..................................................................................................................64
Diferenças entre estrela e planeta quando observamos o céu..............................66
Mercúrio..................................................................................................................66
Missões a Mercúrio.................................................................................................67
Vênus......................................................................................................................68
Terra........................................................................................................................70
Marte.......................................................................................................................73
Oposições de Marte até 2020.................................................................................76
Júpiter......................................................................................................................77
Saturno....................................................................................................................81
Urano.......................................................................................................................86
Netuno.....................................................................................................................90
Planetas anões........................................................................................................92
Plutão......................................................................................................................93
Ceres.......................................................................................................................95
III UNIDADE – ATIVIDADES PRÁTICAS..............................................................96
Planetário de pobre.................................................................................................97
funcionamento do planetário.................................................................................100
Movimento diário da esfera celeste......................................................................101
A inclinação do eixo de rotação terrestre.............................................................101
ENAST – Encontro Nacional de Ensino de Astronomia. Reconhecimento do
Céu........................................................................................................................102
Modelo para o Movimento Anual Aparente do Sol a partir de uma perspectiva
geocêntrica............................................................................................................103
Objetivo.................................................................................................................103
Material necessário...............................................................................................103
Construção do Modelo..........................................................................................103
Exemplos para operação do modelo....................................................................107
Para a latitude 30ºS..............................................................................................108
No Equador...........................................................................................................109
No Pólo Sul...........................................................................................................110
Relógio de Sol.......................................................................................................110
A construção do relógio de sol usando garrafa pet..............................................111
Métodos da determinação da direção Norte-Sul..................................................115
Relógio de sol equatorial.......................................................................................116
Planisfério celeste rotativo....................................................................................117
Construção do planisfério celeste rotativo............................................................118
Como montar o planisfério celeste.......................................................................119
Software Sttelarium e Celestia: movimento horizontal do Sol observado aqui da
Terra......................................................................................................................121
Vídeos, propostas de utilização............................................................................125
Considerações finais.............................................................................................129
Referências...........................................................................................................129
Anexos..................................................................................................................130
Anexo I “Uma breve história do Tempo................................................................137
Anexo II “Imagens da Construção do Planetário de Pobre................................. 149
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
APRESENTAÇÃO
A finalidade desta produção didático-pedagógica é estabelecer um diálogo
em torno dos temas “Movimentos Celestes e Terrestres” e “Astros”, com vistas a
subsidiar os professores de Ciências com conteúdos de Astronomia de forma que as
aulas sejam criativas e dinâmicas, despertando o interesse dos alunos.
Estamos vivendo um grande desafio na educação. A ampliação de vagas e a
garantia dos alunos no espaço escolar foram direcionadas por uma educação
sistematizada, caracterizando a fragmentação dos conteúdos.
Ao
buscarmos
subsídios
na
perspectiva
histórico-cultural,
podemos
compreender que a sistematização dos conteúdos deve estar relacionada com o
aprendizado dos conceitos científicos. Lembramos que a apropriação do
conhecimento realiza-se pela intervenção intencional e sistemática do professor,
desenvolvendo nos alunos a consciência pela apropriação dos conteúdos culturais
elaborados pela humanidade.
É importante destacar que para que o aluno adquira um conhecimento sobre
Astronomia é necessário motivá-lo, oferecendo oportunidades de analisar e
conhecer materiais que o levem a este conhecimento. Sendo assim, é fundamental
que as aulas sejam contempladas com metodologias diversificadas, levando os
alunos à descoberta dos fatos e compreendendo a importância do conteúdo para a
nossa realidade. Trabalhar com o conteúdo de Astronomia não deixa de ser
desafiador, pois requer uma atualização e um conhecimento constante dos
conteúdos tanto por parte dos professores como dos alunos.
Para que isso ocorra, acreditamos ser necessário o interesse do professor
no conhecimento e atualização dos conteúdos, na vontade de ensinar e no
compromisso com a qualidade da educação.
Vale salientar que ao escrever esta produção didático-pedagógica buscou-se
atender alguns objetivos acima mencionados, sem com isso fechar a discussão ou
conclusão em torno dos temas apresentados. Compreendendo-se que sempre
existirão outras leituras que emergem depois do texto construído. Acreditamos que
seja por meio de contribuições como esta, que possamos melhorar nossa qualidade
de ensino e de aprendizagem.
Sabemos que a escola pode representar um meio para se ter um futuro
melhor, contribuindo na formação da cidadania e na construção de uma sociedade
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
mais humana e igualitária. Neste sentido, é importante destacar que para trabalhar
este assunto dever ser oferecido materiais didáticos que despertem a curiosidade e
o senso crítico, levando os alunos ao diagnóstico e a conclusão de suas
investigações.
De acordo com Libâneo (1994),
“Através da ação educativa o meio social exerce influências
sobre
os indivíduos e estes, ao assimilarem e recriarem essas influências,
tornam-se capazes de estabelecer uma relação ativa e
transformadora em relação ao meio social.”
Percebemos com esta citação, que o sucesso na aprendizagem está
relacionado com o interesse em aprender.
Neste contexto, este material didático foi elaborado com a finalidade de
proporcionar aos professores e alunos um conceito mais aprofundado sobre
Astronomia, servindo de referência e estímulo na tarefa de conduzir os alunos ao
conhecimento, despertando uma dimensão significativa para a educação.
O material apresenta dois conteúdos. A Unidade I: “Movimentos Celestes e
Terrestres” e a Unidade II: “Astros. Na Unidade III, apresentamos algumas
atividades práticas que serão trabalhadas com o professores no Curso de Extensão
que será proposto como implementação deste projeto. Está organizado de uma
maneira que possa efetivamente auxiliar o trabalho do professor em sala de aula,
atendendo ao Currículo Básico do Estado do Paraná, às Propostas Curriculares e ao
Plano de Trabalho Docente dos educadores, na disciplina de Ciências. Cabe ao
professor programar e adaptar os conteúdos de acordo com a realidade de seus
alunos, motivando-os à busca de conceitos e à transformação do que for necessário,
tendo em vista a melhoria do processo ensino-aprendizagem.
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
ATO DE FÉ OU CONQUISTA DO CONHECIMENTO?
Um episódio na vida de Joãozinho da Maré
Professor Rodolpho Caniato1
O Joãozinho de nossa história é um moleque muito pobre que mora numa
favela sobre palafitas espetadas em um vasto mangue. Nosso Joãozinho só vai à
escola quando sabe que vai ser distribuída merenda, uma das poucas razões que
ele sente para ir à escola. Do fundo da miséria em que vive, Joãozinho pode ver
bem próximo algumas das conquistas de nossa civilização em vias de
desenvolvimento (para alguns). Dali de sua favela ele pode ver bem de perto uma
das grandes Universidades onde se cultiva a inteligência e se conquista o
conhecimento. Naturalmente esse conhecimento e a ciência ali cultivadas nada tem
a ver com o Joãozinho e outros milhares de Joãozinhos pelo Brasil afora.
Além de perambular por toda a cidade, de sua favela, pode ver o aeroporto
internacional do Rio de Janeiro. Isso certamente é o que mais fascina os olhos de
Joãozinho. Aqueles grandes pássaros de metal sobem imponentes com um ruído de
rachar os céus. Joãozinho, com seu olhar curioso, acompanha aqueles pássaros de
metal até que, eles desapareçam no céu.
Talvez, por frequentar pouco a escola, por gostar de observar os aviões e o
mundo que o rodeia, Joãozinho seja um sobrevivente de nosso sistema educacional.
Joãozinho não perdeu aquela curiosidade de todas as crianças; aquela vontade de
saber os “como” e os “porque”, especialmente em relação às coisas da natureza; a
curiosidade e o gosto de saber que se vão extinguindo em geral, com a frequência à
escola. Não há curiosidade que aguente aquela “decoreba” sobre o corpo humano,
por exemplo.
Sabendo por seus colegas que nesse dia haveria merenda, Joãozinho
resolve ir à escola. Nesse dia, sua professora se dispunha a dar uma aula de
1 Autor dos livros: Um projeto brasileiro para O ensino de Física (Tese de doutorado); “O Céu”
Editora” ,ATICA, São Paulo 1982; “Linguagens da Física”, Editora ATICA, São Paulo, 1982;
“Com(ns)Ciência na Educação, Editora PAPIRUS, Campinas,1985; ”Que é Astronomia”; Editora
Brasiliense, São Paulo, 1980; “A Terra em que Vivemos”, Editora Átomo & Alínea, Campinas;
“(Re)Descobrindo a Astronomia”, (no prelo) Editora Átomo & Alínea, Campinas; “Innovation in
Science &Technology Education(um capítulo) UNESCO Paris,1996; “A energia que recebemos do
Sol”; “O Homem e a Terra”., audiovisual com texto gravado e 35 imagens; “O Sistema Solar”,
roteiro e texto de filme sonoro, colorido, (10 min.)feito para o MEC em 1971; “Estrelas e Universo”,
roteiro e texto de filme sonoro, colorido(10 min) feito para o MEC, 1971.
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
Ciências, coisa que Joãozinho gostava. A professora havia dito que nesse dia iria
falar sobre coisas como o Solo, a Terra e seus movimentos, verão, inverno, etc.
A professora começa por explicar que o verão é o tempo do calor, o inverno
é o tempo do frio, a primavera é o tempo das flores e o outono é o tempo em que as
folhas ficam amarelas e caem.
Em sua favela, no Rio de Janeiro, Joãozinho conhece calor e tempo de mais
calor ainda, um verdadeiro sufoco, às vezes.
As flores da primavera e as folhas amarelas que caem ficam por conta de
acreditar. Num clima tropical e quente como do Rio de Janeiro, Joãozinho não viu
nenhum
tempo
de
flores.
As
flores
por
aqui
existem
ou
não,
quase
independentemente da época do ano, em enterros e casamentos, que passam pela
Avenida Brasil, próxima à sua favela.
Joãozinho, observador e curioso, resolve perguntar porque acontecem ou
devem acontecer tais coisas. A professora se dispõe a dar a explicação:
−
Eu já disse a vocês numa aula anterior que a Terra é uma grande bola
e que essa bola está rodando sobre si mesma. É sua rotação que provoca os dias e
as noites. Acontece que, enquanto a Terra está girando, ela também está fazendo
uma grande volta ao redor do sol. Essa volta se faz em um ano. O caminho é uma
órbita alongada chamada elipse. Além dessa curva se assim tão alongada e
achatada, o sol não está no centro. Isso quer dizer que, em seu movimento, a Terra
as vezes passa perto, às vezes passa longe do sol. Quando passa perto é mais
quente, é Verão. Quando passa mais longe do Sol recebe menos calor: é Inverno.
Os olhos de Joãozinho brilhavam de curiosidades diante de um assunto
novo e tão interessante.
−
Professora, a senhora não disse antes que a Terra é uma bola e que
está girando enquanto faz a volta ao redor do Sol?
−
Sim, eu disse. Respondeu a professora com segurança.
−
Mas, se a Terra é uma bola girando todo dia perto do Sol, não deve ser
verão em toda a Terra?
−
É Joãozinho, é isso mesmo.
−
Então é mesmo verão em todo lugar e inverno em todo lugar, ao
mesmo tempo, professora?
−
Acho que é Joãozinho, vamos mudar de assunto.
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
A essa altura, a professora já não se sentia tão segura do que havia dito. A
insistência, natural para o Joãozinho, já começava a provocar uma certa
insegurança na professora.
−
Mas professora, insiste o garoto – enquanto a gente está ensaiando a
escola de samba, na época do Natal, a gente sente o maior calor, não é mesmo?
−
É mesmo Joãozinho.
−
Então nesse tempo é verão aqui?
−
É Joãozinho.
−
E o papai noel no meio da neve com roupas de frio e botas? A gente vê
nas vitrinas até as árvores de Natal com algodão. Não é para imitar a neve? (A 40º
no Rio).
−
É Joãozinho, na terra do Papai Noel faz frio.
−
Então, na terra do Papai Noel, no Natal, faz frio?
−
Faz Joãozinho.
Mas, então tem frio e calor ao mesmo tempo? Quer dizer que existe verão e
inverno ao mesmo tempo?
−
É Joãozinho, mas vamos mudar de assunto. Você está atrapalhando a
aula e eu tenho um programa a cumprir.
Mas Joãozinho ainda não havia sido “domado” pela escola. Ele ainda não
havia perdido o hábito e a iniciativa de fazer perguntas e querer entender as coisas.
Por isso, apesar do jeito visivelmente contrariado da professora, ele insiste.
−
Professora, como é que pode ser verão e inverno ao mesmo tempo,
em lugares diferentes, se a Terra, que é uma bola, deve estar perto ou longe do Sol?
Uma das duas coisas não está errada?
−
Como você se atreve Joãozinho, a dizer que a sua professora está
errada? Quem andou pondo essas ideias em sua cabeça?
−
Ninguém não, professora. Eu só tava pensando, Se tem verão e
inverno ao mesmo tempo, então isso não pode acontecer porque a Terra tá perto ou
tá longe do Sol. Não é mesmo, professora?
A professora, já irritada com a insistência atrevida do menino, assume uma
postura de autoridade científica e pontifica:
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−
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
Está nos livros que a Terra descreve uma curva que se chama elipse
ao redor do Sol, que este ocupa um dos focos e portanto ela se aproxima e se afasta
do Sol. Logo, deve ser por isso que existe verão e inverno.
Sem se dar conta da irritação da professora, nosso Joãozinho lembra-se da
sua experiência diária e acrescenta:
−
Professora, a melhor coisa que a gente tem aqui na favela é poder ver
avião o dia inteiro.
−
E daí, Joãozinho? O que isso tem a ver com o verão e o inverno?
−
Sabe professora, eu achei que tem. A gente sabe que um avião tá
chegando perto quando ele vai ficando maior. Quando ele vai ficando pequeno é
porque ele tá ficando mais longe.
−
E o que isso tem a ver com a órbita da Terra Joãozinho?
−
É que eu achei que se a Terra chegasse mais perto do Sol, a gente
devia ver ele maior. Quando a Terra estivesse mais longe do Sol, ele deveria
aparecer menor. Não é professora?
−
E daí menino?
−
A gente vê o sol sempre do mesmo tamanho. Isso não quer dizer que
ele tá sempre na mesma distancia? Então verão e inverno não acontecem por causa
da distância.
−
Como você se atreve a contradizer sua professora? Quem anda ponde
essas “minhocas” na sua cabeça? Faz quinze anos que eu sou professora, É a
primeira vez que alguém quer mostrar que a professora está errada.
A essa altura, já a classe se havia tumultuado. Um grupo de outros garotos
já havia percebido a lógica arrasadora do que o Joãozinho dissera. Alguns
continuaram indiferentes. A maioria achou mais prudente ficar do lado da
“autoridade”. Outros aproveitaram a confusão para aumentá-la. A professora havia
perdido o controle da classe e já não conseguia reprimir a bagunça nem com
ameaças de castigo e de dar “zero” para os mais rebeldes.
Em meio àquela confusão tocou o sinal para o fim da aula, “salvando” a
professora de um caos maior. Não houve aparentemente nenhuma definição de
vencedores e vencidos nesse confronto.
Indo para casa, a professora ainda agitada e contrariada se lembrava do
Joãozinho que lhe estragara a aula e também o dia. Além de pôr em dúvida o que
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
ela afirmara, Joãozinho dera um “mau exemplo”. Joãozinho, com seus argumentos
ingênuos, mas lógicos, despertara muitos para o seu lado.
−
Imagine se a moda pega, pensa a professora.
−
O pior é que não me ocorreu qualquer argumento que pudesse
“enfrentar” o questionamento do garoto.
−
Mas, foi assim que me ensinaram. É assim mesmo que eu também
ensino, pensa a professora. Faz tantos anos que dou essa aula, sobre esse mesmo
assunto...
À noite, já mais calma, a professora pensa com seus botões:
−
Os argumentos de Joãozinho foram tão claros e ingênuos. Se o inverno
e o verão fossem provocados pelo maior ou menor afastamento da Terra em relação
ao Sol, deveria ser inverno ou verão em toda a Terra. Eu sempre soube que
enquanto é inverno em um hemisfério é verão no outro. Então tem mesmo razão o
Joãozinho. Não pode ser essa causa de calor ou frio na Terra. Também é
absolutamente claro e lógico que se a Terra se aproxima e se afasta do Sol, este
deveria mudar de tamanho aparente. Deveria ser maior quando mais próximo e
menor quanto mais distante.
−
Como eu não havia pensado nisso antes?
−
Como posso eu ter “aprendido” coisas tão evidentemente erradas?
−
Como nunca me ocorreu, sequer, alguma dúvida sobre isso?
−
Como posso eu estar durante anos “ensinando” uma coisa que eu
julgava Ciência, e que, de repente pôde ser totalmente demolida pelo raciocínio
ingênuo de um garoto, sem nenhum outro conhecimento científico?
Remoendo essas ideias, a professora se põe e pensar em outras tantas
coisas que poderiam ser falsas e inconsistentes como as “causas” para o verão e o
inverno.
−
Por que tantas outras crianças aceitaram sem resistência o que eu
disse? Por que apenas o Joãozinho resistiu e não “engoliu” o que eu disse? No caso
do verão e do inverno a inconsistência foi facilmente verificada. Era só pensar. Se
“engolimos” coisas tão evidentemente erradas, como devemos estar “engolindo”
coisas mais erradas, mais sérias e menos evidentes! Podemos estar tão habituados
a repetir as mesmas coisas que já nem nos damos conta de que muitas dessas
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
coisas podem ter sido simplesmente acreditadas. Muitas dessas coisas podem ser
simples “atos de fé” ou crendices que nós passamos adiante como verdades
científicas ou históricas:
“ATOS DE FÉ EM NOME DA CIÊNCIA”
É evidente que não pretendemos nem podemos provar tudo que dizemos ou
tudo que nos dizem. No entanto, o episódio do Joãozinho levantara um problema
sério para a professora.
Que bom que houve um Joãozinho.
−
Haverá sempre um Joãozinho para levantar dúvidas?
−
Talvez alguns outros também tenham percebido e tenham calado
sabendo da reprovação ou da repressão que poderiam sofrer com uma posição de
contestação ao que a professora havia dito.
−
E eu que ia me ofendendo com a atitude lógica e ingenuamente
destemida do Joãozinho, pensa a professora.
Talvez a maioria dos alunos já esteja “domada” pela escola. Sem perceber, a
professora pode estar fazendo exatamente o contrário do que ela pensa ou deseja
fazer. Talvez o papel da escola tenha muito a ver com a nossa passividade e com os
problemas do mundo que nos rodeia. Não terá isso a ver também com outros
problemas do nosso dia a dia?
−
Todas as crianças têm uma inata curiosidade para saber os “como” e
os “porque” das coisas, especialmente da natureza.
À medida que a escola vai “ensinando”, o gosto e a curiosidade se vão
extinguindo, chegando frequentemente à aversão.
Quantas vezes nossas escolas, não só a do Joãozinho, pensam estar
tratando da Ciência por falar em coisas como átomos, órbitas, núcleos, elétrons, etc..
Não são palavras difíceis que conferem à nossa fala o caráter ou o “status” de coisa
científica. Podemos falar das coisas mais rebuscadas e complicadas e,m sem querer
estamos impingindo a nossos alunos, grosseiros “atos de fé”, que não são mais que
uma crendice, como tantas outras. Não é à toa que se diz da escola: um lugar onde
as cabecinhas entram “redondinhas” e saem quase todas “quadradinhas”.
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
I UNIDADE
MOVIMENTOS CELESTES E
TERRESTRES
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
MOVIMENTOS CELESTES E TERRESTRES
Pessoas de todas as idades sentem-se fascinadas pelo céu estrelado desde
os primórdios da humanidade. Quando olhamos para o céu em uma noite estrelada
e sem Lua, temos a impressão de estar no centro de uma imensa esfera escura e
crivada de estrelas em sua face interna. Os povos antigos pensavam estar
realmente no centro dessa esfera. Essa ideia até hoje permanece na mente das
pessoas, porém a esfera celeste; “[…] é uma esfera imaginária sobre a qual os
objetos celestes parecem colados, quando vistos da Terra”. (CANALLE p. 124).
Para os antigos, além dessa bola estavam as coisas divinas. Com o passar
do tempo, o homem foi percebendo que isso era apenas produto de sua imaginação.
Hoje sabemos que a imensidão do espaço é povoada por uma infindável multidão de
corpos celestes (estrelas, planetas e seus satélites, nebulosas e outras milhares de
galáxias).
De acordo com Nogueira (2009) “no firmamento, os primeiros homens e
mulheres, ainda na pré-história perceberam a existência de mecanismos e ciclos
específicos que se refletiam em suas atividades terrenas e eram marcados pela
posição das estrelas”.
O homem foi aprendendo a organizar a sua vida de acordo com os períodos
de claridade, que foi denominado dia e escuridão, noite. Esse processo foi lento,
porém ajudou o homem a resolver seus problemas de sobrevivência e deu origem a
mais antiga das ciências: A ASTRONOMIA.
A observação do céu tinha um valor prático e imensurável para o povo
primitivo, pois eles perceberam que a natureza, especialmente no reino vegetal tinha
um comportamento cíclico. Todos os anos a vegetação voltava a repetir todos os
seus aspectos: perdiam as folhas, folhas novas brotavam, flores e frutos apareciam
e isso coincidentemente relacionava-se aos diferentes aspectos do céu observados
nas mesmas épocas do ano. Então passaram a utilizar esse conhecimento para
desenvolver a agricultura.
Durante o dia, o observador tem a impressão de que o Sol aparece de um
lado, move-se pela esfera celeste e, finalmente desaparece do outro lado. A região
do céu que o Sol aparece é chamada lado leste e a que ele desaparece lado oeste.
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
À noite, as estrelas também parecem aparecer do lado leste e se deslocam pela
esfera celeste até desaparecer do lado oeste.
As estrelas são corpos gasosos, de forma aproximadamente esférica com
altíssimas pressões e temperaturas. Elas parecem não modificar suas posições
umas com relação às outras, isso levou os antigos a denominarem-nas estrelas
fixas. Essa aparente “fixidez” das estrelas fez com que elas fossem, para efeito de
reconhecimento,
associadas
em
grupos
puramente
subjetivos
chamados
Constelações.
Uma das definições de constelação é dada por Milone (2003, p. 12):
Uma constelação corresponde a uma mera configuração projetada no
céu, formada por linhas imaginárias conectando estrelas brilhantes;
(grupo de estrelas). É associada a um desenho que representa um
objeto, herói ou deus da sociedade humana que a concebeu. O termo
constelação vem do vocábulo latino constellatio, que significa reunião
de astros, muito embora as estrelas de uma constelação não estejam
fisicamente reunidas em função das enormes distâncias que a
separam. As 48 constelações clássicas foram catalogadas pelo grego
Ptolomeu2 em 137 d.C. Parte destas constelações simboliza estórias
e mitologias herdadas dos povos antigos da Mesopotâmia e Egito.
Em 1929, a União Astronômica Internacional estabeleceu uma
cartografia completa da esfera celeste contendo 88 constelações no
total. As 40 outras, acrescentadas na era moderna foram definidas
principalmente na época das grandes navegações oceânicas. Elas
simbolizam essencialmente animais pertencentes às novas terras
“descobertas” pelos europeus, e objetos usados na navegação da
época. A maioria das constelações “recentes” situa-se no hemisfério
sul do céu.
No hemisfério Sul terrestre é muito comum observarmos a constelação do
Cruzeiro do Sul e a constelação de Órion.
O homem primitivo foi percebendo no decorrer de suas observações que
alguns corpos pareciam se mover em relação às estrelas fixas. Eles denominaram
esses corpos de planetas, palavra de origem grega significando errante. Movidos
pela curiosidade e pelas necessidades relacionadas à sobrevivência, os antigos
conseguiram reconhecer os cinco planetas visíveis a olho nu: Mercúrio, Vênus,
Marte, Júpiter e Saturno.
2 Filósofo Grego que propôs a Teoria Geocêntrica (séc. II).
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
Com o desenvolvimento da ciência, e por consequência da tecnologia, foi
possível conhecer os planetas mais afastados do Sol: Urano, Netuno e o planeta
anão Plutão.
Algumas estrelas estão sempre acima do horizonte. São denominadas
estrelas circumpolares e parecem descrever circunferências concêntricas em torno
de um ponto no céu denominado pólo celeste. Ora, as estrelas do hemisfério norte
parecem girar no sentido anti-horário em torno do Pólo Norte, enquanto que as do
hemisfério sul parecem girar no sentido horário em torno do Pólo Sul. Isso foi
interpretado pelos antigos como se o céu fosse uma imensa esfera – a esfera
celeste – que girava, com um período de cerca de um dia, em torno de um eixo de
rotação que passava pelos pólos de uma Terra fixa no centro do Universo. Na
verdade, este movimento da esfera celeste é apenas aparente e é devido ao fato de
a Terra estar em rotação.
Do ponto de vista astronômico a Terra executa três movimentos periódicos:
movimento de rotação (rotacional), movimento de translação e movimento de
precessão. Além desses, um quarto movimento pode ser considerado que
corresponde a Translação da Terra em torno do centro da nossa galáxia, a ViaLáctea. Porém este não é um movimento próprio da Terra e sim do Sol. A Terra
apenas acompanha o Sol neste movimento.
Segundo o professor de Astronomia Paulo A. Duarte 3, a Terra executa
outros tantos movimentos, dentre os quais destaca:
Movimento de Rotação: movimento em torno de seu próprio eixo.
Duração de 23 h 56 min 4 s. Variações: Desaceleração por causa
das marés de 0,00164 s por século; Variações irregulares devido à
ação das massas de ar, do núcleo e do manto de 0,60 s a 0,37 s por
ano. Consequências: dias e noites, pontos cardeais, achatamento da
Terra, movimento aparente do céu, direção dos ventos e das
correntes marítimas.
Movimento de translação: Também chamado movimento de
revolução, é o movimento em torno do Sol. Leva 365 d 5 h 48 min 50
s. A Terra tem seu eixo inclinado 23º27'. O periélio, que vem de peri
(à volta, perto) e hélio (Sol), é o ponto da órbita de um corpo, seja ele
planeta, planetoide, asteroide ou cometa, que está mais próximo do
Sol. Quando um corpo se encontra no periélio, ele tem a maior
velocidade de translação de toda a sua órbita. Quando o corpo em
questão estiver orbitando qualquer outra estrela que não o Sol,
utiliza-se o nome genérico periastro para identificar esse ponto. A
distância entre a Terra e o Sol no periélio é de aproximadamente
3 Professor de Astronomia do Departamento de Geociências da Universidade Federal de Santa Catarina.
16
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
147,1 milhões de quilômetros. Isto ocorre uma vez por ano, próximo
do dia 4 de janeiro.
O Afélio (do latim "aphelium", derivado do latim "apos", que quer dizer
longínquo), é o ponto da órbita em que o planeta, está mais afastado
do Sol. Quando se trata de um planeta que órbita uma estrela que
não o Sol, esse ponto é denominado apoastro. As órbitas de todos os
planetas são sempre elípticas, tendo sempre um ponto mais afastado
(afélio) e um ponto mais próximo (periélio). A distância entre a Terra
e o Sol no afélio é de aproximadamente 152,1 milhões de
quilômetros. Quando um astro se encontra no afélio, ele tem a menor
velocidade de translação de toda a sua órbita. O planeta Terra passa
no afélio no dia 4 de Julho de cada ano. São consequências desse
movimento: distribuição desigual de calor e luz nos hemisférios,
estações do ano, movimento aparente do Sol entre os dois trópicos,
diferente duração dos dias e das noites, deslocamento do Sol na
linha do horizonte, Sol da meia-noite a partir de 66º de latitude.
Precessão dos equinócios: giro retrógrado (Leste para Oeste) do
eixo da Terra. Dura 25.750 anos. (1º em 71,5 anos ou 50 segundos
em 1 ano). A consequência desse movimento é a visão do conjunto
de estrelas no céu durante a noite em diferentes épocas do ano.
Exemplo: atualmente Órion é uma constelação característica do céu
do nosso verão, enquanto escorpião é característica do inverno, mas
daqui a 13.000 anos será o inverso. Variação da Ascensão Reta e da
Declinação das Estrelas.
Nutação: Ao mesmo tempo em que o eixo de rotação da Terra
precessiona, ele balança, fazendo o eixo da Terra descrever uma
pequena elipse, em cerca de 18 anos e 7 meses. Esse balanço é
chamado de nutação. São as forças de maré da Lua e do Sol, a
atração gravitacional e a distribuição não uniforme de massa da
Terra, as principais responsáveis pela precessão e nutação.
Deslocamento do periélio: é o deslocamento do eixo que marca a
posição de mínima distância entre a Terra e o Sol.
Obliquidade da eclíptica: Variação do ângulo formado entre o Plano
da órbita da Terra (Plano da eclíptica) e o Plano do Equador. Esta
variação vai de 22º até 24º30' e leva mais ou menos 42.000 anos.
Atualmente, a inclinação diminui 47'' por século. Há 7.660 anos a
inclinação era de 24º30'. Daqui a 11.490 anos a inclinação será de
22º. Essa variação é causada pela ação perturbadora do Sol e da
Lua.
Variação da Excentricidade da órbita: trata-se da variação da
forma da órbita da Terra em volta do Sol, ora mais circular, ora mais
elíptica. Sua duração é de 92.000 anos. Variação do afélio: 150
milhões de quilômetros a 157 milhões de quilômetros. Variação do
periélio: 143 milhões de quilômetros a 149 milhões de quilômetros.
Perturbações planetárias: movimentos irregulares e pouco
previsíveis que podem ser provocados pela força gravitacional de
outros planetas, principalmente Vênus e Júpiter.
Movimento do Centro de Massa Terra-Lua: trata-se do giro que faz
o centro de massa do sistema Terra-Lua em torno do Sol.
Movimento em torno do centro de massa do sistema solar:
movimento de revolução ou translação que a Terra faz em torno do
centro de massa do sistema solar (centro de massa que existe entre
o Sol e todos os seus planetas).
17
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
Movimento de marés: trata-se da contração e descontração do
globo terrestre em razão da força gravitacional da Lua e do Sol.
Rotação junto com a galáxia: a Via-Láctea gira em torno de seu
centro, fazendo uma volta completa em torno de 250 milhões de
anos. Assim, o Sol e todos os planetas, (inclusive a Terra) giram
também em volta do centro da galáxia.
Revolução junto com a galáxia: como todo o universo está em
expansão, nossa galáxia também viaja no espaço. Assim, a Terra e
todos os demais planetas, inclusive Lua e Sol, estão se deslocando
junto com a Via-Láctea.
Em função dos movimentos da Terra e da Lua se convencionaram várias
unidades de medida de tempo. Desta forma, definem-se segundo, minuto, hora e
dia, em termos da rotação da Terra, semana e mês, em termos do movimento orbital
da Lua, e ano em função da translação da Terra em torno do Sol.
ASTRONOMIA DE POSIÇÃO
Todo o estudo que envolve a esfera celeste com suas aplicações é
chamado de Astronomia de posição ou Astrometria. Estes estudos são aplicados
para a:
•
Determinação de todos os movimentos da Terra.
•
Determinação das coordenadas de cada lugar e, portanto o
levantamento dos mapas terrestres.
•
Medida do tempo: consiste em aferir o andamento dos relógios pela
passagem de determinadas estrelas em frente a um telescópio especial. Esse
equipamento é geralmente conhecido com o nome de Luneta meridiana. Esta Luneta
se move sem sair do Meridiano Astronômico do Lugar.
•
Determinação da posição ou orientação dos navegantes.
•
Determinação das posições dos planetas e a partir dessas, suas
•
Determinação das distâncias das estrelas mais próximas. Estas sofrem
órbitas.
pequeníssimos deslocamentos anuais aparentes (paralaxe) em relação às mais
distantes.
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
UMA GEOMETRIA PARA O CÉU
Para estudarmos o céu, é necessário uma série de elementos geométricos
que serão as referências sobre a esfera celeste. Precisamos definir o que é equador
celeste, pólos celestes, zênite, nadir, meridianos, eclíptica, equinócios e solstícios.
Imaginemos a Terra envolta pela esfera celeste. Supomos que a Terra é um
globo transparente, com uma lâmpada no centro, e sobre a sua superfície traçamos
o equador terrestre. Quando acendemos a lâmpada no seu interior, a linha que
marca o equador terrestre lançará uma sombra, ou seja, “será projetada”, sobre a
esfera celeste que a envolve. O equador da Terra, projetado sobre a esfera celeste,
é chamado de equador celeste. Equador celeste é o círculo máximo formado pela
intersecção do plano perpendicular ao eixo de rotação da Terra que passa pelo
centro da Terra, isto é, ele é a projeção do equador da Terra sobre a esfera celeste.
Cada uma das infinitas semicircunferências que se inicia no pólo celeste norte e
finda no pólo celeste sul recebe o nome de meridiano celeste4. Os Meridianos
Celestes representam as projeções dos meridianos da Terra na Esfera Celeste,
sendo, então, círculos máximos perpendiculares ao Equador Celeste.
A extensão do eixo de rotação da Terra irá perfurar a esfera celeste em dois
pontos que chamamos de pólos celestes. A projeção do pólo norte da Terra dá
origem ao pólo celeste norte, e a projeção do pólo sul da Terra dá origem ao pólo
celeste sul.
Para um observador em certo ponto da superfície da Terra a linha vertical
que passa por ele fura a esfera celeste exatamente acima de sua cabeça num ponto
chamado zênite. Esse ponto é obtido ao se traçar uma reta que passa pelo centro
da Terra, passa pelo observador e se prolonga até a esfera celeste. O ponto
diametralmente oposto recebe o nome de nadir.
4 É um círculo máximo da esfera celeste que contém os pólos celestes e o zênite de um ponto da Terra.
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
Ilustração 1: http://astro.if.ufrgs.br/esf.htm
A esfera celeste gira de leste para oeste, mantendo as posições relativas
das estrelas que descrevem arcos de circunferências de raios diferentes na esfera
celeste. Há um ponto que não se move. Esse ponto é um dos pólos celestes (pólo
celeste sul, para quem está no hemisfério Sul da Terra). No pólo celeste Sul não há
nenhuma estrela visível a olho nu. Bem próximo ao pólo Norte celeste encontra-se
uma estrela muito brilhante, que se chama POLARIS, estrela do pólo. Do hemisfério
Sul não se pode ver essa estrela.
Nas imagens abaixo, é possível observar as duas constelações citadas
acima e seu movimento ao redor dos pólos.
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
Ilustração 2: Imagem feita através do software Sttelarium com recurso gimp por Vera Lucia Zardo
Ansolin.
Enquanto a esfera celeste gira no seu movimento diurno aparente, dois
pontos permanecem fixos: os pólos Sul e Norte. Esses pontos são diametralmente
opostos.
Segundo o professor Rodolpho Caniato, a reta imaginária que une esses
dois pontos chama-se “eixo do mundo”. O movimento aparente da esfera celeste
resulta do movimento real da Terra, em sentido contrário. Por essa razão, o eixo do
mundo não é nada mais que o prolongamento do eixo da Terra. Os pólos celestes
são as projeções dos pólos terrestres sobre a esfera do céu. O mesmo ocorre com o
21
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
equador celeste e os paralelos celestes. Estes nada mais são do que as projeções
do equador e dos paralelos terrestres sobre a esfera celeste.
Ilustração 3: http://astro.if.ufrgs.br/esf.htm
Na ilustração acima observe a esfera celeste que envolve o planeta Terra.
O CAMINHO DO SOL NA ESFERA CELESTE – A ECLÍPTICA
Observando da Terra vemos o Sol executar um movimento diário ao redor
dela, mas na realidade, esse movimento é aparente. Ele é explicado pela rotação da
Terra em torno do seu eixo geográfico também chamado de eixo Norte-Sul. O
caminho aparente do Sol pela esfera celeste no decorrer do ano é chamado de
22
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
eclíptica. Como o ano tem 365 ¼ dias e o círculo tem 360º o Sol parece se mover
ao longo da eclíptica a uma taxa de, aproximadamente, 1º por dia.
Sabemos que o eixo de rotação da Terra é inclinado em um ângulo de 23,5º
em relação à eclíptica. Em consequência disso, a eclíptica está inclinada em um
ângulo de 23,5º em relação ao equador celeste devido à inclinação do eixo da Terra.
A eclíptica é o plano do nosso Sistema Solar. Ela é o plano onde estão as
órbitas dos planetas. Eles pouco se afastam desse plano, com exceção de Mercúrio
e do planeta anão Plutão como mostra a tabela 1, considerando-se a Terra como
referência:
TABELA 1- Inclinação orbital dos planetas
NOME DO PLANETA
Inclinação do plano da órbita em relação
à eclíptica (Terra como referência)
Mercúrio
7º00'
Vênus
3º24'
Terra
0º
Marte
1º51'
Júpiter
1º19'
Saturno
2º30'
Urano
0º46'
Netuno
1º47'
Plutão
17º10'
As órbitas dos planetas são elípticas, com o Sol em um dos focos. Com exceção de Mercúrio e Plutão, os demais planetas têm órbitas aproximadamente circulares. As órbitas de todos os planetas encontram-se mais ou menos no mesmo plano. A órbita de Plutão é a que apresenta maior desvio em relação ao plano da eclíptica, com uma inclinação de apenas 17 graus. Todos os planetas se movem na mesma direção, em sentido anti-horário, olhando-se de cima do polo norte do Sol. Com
exceção de Vênus e Urano, todos os demais planetas giram nesse mesmo sentido.
Pelo fato da declinação do Sol variar ao longo do ano, seu movimento diurno
aparente tem trajetórias diferentes ao longo do ano.
23
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
A eclíptica e o equador celeste estão inclinados em 23º5’ e, em
consequência disso estes dois círculos se cruzam em dois pontos exatamente
opostos durante o ano. Esses pontos chamam-se pontos equinociais ou
equinócios5.
Os dois momentos em que a eclíptica e o equador celeste estão mais
afastados do Equador chamam-se solstícios6. Veja ilustração abaixo.
Ilustração 4: http://astro.if.ufrgs.br/esf.htm
MOVIMENTO ANUAL DO SOL VISTO DA TERRA
Quando observamos a posição em que o Sol nasce e se põe durante alguns
meses e registramos essas observações, poderemos claramente verificar como se
dá o movimento do Sol durante o ano.
5 Palavra de origem latina significando “duração igual do dia e da noite”.
6 Instante de parada e inversão do movimento do sol em relação ao horizonte.
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
Quando observamos de frente para o lado leste, o deslocamento do ponto
em que o Sol nasce no horizonte por vários meses percebemos que após 21 de
março, o Sol continuará a nascer cada vez mais deslocado para a esquerda, para o
norte, até atingir um deslocamento máximo nesse sentido, por volta de 21 de junho.
Nesse dia ele pára de se mover para a esquerda e começa a retornar, deslocandose para a direita, o sul. Esse instante de parada e inversão do movimento com
relação ao horizonte é denominado solstício, palavra que vem do latim, significando
“Sol estático”. Após esse instante, durante cerca de 6 meses, o ponto em que o sol
nasce se deslocará cada vez mais para a direita, ou seja, para o Sul, até atingir o
deslocamento máximo neste outro sentido, por volta de 21 de dezembro. Nesse dia
novamente ele pára, temos mais um solstício, e mais uma vez inverte o sentido do
movimento no horizonte, reiniciando todo o ciclo.
Temos então, dois solstícios: o solstício de junho, em que o ponto de
nascimento do Sol atinge o máximo deslocamento para o norte, e o solstício de
dezembro, em que o ponto de nascimento do Sol atinge o máximo de afastamento
para o sul.
Quando o Sol nasce bem no ponto intermediário entre os dois solstícios,
bem no meio do caminho entre eles, temos um instante especial, denominado
equinócio7. Os equinócios ocorrem quando o Sol está sobre o círculo do equador
celeste, deslocando-se do hemisfério celeste norte para o sul, no caso do equinócio
da primavera, e fazendo o caminho inverso, no equinócio de outono. Entre o início
do outono austral e o fim do inverno, os “dias claros” são mais curtos do que as
noites. Temos então, dois equinócios: um quando o Sol ao nascer passa por este
ponto intermediário e está se deslocando para a esquerda, do sul para o norte, em
21 de março, e outro quando passa por este ponto intermediário e está se
deslocando para a direita, do norte para o sul, em 23 de setembro. Somente nesses
dois acontecimentos é que o Sol aparece exatamente no ponto cardeal Leste e
desaparece no ponto cardeal Oeste.
Quando o Sol alcança o solstício de verão temos o dia mais longo do ano,
que marca o começo do verão. E, quando o Sol alcança o solstício de inverno temos
a noite mais longa do ano, que marca o começo do inverno.
7 A palavra “equinócio”, de origem latina, significa noites de igual duração.
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
As estações do ano são inversas nos dois hemisférios. Quando começa a
primavera no hemisfério Sul, em 21 de setembro, equinócio de primavera, começa o
outono no hemisfério Norte e quando começa o outono no hemisfério Sul, em 21 de
março, começa a primavera no hemisfério Norte, por isso, os solstícios tem nomes
diferentes nos dois hemisférios. O mesmo acontece com os solstícios.
Ilustração 5: Imagem produzida utilizando o software Sttelarium, com recurso gimp por Vera Lucia
Zardo Ansolin.
Observe na figura acima, as fotografias que fizemos, através de recurso
tecnológico utilizando o software Sttelarium, do movimento aparente do Sol durante
o período de um ano. É possível nesta imagem verificar o deslocamento citado no
parágrafo anterior.
Entre um equinócio de março e outro um ano terá se passado; assim como
entre dois equinócios de setembro ou entre dois solstícios de dezembro, ou ainda,
26
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
entre dois solstícios de junho. Portanto, foi exatamente com base na observação dos
movimentos do Sol e suas consequências, como o surgimento de determinadas
estrelas no céu antes de o Sol aparecer, numa época bem determinada do ano, que
as mais antigas civilizações, na Mesopotâmia e no Egito, construíram os primeiros
calendários.
DIFERENÇAS ENTRE DIA E NOITE
ANO SOLAR
Quanto mais alta a latitude do local,
Ao ciclo de mudanças no local do
maiores são as diferenças entre o dia e a
nascer do Sol, em torno do ponto
noite, e mais perceptíveis tornam-se as
médio, chamamos Ano Solar. O Ano
mudanças ocorridas no ambiente devido a
Solar
alteração do período de luz e calor no
climáticas no ambiente, uma vez que a
local.
variação do local do nascer do Sol se
se
associa
a
mudanças
relaciona com variações no ciclo
claro-escuro, num determinado local
da Terra.
SOL A PINO...
Somente na região tropical, o Sol pode ficar a pino ao meio dia (solar).
Entre os trópicos isso acontece duas vezes por ano, e os dias em que isso
acontece são determinados pela latitude do lugar. Para um local no equador
terrestre o Sol cruza a pino o meridiano local nos dias dos equinócios. Já para
os locais situados exatamente sobre um dos trópicos, o Sol cruza a pino
somente uma vez, no solstício de verão. Os Trópicos de Capricórnio e de
Câncer são nomeados desta maneira porque durante os solstícios, na
antiguidade, o Sol se encontrava na direção dessas constelações zodiacais.
Para as localidades a 23,5º do equador terrestre norte ou sul, o Sol
fica a pino apenas no dia de solstício de verão, ao meio dia solar, quando o
Sol passa pelo meridiano do lugar. Localidades a mais de 23,5º do equador
terrestre, ao norte ou ao sul, nunca têm Sol a pino.
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
CARACTERÍSTICAS DO EQUINÓCIO DA PRIMAVERA
•
O Sol está cruzando o equador celeste de norte para sul.
•
É o segundo dia do ano em que o sol nasce exatamente no ponto cardeal
Leste e se põe exatamente no ponto cardeal Oeste.
•
Todas as regiões da Terra são igualmente iluminadas.
•
Novamente o Sol incide verticalmente no equador celeste.
CARACTERÍSTICAS DO SOLSTÍCIO DE VERÃO
•
O Sol está com máximo de deslocamento para o sul do equador, por isso está
mais alto nos céus austrais.
•
O Sol nasce e se põe com o maior afastamento para o sul, em relação aos
pontos cardeais leste e oeste.
•
O Pólo Sul está sempre iluminado e o Pólo Norte sempre às escuras.
•
Dia mais longo do ano no hemisfério Sul e o mais curto no hemisfério Norte.
CARACTERÍSTICAS DO EQUINÓCIO DE OUTONO
•
O Sol está cruzando o equador celeste de sul para norte, exatamente sobre o
ponto vernal.
•
É um dos dois dias do ano em que o Sol nasce exatamente no ponto cardeal
Leste e se põe exatamente no ponto cardeal Oeste.
•
Todas as regiões da Terra são igualmente iluminadas.
•
O Sol incide perpendicularmente no equador celeste.
CARACTERÍSTICAS DO SOLSTÍCIO DE INVERNO
•
O Sol está com máximo deslocamento para o norte, ficando mais baixo em
relação a nós.
•
O Sol nasce e se põe com o maior afastamento para norte, em relação aos
pontos carteais leste e oeste.
28
•
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
O Pólo Sul convive com uma longa noite de praticamente 6 meses (Sol
sempre abaixo do horizonte), enquanto o Pólo Norte curte o espetáculo do
Sol da meia-noite.
•
Dia mais curso do ano no hemisfério sul e o mais longo no hemisfério norte.
SISTEMAS DE COORDENADAS
Os sistemas de coordenadas são determinados pelas coordenadas
celestes8. Os paralelos e os meridianos são linhas imaginárias, traçadas apenas
sobre os mapas e o globo terrestre. Todos os pontos se cruzam em duas
coordenadas: latitude e longitude. As coordenadas geográficas foram determinadas
por meio de observações astronômicas e satélites geodésicos.
Os paralelos e os meridianos são indicados por graus de circunferências.
Um grau (1º) corresponde a uma das 360 partes iguais em que a circunferência pode
ser dividida. Um grau por sua vez divide-se em 60 minutos (60') e cada minuto pode
ser dividido em 60 segundos (60'').
Os paralelos correspondem a linhas imaginárias Leste-Oeste paralelas ao
Equador e os meridianos a linhas imaginárias Norte-Sul, passando pelos pólos,
correspondentes a interseção da superfície terrestre com planos contendo o eixo de
rotação terrestre.
As ltitudes ou paralelos marcam a distância entre os pólos. O sistema de
paralelos usa o Equador como referencial 0 (zero) e os valores dos ângulos crescem
para o Norte e para o Sul até 90º, sendo cada grau subdividido em 60 minutos e
cada minuto em 60 segundos. Os paralelos mais importantes são o trópico de
Câncer e o Círculo Polar Ártico, ao norte, e o trópico de Capricórnio e o círculo polar
Antártico, ao sul. Para distinguir as coordenadas ao norte e ao sul devem ser usadas
as indicações N e S respectivamente.
No Brasil, o trópico de Capricórnio passa
pelos estados do Paraná e de São Paulo.
8 São pares de números usados para localizar objetos sobre a esfera celeste. São similares às coordenadas de
longitude e latitude que usamos sobre a superfície da Terra.
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
Longitudes ou meridianos são as linhas que partem do meridiano de
Greenwich9 (0º) até 180º a oeste e a leste e convergem para os pólos. Os
meridianos são usados para determinar os fusos horários ao longo do globo
terrestre. O primeiro fuso encontra-se entre 7º30' a leste e a oeste de Greenwich. A
cada 15º leste desse intervalo se acrescenta uma hora e a oeste se diminui uma
hora. Para distinguir as coordenadas dos hemisférios terrestres ocidental e oriental
devem ser usadas as notações internacionais W e E, respectivamente.
Ilustração 6: Pogian, Adevertir. Imagem produzida em 10 de julho de 2010.
Nesta figura, temos o equador, (linha imaginária) que divide a Terra em duas partes
iguais: o hemisfério Norte e o Hemisfério Sul. Ao lado, as linhas paralelas ao
equador, que são chamadas “paralelos”.
COORDENADAS NA ESFERA CELESTE
Consideremos um observador em certo ponto da superfície da Terra. A linha
vertical que passa pelo observador fura a esfera celeste no ponto chamado zênite, e
o ponto diametralmente oposto recebe o nome de nadir.
O plano perpendicular à linha vertical, denominado de Plano do Horizonte,
intercepta a esfera celeste numa circunferência chamada Linha do Horizonte.
Qualquer semiplano contendo a linha vertical do observador intercepta a
esfera celeste numa semicircunferência chamada de circunferência vertical. A
9 A linha imaginária ganha esse nome porque passa pelo antigo observatório da cidade de Greenwich, situada
pero de Londres, no Reino Unido.
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
circunferência vertical que passa pelo Pólo norte intercepta a linha do horizonte num
ponto chamado de ponto norte geográfico (N). Já a circunferência vertical que passa
pelo Pólo sul intercepta a linha do horizonte no ponto sul geográfico (S). A reta, no
plano do horizonte, que passa pelos pontos N e S e pelo observador recebe o nome
de linha norte-sul. A linha leste-oeste é perpendicular à linha norte-sul, sobre o plano
do horizonte.
Azimute (A): é o ângulo medido a partir do norte, para leste, sobre o
horizonte, até a circunferência vertical que passa pelo astro cuja posição se deseja
determinar.
Altura (h) é o ângulo medido desde o plano do horizonte, ao longo da
circunferência vertical do astro, até o astro. Um problema com este sistema de
coordenadas é que, devido ao movimento aparente da esfera celeste, a posição de
um astro neste sistema de coordenadas varia com o tempo.
O sistema de coordenadas mais usado em Astronomia é o chamado sistema
equatorial, que é fixo na esfera celeste e se move com ela. Observe ilustração
abaixo.
Ilustração 7: http://astro.if.ufrgs.br/coord.htm
31
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
MOVIMENTO DE ROTAÇÃO E O DIA E A NOITE
Desde a antiguidade, os seres humanos observaram a existência de
fenômenos celestes que se repetiam regularmente. A alternância do dia e da noite,
ou seja, do claro e do escuro sempre condicionou toda a atividade dos seres vivos
sobre a Terra. Essas observações do céu, do movimento da Lua e do deslocamento
das estrelas contribuíram para que eles concluíssem que todos os astros giravam
em torno da Terra de Leste para Oeste. Essa maneira de entender o movimento dos
astros ficou valendo durante muitos séculos e permitiu ao homem explicar muitos
fenômenos como, por exemplo, os dias e as noites.
Observações acumuladas durante muito tempo mostraram que essa forma
de entender o movimento dos astros tinha muitas falhas, então, em meados do
século XVI resgatou-se uma idéia do século III a.C. que admitia que a Terra se
movimentasse. Esse modelo explicava o movimento dos astros admitindo que a
Terra gira de Oeste para Leste completando uma volta em torno de si mesma em um
dia, ou seja, a cada 24 horas.
O movimento da Terra em torno do seu eixo imaginário que passa pelos
Pólos Norte e Sul é chamado de rotação. Desse movimento resulta o dia e a noite.
Com relação ao Sol, esse movimento tem um período médio de 24 horas, variável
devido às irregularidades do movimento de translação da Terra.
Segundo Canalle e Matsuura (2010)
O período de rotação da Terra não é 24 horas como encontramos
muitas vezes, mas 23h 56m 0,409053s. A duração de 24 horas é do
dia solar médio, um valor médio dos dias solares verdadeiros ao
longo do ano (trópico). Os dias solares verdadeiros são desiguais.
Para cronometrá-los teríamos que acertar nossos relógios quando o
dia fosse mais curto e vice-versa. Para evitar essa inconveniência
prática, criou-se o dia solar médio que é fictício e tem duração
constante de 24 horas. O verdadeiro período de rotação da Terra não
pode ser medido em relação ao Sol que, por sua proximidade, não
permanece fixo na esfera celeste. Deve ser medido em relação às
estrelas distantes. O tempo para que uma mesma estrela distante
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
cruze duas vezes sucessivas o meridiano do observador, é o dia
sideral. Este sim, corresponde ao período de rotação da Terra no
espaço. Chama-se passagem meridiana o fenômeno em que um
astro em seu movimento diurno cruza o meridiano do observador.
Com relação às estrelas, esse movimento é bem mais uniforme, com
período de cerca de 23 h 56 min. e 4 seg. e sabe-se que ele acontece de Oeste para
Leste e pode se observar, com isso, todos os astros (Sol, Lua, estrelas) girando em
sentido contrário, isto é, de Leste para Oeste como é visto aqui da Terra. Esse
movimento também explica a sucessão dos dias e das noites, sendo que o dia
consiste em a Terra receber a luz solar em uma de suas metades enquanto que a
outra fica na escuridão da sombra da própria Terra consistindo a noite. Somente nos
tempos modernos com a invenção da luneta, dos telescópios, dos satélites artificiais,
das viagens espaciais, foi possível comprovar o movimento de rotação da Terra.
A velocidade da Terra ao realizar o movimento de rotação é de 0,5 km/s.
•
Indicamos o filme: Giordano Bruno, como contribuição para tal
verificação.
MOVIMENTO DIURNO DA ESFERA CELESTE
Devido ao movimento de rotação da Terra no sentido de oeste para leste,
ocorre o deslocamento aparente dos astros na esfera celeste de leste para oeste.
Dependendo da posição em que estamos na Terra, os astros são
observados descrevendo movimentos circulares oblíquos ou inclinados com relação
ao horizonte.
No Pólo Norte da Terra, os astros descrevem movimentos no sentido antihorário ao redor do Pólo Celeste Norte, onde está a Estrela Polaris.
No Pólo Sul da Terra, os astros se movem no sentido horário ao redor do
Pólo Sul Celeste.
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
Ilustração 8: Pogian, Adevertir. Imagem produzida em 04 de julho de 2010.
Para um observador situado entre o equador e o Pólo Sul da Terra, alguns
astros estariam sempre acima do horizonte, nas proximidades do Pólo Sul celeste, e
outros estariam sempre abaixo do horizonte, nas proximidades do Pólo Norte
celeste. Quem mora no Pólo Sul da Terra, nunca vê a estrela polaris.
Ilustração 9: Pogian, Adevertir. Produzida em 06 de julho de 2010.
Para um observador que se encontra no equador terrestre, os astros nascem
no horizonte Leste, descrevem círculos perpendiculares ao horizonte e se põem no
horizonte Oeste. O Pólo Sul celeste coincide com o ponto cardeal Sul, assim com o
Pólo Norte celeste coincide com o ponto cardeal Norte, coincidindo também com o
horizonte do local.
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
Ilustração 10: Pogian, Adevertir. Produzida em 04 de julho de 2010.
Para um observador nos Pólos da Terra os astros descrevem movimentos
circulares. Nas latitudes acima de 66º 33’ 39" N ou S, ocorre o fenômeno “Sol da
meia noite” em que o sol fica acima do horizonte por várias horas ou meses.
MOVIMENTO DE TRANSLAÇÃO E AS ESTAÇÕES DO ANO EM
DIFERENTES LATITUDES
O movimento orbital da Terra em torno do Sol, que dá origem ao Ano Solar;
com cerca de 365 dias e 6 horas é chamado Movimento de Translação. Esse
movimento, associado ao fato de o eixo de rotação não ser perpendicular ao plano
da órbita da Terra, resulta nas estações do ano.
Embora a órbita da Terra em torno do Sol seja uma elipse, e não um círculo,
a distância da Terra ao Sol durante o período de um ano varia somente 3%, sendo
que a Terra está mais próxima do Sol em janeiro. O que resulta nas estações do ano
é a inclinação do eixo de rotação da Terra com relação à órbita descrita em torno do
Sol. Este ângulo de inclinação é chamado de obliquidade da eclíptica e é de 23º27'.
Devido a essa inclinação, à medida que a Terra órbita em torno do Sol os raios
solares incidem mais diretamente em um hemisfério ou em outro, proporcionando
mais horas com luz durante o dia a um hemisfério ou a outro e, portanto aquecendo
mais um hemisfério ou outro. No Equador, todas as estações são muito parecidas:
todos os dias do ano o sol fica 12 horas acima do horizonte e 12 horas abaixo do
horizonte. A única diferença é a altura do Sol: em aproximadamente 21/06 o Sol
cruza o meridiano ao norte do zênite. Em 23/09 o sol cruza o meridiano ao Sul do
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
zênite, e no resto do ano ele cruza o meridiano entre esses dois pontos. Portanto, a
altura do Sol ao meio-dia no equador não muda muito ao longo do ano, e por esse
motivo não existe muita diferença entre inverno, verão, primavera ou outono. À
medida que se afasta do Equador, as estações ficam mais acentuadas.
Ilustração 11: http://astro.if.ufrgs.br/tempo/mas.htm
MOVIMENTO DA LUA EM TORNO DA TERRA E DO SOL
A Lua é o satélite natural da Terra, é o corpo celeste mais próximo da Terra.
A distância Terra-Lua pode ser medida por radar e por laser. O valor atual
de sua distância foi obtido por laser, utilizando um espelho colocado pelos
astronautas na Lua. Medindo o tempo de ida e vinda de um feixe de laser disparado
da Terra à Lua. Seu valor médio é de 384 000 km e varia de 356 800 km a 406 400
km. A excentricidade da órbita da Lua é de 0,0549. O diâmetro aparente médio da
Lua é de 31'5'' (0,518º) de onde se deduz que o diâmetro da Lua é 3.476
quilômetros. A massa da Lua é de 1/81 da massa da Terra que é de 5,73332 x
1024kg. O plano orbital da Lua tem uma inclinação de 5º9' em relação à eclíptica.
A Lua tem três movimentos principais: a rotação em torno de seu próprio
eixo, a translação em torno da Terra e a revolução em torno do Sol junto com a
Terra.
Como a Lua é o corpo celeste mais próximo da Terra, ela é o que se move
mais rapidamente em relação a nós, com exceção de corpos passageiros, como
meteoros. À medida que a Lua viaja ao redor da Terra ao longo do mês, ela passa
por um ciclo de fases, durante o qual sua forma parece variar gradualmente.
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
FASES DA LUA
Segundo Oliveira Filho & Saraiva 10, à medida que a Lua viaja ao redor da
Terra ao longo do mês, ela passa por um ciclo de fases, durante o qual sua forma
parece variar gradualmente. Esse fenômeno é bem compreendido desde a
Antiguidade. Acredita-se que o grego Anaxágoras (± 430 a.C.) já conhecia sua
causa, e Aristóteles (384 – 322 a.C.) registrou a explicação correta do fenômeno: as
fases da Lua resultam do fato de que ela não é um corpo luminoso, e sim um corpo
iluminado pela luz do Sol. A face iluminada da Lua é aquela que está voltada para o
Sol. A fase da lua representa o quanto dessa face está voltada também para a Terra.
Durante metade do ciclo essa porção iluminada está aumentando (Lua crescente) e
durante a outra metade ela está diminuindo (Lua minguante). Tradicionalmente
apenas as quatro fases mais características do ciclo: Lua Nova, Quarto Crescente,
Lua Cheia e Quarto Minguante recebem nomes especiais, porém a porção iluminada
da Lua, que é a sua fase, varia dia por dia. Por essa razão, os astrônomos definem a
fase da Lua em termos de dias decorridos desde a Lua Nova (de 0 a 29,5) e em
termos de fração iluminada (de 0% a 100%).
As quatro fases principais do ciclo são:
Lua Nova: A face iluminada não pode ser vista da Terra. A Lua está na
mesma direção do Sol e, portanto está no céu durante o dia. A Lua aparece no céu
aproximadamente 6 horas e desaparece aproximadamente 18 horas.
Lua Quarto-Crescente: Metade do disco iluminado pode ser visto da Terra.
Vista do hemisfério Sul da Terra, a forma da Lua lembra a letra C (vista do
hemisfério Norte lembra a letra D). Lua e Sol vistos da Terra estão separados por um
ângulo de 90º. A Lua está a Leste do Sol que, portanto ilumina seu lado Oeste. A
Lua aparece aproximadamente meio-dia e desaparece aproximadamente meia-noite.
10 Departamento de Astronomia – Instituto de Física. Universidade Federal do Rio Grande do Sul.
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
Ilustração 12: Imagem feita com recurso gimp através do software Sttelarium, por Vera Lucia
Zardo Ansolin.
CURIOSIDADE
Na fase crescente o lado iluminado da Lua é o seu lado oeste, e na fase minguante
o lado iluminado é o lado leste.
Isso depende de o observador estar no hemisfério norte ou sul da Terra. O que
muda é a orientação da Lua em relação ao observador, pois na maioria dos lugares
do hemisfério sul da Terra, a Lua passa o meridiano local ao norte do zênite, ao
passo que na maioria dos lugares do hemisfério norte terrestre, a Lua passa o
meridiano ao sul do zênite. Se a Lua está ao norte do zênite, o observador para vêla, se volta para a direção norte. Nesse caso, o hemisfério oeste da Lua estará à
sua esquerda, e o hemisfério leste à sua direita. Consequentemente, a Lua terá a
forma de C na fase crescente e forma de D na fase minguante. Para um observador
que vê a Lua estando voltado para o Sul as formas da Lua nas fases crescente e
minguante ficam invertidas.
Astronomia e Astrofísica
Kepler de Souza Oliveira Filho e Maria de Fátima Oliveira Saraiva.
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
Lua Cheia: Toda a face iluminada da Lua está voltada para a Terra. A Lua
está visível no céu durante toda a noite, com a forma de um disco. Lua e Sol, vistos
da Terra, estão em direções opostas, separados por um ângulo de 180º ou 12 horas.
A Lua aparece no céu aproximadamente 18 horas e desaparece aproximadamente 6
horas do dia seguinte.
Lua Quarto-Minguante: Metade do disco iluminado pode ser visto da Terra,
como em Quarto-Crescente. Vista do hemisfério Sul da Terra, a forma da Lua lembra
a letra D e vista do hemisfério Norte lembra a letra C. A Lua está a Oeste do Sol, que
ilumina seu lado Leste. A Lua aparece no céu à zero hora (meia-noite) e desaparece
às doze horas (meio-dia).
A LUA MOSTRA A POSIÇÃO DO SOL11.
Ilustração 13: Pogian, Adevertir. Produzida em 08 de julho de 2010.
Se durante o dia ou durante a noite,
principalmente na semana que
antecede e na que sucede a Lua Nova, você olhar para a Lua e ela não estiver muito
11 Disponível no endereço: <http://www.silvestre.eng.br/astronomia/>
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
cheia, nem toda escura, você vai poder notar as cúspides, que são aquelas pontas
da parte iluminada do disco lunar,.
Imagine que o limbo (bordo) iluminado do disco lunar é um arco indígena,
com as cúspides sendo as extremidades. Se você ligá-las por uma linha reta você
terá a corda do arco. Calcule para onde vai a flecha se for disparada por esse arco,
e, curiosamente: o alvo será sempre o Sol.
A realização dessa prática durante o dia, quando o Sol está visível, serve
para comprovar que ela funciona, mas durante a noite ela pode nos dar uma
indicação sobre a região do horizonte onde o Sol se pôs ou sobre aquela onde ele
vai nascer
ORIGEM DA ROTAÇÃO SINCRONIZADA COM A TRANSLAÇÃO
Acredita-se que a rotação tenha acontecido como resultado das grandes
forças de maré exercidas pela Terra na Lua no tempo em que a Lua era jovem e
mais elástica. As deformações tipo bojos causadas na superfície da Lua pelas marés
teriam freiado a sua rotação até ela ficar com o bojo sempre voltado para a Terra, e,
portanto com período de rotação igual ao de translação. Essa perda de rotação teria
como consequência, provocado o afastamento maior entre Lua e Terra (para
conservar o momento angular). Atualmente a Lua continua afastando-se da Terra, a
uma taxa de 4 cm/ano.
ECLIPSES
Denomina-se eclipse ao obscurecimento parcial ou total de um corpo celeste
em virtude da interposição de outro. Um eclipse acontece sempre que um corpo
entra na sombra de outro. A palavra eclipse vem do grego ekleipsis, que significa
abandono, desmaio, desaparecimento. Assim, quando a Lua entra na sombra da
Terra, acontece um eclipse lunar, e quando a Terra é atingida pela sobra da Lua,
acontece um eclipse solar. Nos dois casos, eclipse lunar e eclipse solar, há um
alinhamento perfeito entre os três astros: o sol, a Terra e a Lua. No eclipse solar, a
Lua passa exatamente entre a Terra e o Sol; e no eclipse lunar, a Terra passa
exatamente entre o Sol e a Lua.
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
Somente o Sol, por ser uma estrela, emite luz. A Lua e a Terra apenas
refletem parte da luz que recebem do Sol. Sendo assim, quando os três corpos
estiverem alinhados, um projetará sua sombra sobre o outro.
O Sol, como única fonte de luz, provoca cones de sombra na Terra e na
Lua. Os eclipses são o resultado da interceptação desses cones de sombra pela
Terra ou pela Lua, quando os astros assumem determinadas posições no espaço .
Um pouco de história
Tudo indica que os primeiros fenômenos celestes que chamaram a atenção
do homem primitivo, além da sucessão de dias e noites e do aparecimento
dos cometas foram a ocorrência dos eclipses.
Os eclipses, em particular os solares, sempre tiveram papel marcante na
história e são previstos desde milhares de anos antes da era cristã.
•
Os antigos chineses, por exemplo, achavam que quando ocorria um
eclipse um dragão estava engolindo o Sol. A população se reunia e
fazia o maior barulho possível para espantá-lo. “Sempre dava certo...”
•
Uma lenda conta que os astrônomos Hi e Ho, em cerca de 2100 a.C.,
a serviço do imperador, beberam tanto que se esqueceram de
predizer um eclipse e por isso foram executados.
•
Na Bolívia, os eclipses eram atribuídos a um puma que estaria
devorando o deus Sol (Inti). Segundo a tradição, para que o puma
não terminasse de devorar o Sol, as crianças e os animais deveriam
fazer barulho e assim, os gritos e os choros dos inocentes
espantariam o puma e o fariam ir embora. Este rito ainda é presente
entre os moradores do altiplano e sempre surte o efeito desejado...
•
Outro mito é a morte do Sol, chamado Intijiwaña que em língua
aymara é uma crença de que o Sol está enfermo a ponto de morrer.
Paulo Sergio Bretones
Professor UFSCar
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
COMO OCORREM OS ECLIPSES DO SOL
O eclipse solar é um fenômeno que ocorre quando a Lua se coloca em
alinhamento entre o Sol e a Terra. Nessa posição, o satélite projeta sua sombra
sobre o astro solar, encobrindo-o total ou parcialmente para quem o observa de
algumas regiões.
A órbita lunar é inclinada cerca de 5 graus em relação ao plano da órbita da
Terra. Em virtude dessa diferença de inclinação entre os planos das órbitas da Lua e
da Terra, os três astros: Sol, Terra e Lua não ficam alinhados a cada Lua Cheia e a
cada Lua Nova. Se não existisse essa inclinação haveria sempre eclipses, a cada
Lua Nova, eclipse solar e a cada Lua Cheia, eclipse lunar.
Para ocorrer eclipses do Sol é necessário que haja um alinhamento Sol-LuaTerra. Tal alinhamento só acontece quando a Lua está na fase Nova. Além disso, a
Lua deve estar em um dos nodos 12 ou próxima a ele. Quando essas duas condições
são satisfeitas, o cone de sombra da Lua atinge determinados lugares da Terra,
havendo então, o eclipse solar.
Podem ocorrer, anualmente, no mínimo 2 eclipses, sendo os 2 solares e no
máximo 7, sendo pelo menos 2 lunares. Podem ocorrer 5 eclipses solares e 2
lunares; ou 4 eclipses solares e 3 lunares. Embora os eclipses solares ocorram em
maior número, vemos com mais frequência os eclipses lunares por serem
observados em uma área consideravelmente superior à metade da Terra.
Os eclipses solares só podem ser vistos em uma área muito limitada com
260 km de largura e de 4800 a 6400 km de extensão.
A cada 18 anos 11 dias e 8 horas os eclipses se reproduzem na mesma
sequência, é o chamado “período de Saros”, já conhecido pelos caldeus.
Depois de 3 Saros será possível contemplar, no mesmo lugar, o mesmo
eclipse em circunstâncias idênticas.
12 Nodos (nen) são os pontos em que a órbita lunar cruza o plano da órbita da Terra, chamado ponto da
eclíptica.
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
DURAÇÃO DE UM ECLIPSE SOLAR
Num eclipse total, a máxima duração da fase de totalidade é de cerca de 7'30'', mas
nem todos os eclipses solares tem essa duração. A duração total do eclipse, desde
quando a Terra começa a entrar na região de penumbra até que ela saia
completamente da região de penumbra é de 6 h 15 m.
Astronomia, Uma visão geral do Universo.
Amâncio C. S. Friaça, Elisabete dal Pino, Laerte Sodré Jr. Vera Jatenco-Pereira.
TIPOS DE ECLIPSE DO SOL
Há vários tipos de eclipse de Sol: Parcial, Total, Anular, Misto. O eclipse
parcial ocorre quando somente uma parte do disco solar é obscurecida. O eclipse
total acontece quando todo o disco solar fica encoberto pela Lua. Determinada faixa
do globo terrestre é atingida pelo cone de sombra projetado pela Lua. O céu
escurece quase totalmente. O eclipse anular ocorre quando nem todo o disco solar
é obscurecido, restando um anel de luz ao redor do Sol, quando o eclipse está no
auge. Neste caso, o vértice do cone de sombra não alcança a superfície terrestre. O
eclipse misto é um tipo raro de eclipse onde numa parte da faixa central do
fenômeno ocorre um eclipse total e noutra, um anular.
VISIBILIDADE DE UM ECLIPSE DO SOL
Os eclipses do Sol são observados numa área limitada do globo terrestre,
pois o cone de sombra projetada pela Lua apresenta uma área de abrangência
muito pequena. Num eclipse total ou anular o evento só pode ser observado como
tal numa longa e estreita faixa de terra.
Num eclipse total essa área restrita é
chamada de “faixa de totalidade”. No seu centro passa a linha imaginária central do
eclipse.
Nas áreas adjacentes à faixa de totalidade, o eclipse é parcial, diminuindo de
magnitude à medida que se afasta da linha central do eclipse.
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
COMO OCORREM OS ECLIPSES DA LUA
Num eclipse lunar, a Lua cruza o plano da órbita da Terra, ou seja, passa
por um nodo, e os três astros: Sol, Terra e Lua ficam alinhados.
Os eclipses lunares ocorrem durante a Lua cheia, quando a Terra se
encontra entre o Sol e a Lua.
Ocorrem três tipos de eclipses da Lua: Penumbral, Parcial e Total.
No eclipse penumbral a Lua atravessa o cone de penumbra da Terra. O
fenômeno quase não é notado. Apenas se percebe, com a evolução do evento, que
o satélite da Terra fica menos brilhante.
No eclipse parcial, a Lua penetra parcialmente no cone de sombra (umbra)
do nosso planeta. O aspecto da Lua é semelhante ao do Sol parcialmente eclipsado,
parece faltar um pedaço.
No eclipse total, a Lua mergulha completamente no cone de sombra da
Terra, mas não desaparece. Parte da lua do Sol que se refrata na atmosfera da
Terra alcança a Lua. Sua coloração varia no decorrer do evento, tornando-se
predominantemente avermelhada. Um eclipse total é sempre acompanhado das
fases penumbral e parcial. Durante a fase total a Lua ressurge inteira, com uma
luminosidade tênue e avermelhada porque parte da luz solar é refratada na
atmosfera da Terra e atinge a Lua.
ECLIPSE TOTAL DA LUA EM 21 DE DEZEMBRO DE 2010
HORÁRIO
FENÔMENO
02 h 28 m
Entrada na penumbra
03 h 32 m
Entrada na sombra
04 h 40 m
Início da totalidade
05 h 17 m
Maio do eclipse
05 h 54 m
Fim da totalidade
07 h 02 m
Saída da sombra
08 h 06 m
Saída da penumbra
Fonte:
<http://www.silvestre.eng.br/astronomia/fenomenos/eclipses/L211210/>
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
Na tabela acima, estão registrados os instantes das fases principais do
eclipse, calculados para o minuto inteiro mais próximo e pela hora legal de Brasília
(GMT-3_, sem a correção para o horário de verão. O fenômeno ocorre na noite do
dia 20 para o dia 21 (segunda-feira para terça-feira).
É visível em todo o Brasil, mas não completamente (melhora de leste para
oeste), porque a Lua se põe antes de seu término.
VISIBILIDADE DE UM ECLIPSE DA LUA
Enquanto os eclipses do Sol são observados numa região restrita do globo
terrestre, principalmente onde o eclipse é total, os eclipses da Lua são observados
em todas as áreas do globo onde a Lua está acima do horizonte. Isto se dá porque o
cone da sombra projetado pela Terra possui um diâmetro muito maior do que a
própria Lua. Assim, embora os eclipses da Lua se dêem em menor número do que
os do sol são visíveis numa região muito mais extensa da Terra.
DURAÇÃO DE UM ECLIPSE LUNAR
Num eclipse lunar, a duração da fase de totalidade pode chegar a 1 h 45 m e a
duração total do eclipse pode chegar a 6 h 19 m.
Astronomia, Uma visão geral do Universo.
Amâncio C. S. Friaça, Elisabete dal Pino, Laerte Sodré Jr. Vera Jatenco-Pereira.
PROCEDIMENTOS PARA OBSERVAR O ECLIPSE DO SOL
Observar o eclipse do Sol requer tantos cuidados quanto observar o astrorei quando não está eclipsado. Ocorre que, durante o eclipse, as pessoas ficam
encorajadas a olhar o Sol diretamente, sem nenhuma proteção, porque a imagem do
Sol fica menos brilhante. Isto é muito perigoso, pois danos à visão podem ser
adquiridos sem que o observador perceba. Em quase todos os eclipses há registros
de pessoas que sofreram lesões nos olhos.
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
As radiações solares que chegam à superfície terrestre são constituídas de
radiações visíveis e invisíveis. As visíveis são as que se acostumou chamar de luz.
As outras são a luz ultravioleta, que danifica a retina sem que o observador perceba
e a lua infravermelha (calor).
Quando o sol está próximo de horizonte ou encoberto por nevoeiro, as
radiações solares são absorvidas fortemente. Por isso não faz mal algum olhar o Sol
a olho nu nestas condições. Já a observação com instrumentos não deve ser feita
nestes casos, pois requer uma proteção especial das radiações solares.
Quando o astro-rei está mais alto no céu e não está encoberto por nevoeiro,
também a observação a olho nu requer cuidados especiais.
Há um único momento em que um observador pode olhar para o Sol
diretamente, à vista desarmada ou com aparelho ótico: no pequeno intervalo de
tempo em que dura o eclipse total. Isto só é válido para quem estiver situado na
faixa de totalidade.
OBSERVAÇÃO SEM INSTRUMENTO ÓTICO
a) Negativo fotográfico e vidro:
Para a observação do eclipse a olho nu, muitas pessoas, na falta de filtro
solar, recorrem aos negativos de filmes fotográficos velados, isto é, expostos à luz
(bastante escuros), ou então, chapas de radiografias bem escuras.
Se não houver outra opção, é recomendável utilizar dois pedaços de filme
ou radiografia, interpondo entre eles um pequeno vidro plano. Pelo fato de não ser
uma opção segura, a observação deve ser rápida e esporádica.
b) Lente de máscara de soldador:
Existem filtros que equipam as máscaras de soldador e que são adequados
à observação do Sol sem instrumentos óticos. São vendidos em casas que
comercializam equipamentos para solda e apresentam uma numeração específica
que diz respeito à densidade do filtro, chamada popularmente de tonalidade. No
caso deve-se optar pela “lente de tonalidade” 14, a mais escura, nas dimensões 51
mm x 108 mm.
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
OBSERVAÇÃO COM TELESCÓPIO E BINÓCULO
A observação realizada com instrumentos óticos requer mais cuidados do
que à vista desarmada. Isto porque a área coletada de luz é maior do que a do olho
humano e também porque os aparelhos concentram as radiações visíveis e
invisíveis.
Algumas lunetas vêm equipadas com um dispositivo que permite a projeção
da imagem num anteparo plano e branco. O anteparo é ajustado a certa distância da
ocular13 até a imagem ficar focalizada. Este é o método mais seguro para se
observar o Sol.
Se o instrumento não é dotado deste anteparo, basta confeccionar ou
improvisar um, fixando uma folha de papel branco numa prancheta posicionando
esta a certa distância da ocular. Desta forma a imagem do Sol será projetada no
papel e o observador pode acompanhar a evolução do eclipse com segurança.
Através deste procedimento consegue-se uma imagem de boa qualidade,
sendo possível observar as manchas solares, quando notáveis e até fotografá-las
Pode-se também construir uma câmara escura usando-se, por exemplo, um
tubo longo. Deve-se fazer um pequeno furo em uma das faces e apontar essa face
para o Sol. Na parte interna da face oposta será projetada uma imagem que poderá
ser observada através de uma abertura lateral.
Ao apontar o telescópio para o Sol, não olhe através do instrumento e sim,
procure por tentativa, a imagem solar obtida no anteparo.
13 Conjunto de lentes por onde se observa.
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
II UNIDADE – ASTROS
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
ASTROS
O principal elemento do Sistema Solar é uma estrela e tamanho médio 14 e
amarela com cerca de cinco bilhões de anos de idade - o Sol. Ao redor dessa estrela
encontramos planetas, planetas anões, satélites, meteoroides, asteroides e cometas
distribuídos numa extensa região de quase vinte bilhões de quilômetros. O estudo
do Sistema Solar nos permitiu conhecer muito bem o Sol e a exploração planetária
trouxe à Humanidade uma nova visão desse conjunto pelo Estudo Comparativo
entre Planetas: a Planetologia15. O planeta Terra ocupa uma situação muito especial
por ter permitido a manutenção de formas de vida por períodos muito longos,
situação essa que nós não encontramos nos demais planetas deste sistema solar.
Entender o Sistema Solar significa valorizar a Terra e como
nós devemos nos
comportar para permitir uma existência proveitosa dela.
O Sistema Solar é composto, além do Sol, de uma grande quantidade de
corpos: planetas, satélites, asteroides, cometas, meteoroides, etc. Esses corpos
podem estar em órbita em torno de planetas ou localizam-se em regiões particulares
do Sistema Solar.
A maioria dos planetas tem um ou mais satélites que descrevem órbitas ao
seu redor. Alguns, como os planetas gigantes possuem um verdadeiro sistema de
satélites à sua volta, além de um sistema de anéis, compostos por milhões de
partículas com tamanhos que variam de alguns mícrons a alguns metros.
Os asteroides e cometas são pequenos corpos que, assim como os
planetas, também estão em órbita em torno do Sol. Ambos se caracterizam por
ficarem localizados em regiões muito específicas e têm tamanhos muito inferiores
aos planetas.
14 Existem estrelas anãs, do tamanho da Lua ou da Terra, e existem estrelas super gigantes, muito
maiores que o Sol. O Sol tem tamanho médio: não é nem grande nem pequeno quando
comparado com a média das estrelas que nos parecem muito pequenas porque estão muito longe
da Terra.
15 Planetologia ou ciência planetária ou astronomia planetária é o estudo dos sistemas planetários
(os planetas, seus satélites naturais e outros objetos relacionados) com maior ênfase no Sistema
Solar. Apesar disso, é crescente o interesse também nos Planetas extra-solares (planetas que não
pertencem ao Sistema Solar). Em geral, estudam-se todos os objetos não-estrelares (ou com
dimensão inferior ao necessário para se iniciar uma reação nuclear), onde se incluem os meteoros
e cometas.
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
Recentes descobertas têm modificado a compreensão dos sistemas
planetários sendo necessário um rearranjo de conceitos devido ao desenvolvimento
da compreensão do Sistema Solar.
Durante a última Assembleia Geral da União Astronômica Internacional
(UAI), em agosto de 2006, astrônomos, escritores e historiadores membros do
Comitê de Definição de Planetas após exaustivas discussões durante as duas
semanas de reunião na república Tcheca aprovaram a seguinte proposta:
RESOLUÇÃO 5A
Um planeta16 é um corpo celestial que:
1. está em órbita ao redor do Sol,
2. tem massa suficiente para que sua auto-gravidade relacionada com
as forças de corpo rígido permitam que ele assuma uma forma em
equilíbrio hidrostático (forma arredondada) e,
3. tem limpado17 a vizinhança ao longo de sua órbita
A UAI também introduziu uma nova terminologia em astronomia, a de planeta-anão;
Um "planeta anão" é um corpo celestial que:
1. está em órbita ao redor do Sol,
2. tem massa suficiente para sua auto-gravidade relacionada com as
forças de corpo rígido de modo que ele assuma uma forma 18 em
equilíbrio hidrostático (aproximadamente arredondada.),
3. não tem limpa a sua vizinhança ao longo de sua órbita.
4. Não ter satélite de nenhum planeta.
Todos os outros objetos19 exceto os satélites orbitando ao redor do Sol
deverão ser referidos pelo coletivo "Pequenos Corpos do Sistema Solar".
Resolução da União Astronômica Internacional: Plutão
16 Os oito “planetas” são: Mercúrio, Vênus, Terra, Marte, Júpiter, Saturno, Urano e Netuno.
17 A expressão “limpar a vizinhança de sua órbita” tem sido usada por astrônomos para se referirem
a corpos (planetas ou protoplanetas) que eliminem outros objetos menores de sua vizinhança ao
longo de um certo tempo, através de sua interação gravitacional com os mesmos, fazendo com
que acresçam no corpo maior ou que suas órbitas sejam modificadas.
18 Uma análise da União Astronômica Internacional irá estabelecer o limite dos objetos dentro da
definição de planeta anão e outras categorias.
19 Isto inclui correntemente a maioria dos asteroides do Sistema Solar, a maioria dos Objetos TransNetunianos, cometas, e outros pequenos corpos.
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
RESOLUÇÃO 6A
A União Astronômica Internacional além disso resolve:
Plutão é um "planeta anão" pela definição acima e é reconhecido como o protótipo
de uma nova categoria de objetos Trans-Netunianos.
Essas duas Resoluções 5A e 6A acima estão no seguinte documento
Resolution_GA26-5-6.pdf localizados em: http://www.iau.org/fileadmin/content/pdfs/.
Em particular nesse documento há um complemento com relação a Resolução 6A:
Plutão é um "planeta anão" pela definição acima e é reconhecido como o
protótipo de uma nova categoria de objetos Trans-Netunianos 20
Até que Plutão deixasse de ser considerado um objeto “diferente” no
Sistema Solar, muitos anos se passaram. O astrofísico norte-americano Frederich
Charles Leonard (1896-1960) e posteriormente em 1943 o astrônomo economista e
engenheiro Keneth Essex Edgeworth (1880-1972) foram os primeiros a sugerir que
Plutão não era único, mas que existiria uma miríade de objetos gelados orbitando
em disco localizado além de Netuno, e que Plutão seria o mais brilhante desses
objetos. Em 1951 o astrônomo holandês Gerard Peter Kuiper (1905-1973) atribui à
existência deste disco a fonte dos cometas de curto período 21. Este disco foi
denominado Cinturão de Edgeworth Kuiper, ou simplesmente Cinturão de Kuiper.
Porém, o primeiro objeto do Cinturão de Kuiper só foi detectado ao telescópio em
1992, em Mauna Kea, Havaí. Desde então, já foram observados mais de 1.000
objetos com diâmetros entre 50 e 2.000 quilômetros. Estima-se atualmente,
baseando-se no número de objetos descobertos que existem ao menos 100.000
objetos gelados com diâmetros maiores do que 10 quilômetros.
E, o Sistema Solar termina aí, no Cinturão de Kuiper? Não. Antes mesmo de
propor a existência do cinturão de Kuiper, os astrônomos já previam a existência de
outra estrutura. Uma nuvem esférica de objetos que, segundo a proposta de Ernst
Öpik (1893-1985), em 1932, seria a fonte dos cometas. Em 1950, o astrônomo
holandês Jan Hendrick Orrt (1900-1992) reviveu esta hipótese, propondo a
existência dessa estrutura esférica, atualmente denominada Nuvem de Oort, como
solução para uma aparente contradição: após várias passagens pelo Sistema Solar
20 Um processo dentro da União Astronômica Internacional será estabelecido para selecionar um
nome para essa categoria.
21 Períodos menores que 200 anos.
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
interno, os cometas têm sua atividade extinta. Então, se todos os cometas que
observamos existissem no Sistema Solar interno desde o início de sua formação,
todos já teriam sido extintos. Observando cometas de longo período, Oort sugeriu
que a maior parte deles deveria estar entrando no Sistema Solar interno pela
primeira vez, se não fosse assim, suas órbitas já teriam sido modificadas por
perturbações gravitacionais devidas aos planetas gigantes. Oort observou ainda que
os cometas de longos períodos pareciam vir de distâncias de aproximadamente
50.000 UA, e cálculos recentes sugerem que essa distância estende-se até 100.000
UA.
No conjunto de objetos que chamamos de Sistema Solar, conhecemos até
agora: 1 estrela (o Sol), 8 planetas (Mercúrio. Vênus, Terra, Marte, Júpiter, Saturno,
Urano e Netuno), 5 planetas anões (Plutão, Ceres, Éris, Makemake, Haumea),
mais de 150 satélites e milhares de asteroides (principalmente entre Marte e Júpiter,
no cinturão Principal de Asteroides e depois de Netuno, no Cinturão de Kuiper), e os
cometas.
SATÉLITES
Satélite22 é um corpo celeste que gira em torno de um planeta por causa da
força da gravidade.
Os satélites existentes no Sistema Solar podem ser separados em funções
de suas propriedades físicas ou dinâmicas. A característica física usada para
classificar satélites é o seu tamanho. Podem ser divididos em:
Grandes: quando seu raio é superior a 1.500 quilômetros.
Intermediários: quando seu raio varia entre 400 e 1.500 quilômetros.
Pequenos: Todos aqueles cujos raios são inferiores a 400 quilômetros.
Os satélites também podem ser classificados levando-se em conta as
características de suas órbitas, ou seja, o semi-eixo maior, a excentricidade e a
inclinação. O semi-eixo maior é o elemento da órbita de um astro, que caracteriza as
dimensões da elipse orbital; a excentricidade de uma elipse (órbita do satélite) é a
razão da distância entre os focos e o eixo maior.
Os círculos possuem
excentricidade igual a zero, e a das parábolas é igual a 1. As elipses apresentam
22 A Lua é o único satélite natural do planeta Terra.
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
excentricidade entre 0 e 1; e, por último, a inclinação é o angulo entre o plano da
órbita do satélite e o plano da eclíptica.
Quando estes parâmetros são analisados, verifica-se que para todos os
satélites existem vários objetos que apresentam órbitas com o semi-eixo maior
moderado, além d excentricidades e inclinações pequenas. Os satélites deste grupo
são denominados “satélites regulares”, por reproduzirem as características
dinâmicas básicas do sistema planetário.
Outro grupo de satélites tem o semi-eixo maior de sua órbita muito grande
ou muito pequeno, além de apresentarem excentricidades e/ou inclinações grandes,
Estes objetos são denominados “satélites irregulares”.
A separação entre satélites regulares e irregulares permite obter
informações sobre o processo físico que levou à sua formação. Os satélites
regulares teriam sido formados ao mesmo tempo em que o planeta, da mesma
maneira como o próprio sistema planetário teria sido formado. Já os satélites
irregulares não foram formados junto com os planetas, Ao contrário, teriam sido
capturados pelo campo gravitacional do planeta numa fase posterior à sua
formação.
Os planetas interiores23 também chamados de planetas telúricos ou
terrestres são os quatro planetas mais próximos do Sol e tem pouco ou nenhum
satélite enquanto que os planetas exteriores, também chamados de planetas
gigantes24 possuem um grande número de satélites.
Mercúrio e Vênus não têm satélites, enquanto que a Terra tem apenas um, a
Lua. Marte tem dois pequenos satélites, Phobos e Deimos, ambos com diâmetros
menores do que 30 quilômetros, além de possuírem formas bem irregulares. Os
astrônomos acreditam que Phobos e Deimos são asteroides que foram capturados
pelo planeta Marte.
Júpiter tem 4 satélites regulares, Io, Europa, Ganymede e Callisto,
descobertos por Galileo em 1610, e por isso denominados de satélites Galileanos.
Esses satélites têm diâmetro entre 3 100 a 5.200 km, forma esférica e órbitas bem
regulares.
Saturno, tem um satélite grande, com um diâmetro de cerca de 5.000
quilômetros, Titã, que descreve um órbita regular em torno do planeta. Outros três
23 Mercúrio, Vênus, Terra e Marte.
24 Júpiter, Saturno, Urano e Netuno
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
satélites, Iapetus, Reia e Dione, têm tamanhos e órbitas regulares, no entanto,
Iapetus tem uma órbita altamente inclinada. Atualmente, Saturno tem 34 satélites
conhecidos.
Urano tem 5 satélites regulares de tamanho intermediário e órbita regular:
Miranda, Ariel, Umbriel, Titânia e Oberon. Recentemente foram descobertos mais 10
satélites pequenos em órbitas muitos próximas ao planeta e outros pequenos
satélites a grandes distâncias do planeta Urano.
Ilustração 14: Imagem feita através do software Celestia, com recurso gimp. por Vera Lucia Zardo
Ansolin.
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
ASTERÓIDES
Os asteroides são pequenos corpos, rochosos ou metálicos que se
espalham em uma região localizada entre 2 e 5 UA 25 do Sol. Os asteroides estão
distribuídos em três regiões principais: Cinturão principal, Objetos próximos à Terra
e Troianos. Mais de 12.000 asteroides têm órbitas bem determinadas. Eles orbitam o
Sol aproximadamente na mesma direção dos planetas (de oeste para leste) e a
maioria no mesmo plano.
A partir de 1992 foram descobertos vários asteroides além da órbita de
Netuno, chamados objetos trans-netunianos. A maioria desses objetos tem órbitas
alinhadas com a eclíptica, formando um anel em torno do Sol, a uma distância média
de 40 UA, chamado "Cinturão de Kuiper". Todos os asteroides são menores do
que a Lua.
O chamado Cinturão Principal, também conhecido como “cinturão de
asteroides”, é formado pelos asteroides que estão localizados na região que fica
entre os planetas Marte e Júpiter. Seus períodos orbitais variam entre uns poucos
anos e o período de Júpiter que é de quase 12 anos.
Os asteroides próximos à Terra tem órbitas que os tiram do cinturão. Suas
órbitas cruzam aquelas descritas pelos planetas interiores, e são chamados “objetos
próximos à Terra”, e os asteroides que descrevem a mesma órbita que o planeta
Júpiter são chamados “Troianos”.
Há mais de um bilhão de asteroides e mais de 200 mil já foram descobertos.
Eles são material que não chegou a formar um planeta rochoso há cerca de 4,6
bilhões de anos, quando os planetas do Sistema Solar se formaram. São em geral,
irregulares na forma e podem ter centenas de quilômetros. O conjunto de asteroides
conhecidos tem diâmetros que variam entre 1.000 quilômetros para Ceres, o maior
deles, e algumas dezenas de metros para asteroides em órbitas próximas à Terra.
Ceres é um objeto mais ou menos esférico e pode representar um corpo primordial
ou seja, um corpo que se originou ao mesmo tempo que os outros objetos do
Sistema Solar. A maioria dos pequenos asteroides, entretanto, são muito
provavelmente fragmentos resultantes de colisões, tendo formas altamente
25 Unidade Astronômica (UA) é uma unidade de distância, aproximadamente igual à distância média
entre a Terra e o Sol. É bastante utilizada para descrever a órbita dos planetas e outros corpos
celestes, valendo aproximadamente 150 milhões de quilômetros (149 597 870 km).
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
irregulares. Isto vem sendo confirmado por observações, feitas com radar, de
asteroides que descrevem órbitas próximas à da Terra.
Os asteroides não possuem luz própria, mas podem ser observados uma
vez que eles refletem a luz solar que incide sobre eles. A observação do brilho dos
asteroides permite obter informações sobre sua forma além de fornecer
propriedades rotacionais desses corpos, obtidas a partir da análise de suas curvas
de luz. Através dessa análise é possível a determinação da direção de seu eixo de
rotação, seu período, sua forma e até informações sobre sua composição superficial.
A partir desses estudos sabe-se que a maioria dos asteroides gira em torno de seus
respectivos eixos com um período de 9 a 10 horas.
DIFERENÇAS ENTRE OS TERMOS...
Asteroides: alguns dos menores corpos planetários existentes. Eles se
situam principalmente, mas não exclusivamente, na região do Sistema solar entre as
órbitas de Marte e Júpiter.
Meteoroides: são objetos sólidos, pedaços de rochas ou de metal, que se
deslocam pelo espaço interplanetário, e que possuem dimensões menores do que
um asteroide e maiores do que a poeira interplanetária, variando entre 1 mícron e
uma dezena de metros. Eles podem dar origem, se entrarem na atmosfera terrestre,
a um meteoro ou um bólide.
Meteoros: é o fenômeno luminoso resultante da entrada na atmosfera
terrestre de um corpo sólido. Um meteoro é um meteoroide que entra na atmosfera
da Terra e queima completamente, por causa do atrito de sua superfície com essa
atmosfera. Usualmente, o meteoro faz um rápido rasto (ou traço) de luz que é visto
no céu noturno à medida que ele atravessa a atmosfera. Isso é visto constantemente
quanto meteoroides, na maioria das vezes apenas um pouco maiores do que poeira
interplanetária queimam à medida que cruzam a atmosfera superior da Terra. Os
meteoros são conhecidos popularmente como
“estrelas cadentes”, embora não
tenham, qualquer tipo de relação com as estrelas. A maioria dos meteoros são
destruídos antes de atingirem a superfície da Terra.
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
Bólido: é um meteoro particularmente brilhante que, em geral, explode no
final de sua trajetória. A União Astronômica Internacional considera que um bólido
deva ter luminosidade ao menos de magnitude -3.
Meteoritos: são rochas de origem extra-terrestre encontrada na superfície
da Terra. Um meteorito é uma parte residual de um meteoroide. Um meteorito é um
fragmento de rocha, proveniente do espaço, que sobreviveu à passagem pela
atmosfera terrestre. Um meteorito é um meteoro que atingiu a superfície da Terra.
Os meteoritos são formados por rocha ou por material ferro-rochoso. Em geral, eles
recebem o nome do local onde caíram. Existem 3 tipos de meteoritos: os metálicos,
os rochosos, e os metálico-rochosos. Os rochosos são os mais abundantes,
compreendem a 90% de todos meteoritos conhecidos. Um tipo de meteoritos
rochosos são os condritos carbonáceos, que representam o tipo mais antigo de
meteoritos, com aproximadamente 4,5 bilhões de anos e parecem não ter sofrido
qualquer alteração desde a época de sua formação. Os metálicos são compostos
principalmente de ferro e níquel. Na Terra caem aproximadamente 25 milhões de
meteoritos por dia, a grande maioria com algumas microgramas.
RESUMIDO...
Meteoroide: objetos que vagam pelo espaço, podendo,ou não, entrar na
atmosfera da Terra.
Meteoro: se entra na atmosfera da Terra e, por causa do atrito, entra em
combustão provocando um fenômeno luminoso.
Bólide (ou bólido): se entra na atmosfera da Terra e explode de modo
brilhante.
Meteorito: Se sobrevive ao atrito com a atmosfera da Terra e colide com
a sua superfície, formando uma cratera e deixando um resíduo.
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
COMETAS
Ao se aproximar do Sol, os cometas são aquecidos e o material volátil se
vaporiza formando uma “nuvem” ao redor do núcleo rochoso.
Os cometas são pequenos corpos escuros formados por uma mistura de
partículas refratárias, grãos de CHON (contendo Carbono, Hidrogênio, Oxigênio e
Nitrogênio), e gelo (predominantemente água).
São objetos que sempre chamaram muita atenção desde épocas passadas
devido às suas caudas. Porém, nem todos os cometas apresentam caudas
espetaculares. Eles são feitos de materiais voláteis, como água congelada e gás
carbônico congelado, juntamente com um núcleo sólido de rocha.
Devido à radiação que o Sol emite em todas as direções, o chamado vento
solar, esta nuvem é empurrada para trás formando a cauda do cometa. Por esta
razão, a causa sempre aponta para a direção oposta ao Sol. Como o cometa perde
material a cada passagem perto do Sol, um dia ele não existirá mais.
Edmund Halley (1656-1742), astrônomo britânico amigo de Isaac Newton, foi o
primeiro a mostrar que os cometas vistos em 1531, 1607 e 1682 eram na verdade o
mesmo cometa e, portanto, periódico, que é desde então chamado de Cometa
Halley.
Da análise da estrutura física dos cometas, quando estes estão no periélio 26,
nós podemos dividi-lo em três partes principais, a saber:
NÚCLEO: constatou-se que todos os fenômenos que ocorrem no cometa,
tem a sua origem a partir de seus núcleos sólidos e com poucos quilômetros de
diâmetro. O núcleo ao aproximar do Sol dá origem à cabeleira e cauda. Por serem
corpos pequenos (baixa atração gravitacional) e movimentando-se muito rápido nas
proximidades do Sol, a cada passagem pelo mesmo, ocorre um aumento muito
grande da cauda, que implica em perdas de matéria. A matéria que compõe a
formação dos núcleos corresponde a uma espécie de gelo sujo com massa variando
de 1,0 quilogramas a algumas dezenas de toneladas.
CABELEIRA ou COMA - aparece sob a forma de nebulosidade sobre o
núcleo. Como uma espécie de atmosfera que pode ter seu volume muito maior que
a Terra. É mais brilhante do que a cauda, a qual dá origem. A presença
26 Periélio, vem de peri (à volta, perto) e hélio (Sol), é o ponto da órbita de um corpo, seja ele
planeta, planetoide, asteroide ou cometa, que está mais próximo do Sol.
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
predominante de componentes simples, a base de hidrogênio e de oxigênio, revela
que a constituição do cometa é água em dois estados, sólido e gasoso, sendo o
estado líquido inexistente.
CAUDA - A cauda é provocada pela ação dos ventos solares, por isso nas
proximidades do Sol a cauda aumenta, pois a densidade dos ventos solares é maior.
Acredita-se que a cada passagem pelo Sol o diâmetro do núcleo do cometa diminua
em alguns metros. Os cometas possuem dois tipos de caudas: uma constituída de
poeira neutra, de cor amarelada que reflete a luz solar, e a outra de plasma, isto é,
elétrons e gases ionizados. em tom azulado, produzida principalmente pelo CO. A
cauda é formada pela pressão eletromagnética (exercida pela luz), e pelo vento
solar. É oposta à atração gravitacional, ou seja, aponta sempre na direção radial
contrária à do Sol.
A cabeleira e a cauda têm em média de dez mil a cem milhões de vezes o
diâmetro do núcleo, porém com densidade muito baixa e desse modo, nós podemos
observá-los a partir de Terra.
A vida média dos cometas não ultrapassa 10 milhões de anos. Acredita-se
que os núcleos dos cometas estão vagando pelo espaço fora do sistema solar.
Devido ao movimento do Sol ao redor do núcleo galáctico esses objetos são
capturados pelo campo gravitacional do Sol e se transformam em cometas. Foi
suposto na década de 50 por Jan Hendrik Oort (1900) existência de uma nuvem de
cometas (Nuvem de Oort), próxima do Sol (em relação às distâncias galácticas), a
cerca de 100.000 UA. Essa nuvem está distribuída de forma esférica ao redor do
Sol. Sua origem pode ser os próprios restos do sistema solar, que se solidificou
nessa região. Algumas anomalias gravitacionais provocadas pelas estrelas próximas
podem tirar alguns corpos de suas posições e esses serem atraídos pelo Sol. Ao
entrarem em direção ao sistema solar, esses corpos poderão adquirir três tipos de
órbita:
Parabólica e Hiperbólica: que se aproximam uma única vez do Sol e
retornam ao espaço interestelar. São os cometas não periódicos.
Elíptica: são os cometas periódicos. Esse tipo de órbita é geralmente é
provocada pela influência gravitacional dos planetas, principalmente Júpiter e
Saturno, que têm a tendência de prenderem os cometas ao sistema solar.
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
A principal característica dos movimentos dos cometas é que suas órbitas
não são necessariamente elípticas. Vários cometas conhecidos têm órbitas
hiperbólicas e muitas órbitas impossíveis de distinguir se são hiperbólicas ou se são
elipses altamente excêntricas. O fato de existirem cometas com órbitas hiperbólicas
pode fazer supor que se tratem de objetos oriundos do espaço interestelar, que dele
vieram e para ele retornam. Entretanto, o estudo dos cometas com órbitas
hiperbólicas mostra que suas órbitas se tornaram hiperbólicas após passagens
próximas aos planetas do Sistema Solar, principalmente Júpiter. Nesse caso, esses
cometas ganharam energia para serem lançados no espaço interestelar. É certo que
esses cometas jamais retornarão ao nosso Sistema Solar.
Para que os cometas tenham crescido até o tamanho que apresentam,
considerados como sendo planetesimais, o meio interplanetário deve ter sido muito
mais denso do que aquele encontrado nas nuvens moleculares. Isso quer dizer que
os cometas devem ter se formado na região do Sistema Solar próxima aos planetas
mais externos. Alguns destes objetos permaneceram nesta região formando o que é
hoje conhecido como Cinturão Trans-Netuniano ou Cinturão de Kuiper. A maioria
deles, entretanto, devido a perturbações gravitacionais exercidas pelos planetas
exteriores, foi expelida para os limites mais afastados do Sistema Solar, formando a
região chamada Nuvem de Oort, em homenagem ao seu descobridor. Perturbações
devidas à passagem de estrelas ou de nuvens moleculares próximas à Nuvem de
Oort fazem com que alguns cometas acabem saindo desta região e se desloquem
para as regiões mais internas do Sistema Solar onde o aquecimento pelo Sol
provoca o aparecimento da coma e da cauda tão características nas imagens dos
cometas. O valor da massa total da nuvem de Oort é bastante controvertido, mas
pode ser da ordem de 1011 cometas, com massas individuais maiores do que 10 12
quilogramas.
A existência de uma nuvem esférica de cometas envolvendo todo o Sistema
Solar foi proposta em 1950 a partir da análise da distribuição dos semi-eixos maiores
dos cometas conhecidos na época. Um ano mais tarde foi proposto que também
deveria existir uma região achatada (cinturão) após o planeta Plutão. Mas o primeiro
objeto deste cinturão somente foi descoberto mais de quarenta anos depois, em
1993. Hoje conhecemos mais de 800 objetos desse cinturão, alguns com diâmetro
superior àquele do maior dos asteróides, Ceres.
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
Ilustração 15: Imagem feita através do software Celestia, com recurso gimp. por Vera Lucia Zardo
Ansolin.
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
ANÉIS PLANETÁRIOS
Em 1610, Galileo Galilei observou pela primeira vez o planeta Saturno, com
o seu recém inventado telescópio, e notou que ele tinha uma forma irregular. Para
ele, essa forma era devida à presença de dois satélites colocados, simetricamente,
nos lados opostos do planeta.
Porém, mais tarde, em 1654, quando Huygens sugeriu que a forma
observada de Saturno poderia ser explicada pela presença de um disco rígido
situado no plano do equador do planeta.
Em 1675, Cassini descobriu que esse disco não era uniforme, ele era
formado por anéis separados por uma divisão a qual, desde então, leva seu nome,
divisão Cassini. Um terceiro anel, mais interno, foi descoberto em 1850.
Porém, alguns anos antes o filósofo francês Pierre Laplace tinha
demonstrado que um disco rígido não poderia ser estável tendo em vista as
poderosas forças de maré exercidas pelo planeta. Foi o físico inglês James Clerk
Maxwell que solucionou o problema sugerindo que os anéis, na realidade, eram
formados por grãos individuais que estavam em rotação em torno do planeta. Esta
teoria seria confirmada através de observações anos mais tarde e estudos
detalhados dos anéis se deram a partir das imagens obtidas pelas sondas espaciais
Voyager 1 e 2. O conjunto total dos anéis de Saturno tem a altura de algumas
centenas de metros e a largura de cerca de 200.000 quilômetros, ou seja, é um
sistema extremamente achatado.
Mais de 300 anos depois da descoberta doso anéis de Saturno, em 1977, foi
descoberto um sistema similar de anéis em torno do planeta Urano. Este sistema foi
descoberto através de uma técnica chamada de técnica de ocultação estelar. Esse
processo consiste em registrar as variações no brilho de uma estrela quando um
determinado planeta cruza a linha de visada27 que une o observador terrestre e a
estrela.
O que se observa normalmente é que o brilho da estrela permanece
constante até que o planeta entra na linha de visada. Primeiramente é observada
apenas uma pequena diminuição no brilho da estrela devido à passagem de sua luz
através da atmosfera do planeta, Entretanto o brilho da estrela desaparece
completamente quando o disco planetário fica exatamente na linha de visada
27 É uma linha imaginária que une dois objetos sem interceptar obstáculos de modo que uma pessoa
na posição de um dos objetos possa ver o outro.
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
observador-estrela. A medida que o planeta “passa” o brilho da estrela começa
novamente a aparecer até se manter constante novamente. A análise do intervalo de
tempo em que o brilho da estrela desapareceu completamente, de como o brilho
diminuiu e de como aumentou novamente permite obter dados muito precisos sobre
a atmosfera do planeta e também sobre a forma que ele possui. Para surpresa dos
pesquisadores, quando esta técnica foi aplicada a Urano, o brilho da estrela sofreu
algumas pequenas, mas perceptíveis diminuições antes e depois da sua ocultação
pelo planeta. Isto foi modelado como sendo produzido por um sistema de anéis em
órbita em torno de Urano.
Quando a sonda Voyager passou próxima a Urano, as imagens obtidas por
ela comprovaram que esta era de fato a explicação correta. Hoje, sabe-se que o
sistema de anéis de Urano é formado por nove anéis com uma altura de dezenas de
metros e largura de apenas 10 quilômetros.
A mesma técnica de ocultação estelar permitiu a detecção de anéis em
torno de Netuno em 1985.
Os anéis são estruturas largas, mas muito finas compostas por partículas de
gelo e água, com tamanhos que variam entre um grão de areia e uma casa. Cada
partícula tem uma órbita própria em torno do planeta sendo que as partículas mais
internas se movem mais rapidamente do que as externas, A alta concentração de
partículas neste disco faz com que interações gravitacionais mútuas produzam
estruturas tipo ondas.
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
Ilustração 16: Imagem feita através do software Celestia, com recurso gimp por Vera
Lucia Zardo Ansolin.
PLANETAS
Os planetas são astros iluminados, não tem luz própria, giram ao redor do
Sol e percorrem o espaço traçando órbitas elípticas.
A palavra planeta é de origem grega e significa errante, em função do
movimento aparente deles em relação às estrelas fixas da esfera celeste.
O alemão Johannes Kepler (1571-1630), foi o responsável pela descoberta
de algumas leis da mecânica celeste. Segundo Kepler, quando um planeta está
próximo do Sol, movimenta-se com mais rapidez, e, quando está mais afastado, seu
movimento é mais lento.
Durante muito tempo, apenas seis planetas eram conhecidos: Mercúrio,
Vênus, Terra, Marte, Júpiter e Saturno. Somente no final do século XVIII, em 1781,
constatou-se a existência de Urano. Em meados do século XIX, em 1846, foi
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
descoberto Netuno, e, em 1930 descobriu-se a existência de Plutão, muito afastado
do Sol (cerca de 5,9 bilhões de quilômetros), desde os anos 1990 teve sua
classificação como planeta foi questionada pela comunidade astronômica mundial.
E, a partir de agosto de 2006, na 26ª Assembleia Geral da União Astronômica
Internacional (UAI), em Praga, República Tcheca, o número de planetas do Sistema
Solar passa a ser oito. Plutão passa a ser um “planeta-anão”.
Outros dois corpos celestes se enquadram na classificação de planetas
anões: o asteroide Ceres, localizado no Cinturão de asteroides e Éris, conhecido
oficialmente como 136199 Eris, é um planeta anão nos confins do sistema solar,
numa região do sistema solar conhecida como Cinturão de Kuiper. É o maior
planeta-anão do sistema solar e quando foi descoberto, ficou logo conhecido como o
"décimo planeta", devido a ser maior que o então planeta Plutão. Devido a nova
categoria introduzida pela União Astronômica Internacional, Éris também passa a
ser um planeta anão.
A densidade média de um planeta é a razão entre a sua massa e o seu
volume. Há planetas com densidades baixas, próximas a 1 g/cm -3 (densidade da
água), Júpiter, Saturno, Urano e Netuno, classificados como planetas Jovianos, e
devem ser constituídos de substâncias leves como hidrogênio e hélio gasoso, gelo
de água, metano, dióxido de carbono e amônia. Planetas com densidades altas, da
ordem de 4 – 5 g/ cm -3 , Mercúrio, Vênus, Terra e Marte formam a classe dos
planetas telúricos. São constituídos principalmente de substâncias pesadas,
basicamente rochas (silicatos e óxidos) ou metais (níquel e ferro).
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
DIFERENÇA ENTRE ESTRELA E PLANETA QUANDO OBSERVAMOS O CÉU
Quando olhamos para o céu, como saber o que é um planeta ou uma
estrela? Existem duas diferenças básicas entre planetas e estrelas, que podem ser
identificadas por qualquer pessoa com pouca experiência no assunto: A primeira é
que o planeta não cintila como as estrelas. Existem no céu estrelas que parecem
não cintilar, principalmente aos olhos de quem não está acostumado a observálas. A segunda diferença, o planeta muda de posição.
Quando você observar um objeto no céu e suspeitar que é um planeta,
mas não tiver certeza, faça o seguinte: Fixe algumas referências utilizando as
estrelas ao seu redor, de preferência faça um desenho em escala assinalando o
objeto em estudo, e observe por uns vinte ou vinte e cinco dias. Se esse objeto
mudar de posição em relação às referências, certamente esse objeto será um
planeta.
Para pequenos intervalos de tempo podemos considerar as estrelas como
fixas. Já os planetas, como a tradução da palavra diz, errante, movimentam-se em
relação às estrelas.
Disponível em <http://www.cdcc.usp.br/cda/aprendendo-basico/sistemasolar/introducao.html> Acesso em 29 jun. 2010.
MERCÚRIO
É o planeta mais próximo do Sol. É o segundo menor planeta do Sistema
Solar. Só é maior que o Planeta anão, Plutão. Dentre os planetas rochosos é o
menor. Seu diâmetro é 4878 quilômetros, 38% menor que o da Terra e 40% maior
que o da Lua. Não possui satélites naturais e possui uma atmosfera extremamente
tênue: sente a plena força do calor solar durante o dia, a mais alta: 467° C e noites
gélidas, com a temperatura mais baixa: - 183° C.
Abaixo da superfície de rocha silicática de Mercúrio há um sólido manto
rochoso de cerca de 550 quilômetros de espessura. Essa camada deve ter sido
líquida quando o planeta era jovem e fonte de erupções vulcânicas. O manto esfriou
e se solidificou cessando as erupções vulcânicas há bilhões de anos. Abaixo do
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
manto há um núcleo de ferro, formado quando ele metal pesado afundou no jovem
planeta. Supõe-se que uma fina camada de sua parte mais externa ainda esteja
derretida.
Elementos da superfície de Mercúrio, como sódio, junto com hélio do vento
solar, formam uma atmosfera muito fina. É temporária e precisa ser reconstituída
pois a atração gravitacional de Mercúrio não consegue reter os gases.
Mercúrio é coberto por milhares de crateras de impacto, formadas pelo
choque de meteoritos contra a superfície. Essas crateras variam de pequenas em
forma de bola até grandes como a bacia Caloris, que tem um quarto do diâmetro do
planeta.
Mercúrio tem fases como a Lua, mas é difícil vê-lo porque nunca se afasta
do Sol. É visto baixo no céu estrelado, antes do nascer do Sol ou após o pôr do Sol.
A observação é mais fácil quando Mercúrio está mais longe do Sol, isto ocorre seis
ou sete vezes por ano. Mercúrio parece cruzar a face do Sol várias vezes num
século, quando passa entre o Sol e a Terra.
Ilustração 17: Imagem feita através do software Sttelarium com recurso gimp por Vera Lucia Zardo
Ansolin.
Missões a Mercúrio
Mercúrio só é visto perto do horizonte da Terra, e, como a atmosfera de nosso
planeta ali é turbulenta, fica muito difícil estudar sua superfície, A sonda espacial
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
Mariner 10 sobrevoou Mercúrio três vezes em 1974-75, e as imagens revelaram um
mundo coberto de crateras, parecido com a nossa Lua.
Em agosto de 2004 foi lançada outra sona, a Mercury Messenger, que deve
chegar a Mercúrio em 2011 e permanecer em sua órbita por um ano, quando
colherá informações sobre sua atmosfera, composição e estrutura.
VÊNUS
É o planeta que mais se aproxima do planeta Terra. É considerado um dos
corpos celestes mais belos entre as estrelas, pois, quando visto da Terra, pode ser
mais brilhante que os demais, com exceção do Sol e da Lua. Vênus é considerado o
planeta irmão da Terra apresentando tamanho, massa e densidade
similares,
porém, outras características como: ausência de oceanos, estrutura e composição
da atmosfera e temperatura são muito diferentes. Seu diâmetro é apenas cerca de
650 quilômetros menor que a Terra e suas camadas internas são de tamanho e
composição similares. Sob a crosta silicática há um manto rochoso, e sob este um
núcleo sólido no centro. Gira em torno de seu eixo mais devagar que qualquer outro
planeta – uma rotação leva mais tempo que uma órbita venusiana, o ano de Vênus é
menor que o seu dia. Gira de leste para oeste, na direção oposta à da maioria dos
outros planetas.
Sua atmosfera de 80 quilômetros de profundidade é
predominantemente de dióxido de carbono, e uma grossa cobertura de nuvens de
gotículas de ácido sulfúrico reflete 80% de sua luz solar. Como as nuvens também
absorvem o calor do Sol, Vênus é um lugar encoberto com uma temperatura
superficial mais alta que a dos outros planetas.
Características vulcânicas dominam a superfície de Vênus. Cerca de 85%
dela é de planícies baixas cobertas de lava vulcânica. O resto consiste em três
regiões montanhosas, a maior delas é Terra de Afrodite. A superfície vulcânica é
relativamente jovem. As centenas de vulcões de Vênus e seus extensos campos de
lava talvez não tenham mais de 500 milhões de anos. Alguns vulcões ainda podem
estar ativos. Vênus tem singulares montes de lava de topo chato e feição vulcânica
semelhantes a aranhas, chamados aracnoides. Sua superfície é marcada por
centenas de crateras de impacto, que recebem o nome de mulheres.
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
Na atmosfera de Vênus predominam o gás dióxido de carbono e nuvens de
ácido sulfúrico, que, ao reterem muito calor, são responsáveis pelo “efeito estufa”,
por isso esse planeta é mais quente que Mercúrio.
Ilustração 18: Imagem feita através do software Celestia, com recurso gimp por Vera Lucia Zardo
Ansolin.
Vênus brilha muito no céu da Terra por causa de sua camada superior
refletora de nuvens e por estar perto do nosso planeta. Vênus, em seu brilho
máximo, tem magnitude -4,7, e, só o sol e a Lua o ultrapassam. Passa por ciclo de
fases como a Lua. E, quando está próximo da Terra, só parte da face voltada para
nós é iluminada. Vênus é visível ou no céu vespertino, após o por do Sol, quando
está se encolhendo da meia fase para crescente, ou de manhã, antes do nascer do
Sol, quando passa do crescente para a meia fase. Sua luminosa presença no início
da manhã ou no fim do dia valeu-lhe os nomes de “Estrela D'Alva” e “Estrela da
Tarde”.
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
TERRA
A Terra é o terceiro planeta na ordem de distância do Sol. É o único planeta,
onde comprovadamente, existe vida (até o momento). É o maior dos quatro planetas
rochosos. É o quinto maior planeta do Sistema Solar, sendo menor que Júpiter,
Saturno, Urano e Netuno. Um mundo dinâmico, diferente de qualquer outro,
abundante de água no estado líquido e com a superfície em constante mudança.
Sua única companheira no espaço é a Lua. A distância média da Terra ao sol é de,
aproximadamente, 150 milhões de quilômetros. Dá uma volta completa em torno do
sol a cada 365,26 dias. Um dia terrestre tem a duração de 23 horas 56 minutos e 04
segundos, ou 23,9345 horas. Este é o chamado “dia sideral”. O dia da Terra é o
intervalo de tempo que ela leva para dar um volta completa em torno do seu eixo.
A Terra é o planeta mais denso do Sistema solar. Sua densidade é de 5,515
g/ cm-3 e a densidade da água é de 1,027 g/ cm -3. A inclinação do eixo da Terra é de
23,5° e provoca a existência das variações climáticas conhecidas como “estações do
ano”.
Para que um corpo possa escapar do puxão gravitacional da Terra ele deve
atingir a velocidade de 11,186 metros por segundo, chamada “velocidade de
escape”.
A Terra é o único planeta cujo nome em inglês não provém da mitologia
greco-romana. O nome “earth” provém do alemão e inglês antigos. Na mitologia
romana a deusa da Terra era Tellus, que significava “o solo fértil”. Na mitologia
grega a Terra era representada pela deusa Gaia, que queria dizer “terra mater” ou
“mãe terra”.
A Terra está em órbita em torno do Sol a uma distância média de
149.600.000 quilômetros28. Ela está mais próxima do Sol, quando se encontra na
posição chamada periélio29, por volta de 2 de janeiro de cada ano, e, está mais
afastada do sol, na posição chamada afélio30, por volta de 2 de julho de cada ano.
As diferenças de distâncias do Sol mostram que a órbita da Terra não é um círculo e
sim uma elipse. No entanto, a excentricidade desta elipse é de apenas 0,0167, o que
mostra que a órbita da Terra é muito próxima a um círculo.
28 Esta distância é definida como uma “Unidade Astronômica” (UA).
29 No periélio está a uma distância de 147.100.000 quilômetros do Sol.
30 No afélio a Terra está a uma distância de 152.600.000 quilômetros do Sol.
70
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
O planeta gira em torno do Sol, de oeste para leste com uma velocidade de 29,8
quilômetros por segundo.
A Terra não é perfeitamente esférica, mas sim achatada nos polos e bojuda no
equador. Seu diâmetro equatorial é cerca de 40 km maior do que o diâmetro polar.
Além disso, o plano do equador terrestre e, portanto, o plano do bojo equatorial, está
inclinado 23° 26' 21,418" em relação ao plano da eclíptica, que por sua vez está
inclinado 5° 8' em relação ao plano da órbita da Lua.
A superfície da Terra no equador se desloca com uma velocidade de 1.674
quilômetros por hora ou 0,46 quilômetros por segundo. No entanto, à medida que
nos movemos na direção de ambos os pólos, esta velocidade vai diminuindo. A
duração dia permanecer a mesma, mas a circunferência da Terra onde está o
observador, seu círculo de latitude vai diminuindo até chegar a praticamente zero na
região dos pólos. Quanto mais próximos estivermos dos pólos mais a velocidade
tende para o valor zero.
A Terra formou-se há cerca de 4,6 bilhões de anos, e desde então, seu
material diferenciou-se em camadas. O núcleo central, quente e denso solidificou-se
e consiste em ferro e níquel. Em seus primeiros momentos de existência, a Terra
era formada por materiais líquidos ou pastosos, e devido à ação da gravidade os
objetos muito densos foram sendo atraídos para o interior do planeta, enquanto que
materiais menos densos foram trazidos para a superfície. Como resultado, o núcleo
é composto em grande parte por elementos mais pesados como o ferro (80%), e de
alguma quantidade de níquel . A espessura do núcleo é aproximadamente 3.400 km
de raio e está dividido em núcleo interno e externo. O núcleo interno é constituído de
ferro-níquel sólido enquanto o núcleo externo é líquido, de ferro-níquel derretido.
Acima do núcleo há um manto rochoso sólido e depois uma fina crosta feita
de tipos diferentes de rochas e minerais, onde predominam as rochas silicáticas.
Esta crosta se quebra em grandes placas sólidas e algumas menores que flutuam
num manto subjacente parcialmente derretido (magma). Continentes, Oceanos e o
ar da Terra sustentam a vida.
A crosta da Terra varia em espessura. As partes mais espessas formam
grandes massas de terra continentais. O resto da crosta, que corresponde a mais de
70% da superfície da Terra, em geral mais fina, é coberta por água. Quase toda a
água está em estado líquido e compõe cinco vastos oceanos. Apenas 2% estão na
71
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
forma de gelo, nas calotas em torno dos Pólos Norte e Sul. As placas da crosta
terrestre se aproximam e se afastam umas das outras e em seus limites geram
cadeias de montanhas, fossas marinhas profundas, terremotos e vulcões.
Uma camada de gás rica em nitrogênio e oxigênio envolve a Terra. O
oxigênio sustenta a vida e no alto da atmosfera forma ozônio, que atua como um
escudo contra a radiação solar. A atmosfera estende-se por cerca de 500
quilômetros acima da superfície, mas sua maior parte está a menos de 16
quilômetros do planeta e aí ocorrem as condições meteorológicas. O Sol aquece a
Terra desigualmente, produzindo variações na pressão do ar. Isso provoca os
ventos, que impelem o ar e a umidade sobre o planeta.
A entrada de partículas de vento solar na atmosfera superior da Terra pode
produzir aparições espetaculares no céu noturno. As luzes coloridas resultam da
interação de gás atmosférico com partículas solares. Esses fenômenos recebem o
nome de aurora. O fenômenos das auroras é visível na Terra e em todos os planetas
gasosos do Sistema Solar. Na Terra elas ocorrem ao longo de toda as chamadas
"zonas aurorais", regiões em forma de anel que circundam os pólos Norte e Sul.
Estas zonas aurorais, onde os observadores terrestres podem ver a aurora em sua
atividade máxima, estão localizadas em latitudes de 67° Norte e Sul, e tem,
aproximadamente, 6°de largura. Quanto mais ao Norte ou ao Sul estiver o
observador,
maior será a chance de ver uma aurora. O norte da Europa, em
particular, norte da Noruega e da Finlândia, são excelentes locais para observação
de auroras, assim como no Alasca a cidade de Fairbanks.
Aurora Boreal: Conhecida também pelo seu nome latino, Aurora Borealis,
ou então como "Luzes do Norte", este é o fenômeno de Aurora que ocorre no
hemisfério norte.
Aurora Austral: Com o nome latino de Aurora Australis este é o fenômeno
de Aurora que ocorre no hemisfério sul.
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
PLANETA TERRA
Ilustração 19: Imagem feita através dos software Celestia com recurso gimp por Vera Lucia Zardo
Ansolin.
MARTE
Marte é o quarto planeta a partir do Sol, e tem cerca de metade do tamanho
da Terra. É conhecido como o “planeta vermelho”, pois sua atmosfera, suas rochas
e superfície apresentam uma tonalidade avermelhada. Vulcões gigantescos, falhas
profundas, planícies salpicadas de rochas e leitos de rios secos marcam a sua
superfície. Como a Terra, Marte tem calotas polares de gelo e estações.
Marte, que na Grécia tinha o nome de Ares, é o deus da guerra. O planeta
provavelmente obteve este nome devido à sua cor vermelha o que o faz, algumas
73
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
vezes ser chamado de "planeta vermelho". O deus romano Marte era o deus da
agricultura antes de ser associado com o deus grego Ares. O nome do mês março
em inglês, March, é derivado de Marte (em inglês Mars). O símbolo de Marte
representa o escudo e a lança do deus romano. Os antigos egípcios chamavam
Marte de "Her Descher" que quer dizer "o que é vermelho".
É o planeta rochoso mais exterior. Quando era jovem e derretido, seu
material se diferenciou em um núcleo e camadas. O ferro pesado afundou no centro
e as rochas silicáticas mais leves formaram um manto em torno do núcleo metálico.
O material menos denso formou a crosta. Marte começou então a solidificar-se de
fora para dentro. É provável que o núcleo já esteja sólido, pois seu tamanho
relativamente pequeno e a distância a que está do Sol sugerem que esfriou mais do
que o núcleo da Terra.
Marte leva quase dois anos para orbitar o Sol. Seu eixo de rotação é
inclinado em 23,2° para o plano de sua órbita e, como a Terra, tem estações e um
dia que dura cerca de 24 horas. Sua órbita é mais excêntrica que a da Terra. Há
uma diferença de cerca de 42 milhões de quilômetros entre sua menor e sua maior
distância do Sol. Quando próximo recebe 45% mais radiação solar, elevando sua
temperatura superficial. Sua temperatura apresenta uma variação entre 20°C e
-140°C.
Sua superfície, cheia de crateras, dá a impressão que por ali houve diversos
vulcões em atividade, Muito vento no planeta e uma atmosfera fina rica em dióxido
de carbono o envolvem. Partículas de poeira de óxido de ferro suspensas na
atmosfera colorem-na de rosa. Dióxido de carbono congelado e gelo de água
formam finas nuvens.
Sondas espaciais foram enviadas a Marte desde o início da década de 60.
Mais de 30 naves tiveram sucesso. Sobrevoaram Marte, orbitaram-no, pousaram e
rodaram sobre ele. Em 1976, as Viking 1 e 2 pousaram em Marte, captaram
imagens de seus locais de pouso, estudaram a atmosfera, analisaram amostras da
superfície e procuraram sinais de vida, porém, sem êxito. Na década de 90, sondas
orbitais, a Mars Gobal Surveuor e a Mars Express, examinaram o planeta e veículos
exploraram sua superfície. A sonda orbital Mars Reconnaissance, começou seu
estudo em 2006.
74
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
Grande parte do hemisfério norte de Marte é coberta por planícies
vulcânicas baixas relativamente lisas. O terreno do hemisfério sul é mais velho e de
montanhas cobertas de crateras.
Forças internas formaram também áreas elevadas como a montanha
Tharsis e outros grandes vulcões formados por sucessivos fluxos de lava dominam
esta parte do planeta. O vulcão mais dramático de Marte é o Olympus Mons (Monte
Olimpo). É a maior de todas as montanhas do Sistema Solar, elevando-se 24
quilômetros acima da planície que a circunda. Sua base tem mais do que 500
quilômetros de diâmetro e é margeada por um penhasco de 6 quilômetros de altura.
Marte tem dois pequenos satélites: Phobos e Deimos, cujos nomes
significam, respectivamente, medo e terror. Segundo a mitologia, as criaturas que
acompanhavam Marte em suas batalhas. Eles foram descobertos em 1877 e tem
formas irregulares, percorrendo órbitas quase circulares ao redor de Marte,
mostrando sempre a mesma face para o planeta, como a Lua.
Phobos, é o maior e tem 26,8 quilômetros de diâmetro e está a 9.380
quilômetros do planeta. Deimos, com apenas 15 quilômetros de diâmetro está a uma
distância duas vezes e meia maior. Phobos está tão próximo e orbita tão rápido que
se levanta e se põe três vezes em cada dia marciano. Dá uma volta em torno de
Marte em 7h 39min. enquanto Deimos completa uma órbita em 30h 18min.
Marte é um planeta gelado em que pode haver água na forma de gelo ou
vapor formando névoas, nevoeiros e geada. Não há água em estado líquido, embora
vales de rios secos e antigas planícies de inundação atestem que ela fluiu pelo
planeta. Estima-se que isso foi de 3 a 4 bilhões de anos atrás, quando era mais
quente. Parte dessa água está hoje na forma de gelo nas calotas polares.
Marte é um dos planetas mais fáceis de ver a olho nu. Com magnitude de
certa de -2,0 ele está no céu da Terra na maior parte do ano. É mais bem observado
quando está em oposição31. Quando temos uma oposição de Marte, temos uma
aproximação entre esse astro e o nosso planeta. Em algumas oposições, a cada 15
ou 17 anos, a órbita eclíptica de Marte o torna mais próximo. A imagem abaixo
31 O tempo que a Terra gasta para dar uma volta completa em torno do Sol chamamos de Ano.
Marte gasta quase dois anos terrestres para completar o seu giro em torno do Sol. Devido a isso,
aproximadamente de 26 em 26 meses temos aquilo que chamamos de oposição de Marte (Sol,
Terra e Marte, nessa ordem, quase ao longo de uma mesma reta.
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
mostra as órbitas dos planetas Terra e Marte na data de oposição quando o planeta
Marte está mais próximo da Terra.
Ilustração 20: Pogian, Adevertir. Imagem produzida em 05 de julho de 2010.
A figura mostra as órbitas dos planetas Terra e Marte na data de oposição quando o
planeta Marte está mais próximo da Terra.
OPOSIÇÕES DE MARTE ATÉ 2020.
Data
Distância
13/Jun/2001
0,456 U.A.
28/Ago/2003
0,373 U.A.
07/Nov/2005
0,470 U.A.
28/Dez/2007
0,600 U.A.
29/Jan/2010
0,664 U.A.
03/Mar/2012
0,674 U.A.
08/Abr/2014
0,621 U.A.
22/Mai/2016
0,509 U.A.
27/Jul/2018
0,386 U.A.
13/Out/2020
0,419 U.A.
U.A. Unidade Astronômica. (Uma U.A. equivale a 149 597 870 km).
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
Ilustração 21: Imagem feita a partir do software Celestia, com recurso gimp por Vera Lucia Zardo
Ansolin.
JÚPITER
É o maior planeta do Sistema Solar. Sua massa é 2,5 vezes a massa de
todos os outros planetas combinados, tendo uma massa de 1,9 x 10 27 quilogramas e
possui massa 318 vezes maior que a da Terra. Não tem superfície sólida. Envolto
por um fino e pouco luminoso sistema de anéis, e, tem a maior família de satélites. É
o quarto objeto mais brilhante do céu, sendo superado apenas pelo Sol, pela Lua,
por Vênus e algumas vezes, por Marte.
Júpiter é feito predominantemente de hidrogênio, com uma quantidade bem
menor de hélio. A abundância de hidrogênio lhe dá uma composição mais parecida
com a do Sol do que com os demais planetas. O hidrogênio é gasoso na camada
mais externa do planeta, sua atmosfera e seu estado mudam com a profundidade, à
77
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
medida que a densidade, a pressão e a temperatura se elevam. Tem um núcleo
sólido com cerca de dez vezes a massa da Terra.
Júpiter, também conhecido como Jove, tem também o nome grego de Zeus.
Ele era o rei dos deuses, o "governador" do Olimpo e era também considerado o
patrono do estado Romano. Zeus era o filho de Cronus (Saturno).
Júpiter está a uma distância média de cerca de 778 milhões de quilômetros
do Sol e seu eixo é quase perpendicular à sua órbita, com inclinação apenas de
3,1°. é o planeta de rotação mais rápida. A sua rotação rápida e o calor que vem de
seu interior perturbam a atmosfera gerando furacões e tempestades violentas que
podem durar anos.
Júpiter tem mais de 60 satélites. A maioria é pequena, de formato irregular e
com órbitas distantes. Galileu, ou Simon Marius 32, descobriu, em 1610, os quatro
maiores satélites de Júpiter que são Io, Europa, Ganimedes e Calisto, hoje
conhecidos como satélites galileanos. A descoberta de Galileo mostrou, pela
primeira vez, que podiam existir sistemas formados por vários corpos celestes, que
realizavam movimentos orbitais em torno de um determinado centro que,
certamente, não era o nosso planeta, a Terra. Este foi um argumento formidável em
favor da teoria heliocêntrica de Copérnico dos movimentos dos planetas. O apoio
declarado de Galileu à teoria de Copérnico colocou-o em problemas com a
inquisição.
A atmosfera de Júpiter é bastante espessa e corresponde a uma grande
parte do seu raio, praticamente o planeta inteiro. Possui um aspecto bastante
característico, embora não exclusivo, onde vê-se bandas 33 latitudinais coloridas,
nuvens e tempestades atmosféricas. Isto mostra que Júpiter possui um sistema
climático dinâmico e bastante complexo. Acredita-se que existam 3 camadas
distintas de nuvens em Júpiter. Elas devem ser formadas por gelo de amônia,
hidrosulfito de amônia e uma mistura de gelo e água.
32 Simon Marius (1573 – 1624), também conhecido como Simon Mayr, foi um astrônomo e físico
alemão contemporâneo de Galileo. Estudou com Johanes Kepler e ao que tudo indica, assistiu
palestras proferidas por Galileu. Marius e Galileo reivindicaram terem sido os primeiros a observar
os quatro maiores satélites de Júpiter, em 1610 e provavelmente o fizeram independentemente.
Embora os historiadores se dividem quanto ao verdadeiro descobridor, foi Simon Marius que deu
aos quatro grandes satélites os nomes pelos quais são conhecidos hoje: Io, Europa, Ganimedes e
Calisto.
33 Faixas coloridas.
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
Quando está no céu noturno, Júpiter é frequentemente a "estrela" mais
brilhante no céu, embora esteja a centenas de milhões de quilômetros da Terra, sua
atmosfera reflete intensamente a luz solar e é muito fácil vê-lo no céu noturno, com
magnitude -2,9 em oposição que ocorre a cada 13 meses. Aparece a noite toda,
levanta-se ao por do Sol, está mais alto no meio da noite e põe-se ao nascer do sol.
É visível durante cerca de 10 meses por ano. Ele só é superado por Vênus, que
raramente é visível em um céu escuro. Os quatro satélites Galileanos são facilmente
visíveis com binóculos. Algumas faixas e a Grande Mancha Vermelha podem ser
vistas com um pequeno telescópio astronômico.
Júpiter tem um sistema de anéis planetários semelhantes aos anéis de
Saturno. No entanto, ao contrário do que podemos observar em Saturno, o sistema
de anéis de Júpiter é menor e muito fraco, sendo totalmente invisível a partir da
Terra.
A existência de um sistema de anéis em torno de Júpiter somente foi
descoberta em março de 1979 quando dois cientistas insistiram que, depois de viajar
1 bilhão de quilômetros, valia a pena a sonda espacial Voyager 1 dar uma rápida
olhada para ver se existiam anéis em torno de Júpiter.
Apesar do descrédito da maior parte dos pesquisadores que consideravam
praticamente nula a chance de ser encontrado algo desse tipo em torno deste
planeta, os anéis existiam. Desde então os anéis de Júpiter têm sido fotografados de
muitas formas, em particular no infravermelho a partir de telescópios situados na
Terra.
Existem muitas diferenças entre os anéis de Júpiter e de Saturno. Ao
contrário do sistema anelar que envolve Saturno, os anéis de Júpiter são escuros,
com albedo34 de cerca de 0,05. Os pesquisadores até hoje ainda não sabem com
certeza por que motivo os anéis de Júpiter são tão escuros enquanto os anéis de
Saturno são tão brilhantes. Sabe-se, entretanto, que, ao contrário dos anéis de
Saturno, os anéis de Júpiter parecem não conter qualquer gelo. Ao que tudo indica
em Júpiter os anéis são compostos, provavelmente, de grãos muito pequenos de
material rochoso. As partículas que compõem os anéis de Júpiter, provavelmente,
34 Albedo: é a medida da quantidade de radiação solar refletida por um corpo ou uma superfície. É
calculado como sendo a razão entre a quantidade de radiação refletida pela quantidade de
radiação recebida. Em Astronomia, o albedo depende da faixa de onde eletromagnética
considerada e do ângulo de incidência. Varia de 0 a 1.
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
não permanecem neles por muito tempo. Elas são retiradas dos anéis pelo arrasto
magnético e atmosférico exercido pelo próprio planeta Júpiter. Entretanto, a sonda
espacial Galileu encontrou claras evidências de que os anéis de Júpiter são
continuamente reabastecidos pela poeira formada a partir dos impactos de
micrometeoritos sobre os quatro satélites mais internos.
O anel do halo, mais interno, tem a forma toroidal e se estende radialmente,
a partir do centro de Júpiter de cerca de 92000 quilômetros a aproximadamente
122.500 quilômetros.
O anel principal é o mais brilhante e se estende do contorno do halo para
fora até, aproximadamente, 128.940 quilômetros. Isto mostra que este anel se
prolonga até a região da órbita do satélite Adrastéia e, próximo à órbita do satélite
Metis o brilho do anel principal diminui.
As imagens obtidas pela sonda espacial Galileu mostraram que o anel
Gossamer é formado por dois anéis. Os dois anéis Gossamer são fracos e
razoavelmente uniformes. Nos afastando do planeta Júpiter, o anel Gossamer
interno se estende da órbita do satélite Adrastéia até a órbita do satélite Amaltéia, a
181000 quilômetros do centro de Júpiter. O anel Gossamer externo, que é mais
fraco, se estende, na direção de afastamento de Júpiter, da órbita do satélite
Amaltéia até, aproximadamente, a órbita do satélite Thebe a 221.000 quilômetros do
centro do planeta.
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
PLANETA JUPITER
Ilustração 22: Imagem feita através do software Celestia com recurso gimp por Vera Lucia Zardo
Ansolin.
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
SATURNO
Saturno é conhecido desde a mais remota antiguidade: era o Cronos dos
gregos (pai de Zeus – Júpiter).
Galileu foi o primeiro a observá-lo com um telescópio, em 1610. Ele notou
sua estranha aparência, mas deixou-se confundir por ela. Em 1659 Christiaan
Huygens inferiu corretamente a geometria dos anéis. Os anéis de Saturno
permaneceram como fenômeno único no sistema solar até 1977, quando anéis de
fraca intensidade foram descobertos ao redor de Urano e, pouco depois, em torno
de Júpiter e Netuno.
Saturno está duas vezes mais longe da Terra do que Júpiter. A principal
característica deste planeta é o complexo sistema de anéis que o circunda. Este
planeta com uma face pálida e em faixas tem uma grande família de satélites. É o
segundo maior e menos denso dos planetas. Tem 95 vezes mais material que o
planeta Terra, porém ocupa um volume muito maior, podendo conter 764 Terras.
Compõe-se de hidrogênio e hélio, dispostos em camadas segundo seus estados.
Em sua camada externa esses elementos são gasosos e em seu interior onde
temperatura e pressão crescem com a profundidade, portam-se como um fluído, e
ainda mais profundamente como um metal líquido. À medida que o planeta gira
material é expelido, formando um equador abaulado, cerca de 10% mais largo que
nos pólos, isso resulta da sua rápida rotação e de seu estado fluido. Seu núcleo
central, de pedra e gelo, tem de 10 a 20 vezes a massa da Terra. Saturno é o menos
denso dos planetas; sua gravidade específica (0,7) é inferior a da água. Se
pudéssemos colocar Saturno dentro d'água, ele flutuaria.
A superfície amarelo-clara de Saturno é a camada superior de sua densa
atmosfera. Um nevoeiro fino o encobre. O hidrogênio predomina na atmosfera.
Traços de gases incluem metano, amoníaco e etano. A camada visível [e feita de
cristais de gelo de amoníaco com hidrossulfeto de amônia embaixo. Pingos de
chuva de hélio na camada metálica geram calor ao cair. O calor é transportado para
a camada inferior e, associado à rotação do planeta gera ventos que chegam a
1.800 km/h perto do equador. Tempestades gigantescas são um traço da atmosfera
superior.
82
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
Saturno leva quase 29,5 anos para completar uma órbita em torno do Sol.
Seu eixo de rotação inclina-se em 26,7° em relação à vertical. No curso de sua
órbita, ambos os pólos, norte e sul, apontam para o Sol, resultando na visão dos
anéis a partir da Terra. Quando o pólo norte aponta para o Sol, os anéis são vistos
de cima, e, quando o pólo sul aponta para o Sol, os anéis são vistos de baixo. Entre
os pólos, são vistos de lado.
Quatro naves viajaram até Saturno. A Pioneer 11 estava viajando para
investigar Júpiter e o Sistema Solar quando se tornou a primeira sonda a explorar
Saturno em 1979. A sonda sobrevoou Saturno utilizando a gravidade de Júpiter para
entrar em posição. As Voyagers 1 e 2, em 1980 e 1981, foram missões de sobrevoo.
A quarta, Cassini-Huygens, é um sofisticado orbitador projetado para estudar o
planeta, seus anéis e satélites em profundidade. Foi a primeira nave espacial a
ingressar na órbita de Saturno em 2004. Ela chegou sete anos depois de deixar a
Terra, e passou a 20.000 km das nuvens de Saturno. A sonda voou entre os vãos
dos anéis de Saturno e descobriu três novas luas.
As faixas, que em Júpiter são bastante acentuadas, mostram-se muito mais
fracas em Saturno. Elas são também muito mais largas próximo ao equador. Os
detalhes dos topos das nuvens não são visíveis da Terra, e observações mais
precisas da circulação atmosférica de Saturno só puderam ser feitas a partir das
missões Voyager. Saturno também apresenta nuvens ovais de longa duração e
outras formações comuns em Júpiter. Em l990, o HST 35 observou uma enorme
nuvem branca perto do equador de Saturno que não estava lá durante a visita das
sondas Voyager; em 1994, observou-se uma tempestade menor.
Saturno é visível a olho nu durante cerca de 10 meses do ano. Parece uma
estrela brilhante amarelada. Em seu brilho máximo alcança a magnitude -0,3 quando
os anéis estão virados para a Terra e mais luz é refletida. Um telescópio mostra os
anéis e é necessário para revelar os detalhes de superfície. O melhor momento para
ver Saturno é em oposição, e, ocorre anualmente, cerca de duas semanas mais
tarde a cada ano. Em sua órbita, Saturno passa cerca de 2,5 anos em cada
constelação do zodíaco.
Dois anéis proeminentes, e um anel fraco podem ser vistos da Terra. A falha
entre os anéis proeminentes é conhecida como a divisão de Cassini; a falha muito
35 Hubble Space Telescope
83
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
mais fraca no primeiro anel é conhecida como Folga de Encke. As fotos enviadas
pela Voyager mostram quatro outros anéis fracos.
Os anéis de Saturno, diferentemente dos anéis dos outros planetas, são
muito brilhantes (albedo 0,2 – 0,6). Embora pareçam contínuos quando vistos da
Terra, os anéis, na verdade, são formados de milhares de pequenas partículas de
diferentes tamanhos, variando de um centímetro, aproximadamente, a vários metros.
É também provável que existam objetos com alguns quilômetros de comprimento.
Os anéis de Saturno são extraordinariamente finos; embora tenham um
diâmetro de 250.000 km ou mais, sua espessura não vai além de 200 metros. A
despeito de sua expressiva aparência, há realmente muito pouco material nos anéis,
se os anéis fossem condensados num único corpo, este não teria mais que 100 km
de raio.
As partículas dos anéis parecem ser compostas basicamente de gelo de
água, mas partículas rochosas cobertas por gelo podem também existir.
A Voyager confirmou a existência de intrigantes inomogeneidades 36 radiais
nos anéis, chamadas de "raias", observadas pela primeira vez por astrônomos
amadores. Sua natureza é ainda um mistério, mas é possível que isso tenha algo a
ver com o campo magnético de Saturno.
Saturno é o centro de um mini-sistema solar com sessenta satélites
confirmados. Entre eles está Titã que por muito tempo foi tido como o maior satélite
do sistema solar. Os demais são conhecidos como satélites gelados, devido as suas
densidades próximas à da água e o alto índice de reflexão que é característico do
gelo. Podem ser classificados em dois grupos: Os regulares e os irregulares. Os
regulares têm órbitas quase circulares, no sentido de rotação do planeta e pouco
inclinadas em relação ao plano do equador, e são eles: Mimas, Encelado, Tébis,
Pleione, Réia e Titã. Os irregulares têm maiores excentricidades e inclinação orbital,
que são: Hipérion e Jápeto , além de Febe , a lua retrógrada. Depois desses nove
satélites, as sondas registraram mais oito luas pequenas e não esféricas.
Predominantemente constituídas de gelo, refletem de 60% a 90% da luz solar.
Titã: com diâmetro médio de 5.400 km se considerarmos sua densa
atmosfera. Nesses termos é o maior satélite do sistema. Porém o diâmetro efetivo
do satélite é 5.140 km, fazendo de Titã o segundo maior satélite do sistema. Sua
36 característica de um corpo que não tem as mesmas propriedades em todos os pontos.
84
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
fama de maior satélite só perdeu a veracidade com o reconhecimento feito pelas
sondas. Ocorreu que era conhecida a presença de atmosfera em Titã, sendo esta,
quase tão transparente como a nossa. As medidas do satélite se referiam ao disco
opaco do mesmo, que se encontrava no interior da atmosfera. Posteriormente foi
constatado que além da atmosfera havia uma espessa camada (opaca) de nuvens.
Essa camada foi estimada em 200 km, mas com a possibilidade de pesquisar mais
de perto, as sondas obtiveram com precisão a medida de 5.140 km para o diâmetro
médio do satélite. Sua densidade média é de 1,9 g/cm3, que sugere um núcleo
rochoso recoberto de gelo. Seu período de translação é de 15,94 dias, sendo que
sua órbita está sobre o plano equatorial de Saturno. Devido a densidade da
atmosfera de Titã (4,6 vezes a terrestre), sua superfície é tão misteriosa quanto a de
Vênus. A constituição da atmosfera ainda é motivo de várias discussões. Acredita-se
que seja 80% de nitrogênio (N2) podendo chegar a 99% na alta atmosfera. É
provável que o argônio seja a segunda porcentagem dessa atmosfera, com cerca de
12%. Mas os gases nobres são de difícil detecção, portanto essa porcentagem tem
seu maior respaldo na teoria. Além desse, foi detectado a presença de metano,
hidrogênio, etano, propano, acetileno, etileno, cianureto diacetileno e metacetileno,
todos em ordem decrescente de porcentagem na atmosfera. Essa grande variedade
de moléculas orgânicas tem a tendência de se agruparem de várias maneiras. Por
isso acredita-se que o agrupamento dessas moléculas formem partículas sólidas
que se precipitam no solo formando uma grossa camada sobre a superfície do
satélite, podendo chegar a algumas centenas de metros. Titã tem uma grande
excentricidade e isso faz com que ele entre e saia da magnetosfera de Saturno.
Essa passagem periódica pela magnetosfera provoca várias transformações nos
componentes atmosféricos do satélite e também vários fenômenos atmosféricos.
Ambos ainda não explicados satisfatoriamente.
Palene: com apenas 4 quilômetros de diâmetro foi descoberto em 2004.
Phoebe: é um dos satélites mais exteriores, a 12,95 milhões de quilômetros
de Saturno. Sua superfície é muito marcada por crateras de impacto.
Dione: orbita dentro do sistema de anéis em 2,74 dias. Sua superfície é
marcada por penhascos de gelo e crateras de impacto. É o quarto maior satélite de
Saturno e partilha sua órbita com dois satélites pequenos e irregulares – Helena,
que se move à sua frente seguido por Pólux.
85
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
PLANETA SATURNO
Ilustração 23: Imagem feita através dos softwares Sttelarium e Celestia, com recurso gim por Vera
Lucia Zardo Ansolin.
URANO
Urano é o sétimo planeta do Sistema Solar e o terceiro maior planeta, sendo
superado apenas por Júpiter e Saturno. Urano tem cerca de quatro vezes o diâmetro
da Terra e 63 vezes o seu volume. Contudo é feito de apenas 14,5 vezes a massa
do nosso planeta, sendo seu material menos denso que o da Terra. Situado a
aproximadamente 3 bilhões de quilômetros do Sol, Urano leva cerca de 84 anos
86
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
terrestres para dar uma volta completa em torno do Sol. Quase tudo que sabemos
dele veio da única sonda a visitá-lo, a Voyager 2.
Urano é único entre os planetas por que o seu eixo de rotação é fortemente
inclinado, estando situado muito aproximadamente no plano de sua órbita. Quando
Urano se move ao longo de sua órbita devido à grande inclinação do seu eixo de
rotação, seus polos norte e sul, alternadamente, apontam na direção ou no sentido
contrário ao Sol, produzindo mudanças sazonais extremas neste planeta quase sem
características notáveis.
Urano está tão afastado do Sol que, desde a sua descoberta em 1781, ele
completou pouco mais de duas voltas e meia em torno do Sol. Devido ao seu
afastamento do Sol, Urano recebe somente 1/400 da intensidade da luz solar que
recebemos aqui na Terra, em consequência disso é um planeta frio, de brilho fraco,
que nunca ultrapassa magnitude maior do que +5,6 no céu visto da Terra. Embora o
seu diâmetro seja cerca de 4 vezes maior do que o da Terra, Urano sempre nos
mostra um disco com menos de 4 segundos de arco de diâmetro, o que é
aproximadamente o tamanho de uma bola de golfe vista a uma distância de 1
quilômetro.
Assim como Júpiter e Saturno, Urano também possui uma rotação
diferencial. Isto quer dizer que um dia em Urano tem entre 14,2 e 16,5 horas,
dependendo da latitude onde está o observador. Entretanto, estas medidas de
período de rotação dizem respeito somente ao topo das nuvens que o cobrem.
O eixo de rotação de Urano está tão inclinado, 98° em relação à vertical que
está quase no plano de sua órbita. Por isso o vemos da Terra pelos pólos, de lado,
ou entre uma posição e outra, enquanto seus pólos e equador se voltam para o Sol
no curso de sua órbita.
Onze anéis, separados por lacunas, envolvem Urano. São feitos de pedaços
de material escuro, rico em carbono. Todos os anéis de Urano estão localizados a
menos de 2 raios37 de Urano, medindo-se a partir do seu centro, bem dentro do
limite de Roche38 do planeta. Ao contrário dos anéis de Saturno, os anéis de Urano
são escuros e estreitos, a maior parte deles com menos de 10 quilômetros de
37 Raio: medida que vai do centro até a borda de uma circunferência.
38 Limite de Roche: é a distância mínima que pode suportar um objeto, que mantém sua estrutura
unicamente por sua gravidade e que orbita um corpo em massa, sem começar a desintegrar-se
devido as forças de maré que gera o objeto principal.
87
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
largura. As partículas típicas que formam os anéis de Saturno são pedaços de gelo
com a refletividade e dimensões de bolas de neve enquanto que as partículas típicas
nos anéis de Urano poderiam ser comparadas a grandes amontoados de carvão,
onde cada componente teria, em média, aproximadamente 1 metro de largura. Os
anéis de Urano são realmente muito escuros, refletindo somente cerca de 1% da luz
solar que incide sobre eles.
Urano foi o primeiro planeta a ser descoberto no Sistema Solar com o auxílio
de um telescópio. Somente cinco planetas eram conhecidos, aqueles que podiam
ser observados a olho nú: Mercúrio, Vênus, Marte, Júpiter e Saturno.
No dia 13 de março de 1781, por acaso, o planeta Urano foi descoberto pelo
então pouco conhecido astrônomo William Herschel e por sua irmã Caroline Lucretia
Herschel. William Herschel nasceu na cidade de Hanover, na Alemanha. Era músico
profissional e, após emigrar para a Inglaterra, tornou-se fascinado pela astronomia.
Herschel destacou-se pela sua grande capacidade de construir telescópios
excepcionais para a sua época. Usando um destes telescópios que ele próprio
construiu Herschel iniciou um sistemático mapeamento do céu e, durante uma de
suas observações ele notou a presença de um objeto fraco e nebuloso, que primeiro
pensou se tratar de um cometa. Logo notou que havia a possibilidade de que este
pequeno objeto fosse um novo planeta. Na verdade, Urano era fácil de ser
observado, e de ser descoberto, por quem possuía um telescópio, uma vez que se
apresenta como um disco no céu quando visto mesmo através de uma pequena
luneta.
No final de 1781 Herschel já sabia que o objeto que ele havia descoberto
apresentava uma órbita semelhante àquela descrita pelos outros planetas já
conhecidos, situada muito além de Saturno. Com esta descoberta ele havia dobrado
o diâmetro do sistema planetário que era então conhecido. Urano está a uma
distância de 2.870.990.000 km enquanto que o limite conhecido até então era o
planeta Saturno, a uma distância de 1.429.400.000 quilômetros do Sol.
Embora Herschel tenha recebido, justamente, o crédito de ter sido o
descobridor de Urano, sabe-se hoje que muitos outros astrônomos já haviam
observado este planeta antes dele. No entanto, nenhum deles havia identificado este
corpo celeste com um novo planeta, todos o classificaram como sendo uma estrela
fraca. Analisando registros feitos nas épocas anteriores ao descobrimento de Urano
88
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
por Herschel descobriu-se que o planeta Urano está registrado em pelo menos 20
cartas celestes desenhadas entre 1690 e 1781, pois quando está em oposição,
Urano alcança uma magnitude de +5,6, o que significa que ele pode ser visto a olho
nú sob boas condições de observação. No entanto, em nenhuma destas cartas
celestes é levantada qualquer suspeita de que este objeto poderia ser um novo
planeta.
Urano possui à sua volta satélites que mostram as cicatrizes provocadas por
inúmeras colisões. Sabe-se que compõem um sistema regular de satélites como o
de Júpiter e Saturno.
Urano é um gigante de gás, A atmosfera superior rica em hidrogênio, é sua
superfície visível. Abaixo há uma camada de gelo e, sob ela o núcleo. O metano dá
a Urano sua cor azul – absorve os comprimentos de onda vermelhos que chegam e
refletem o azul.
Ilustração 24: Imagem feita através do software Celestia, com recurso gimp por Vera Lucia Zardo
Ansolin.
89
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
NETUNO
Netuno foi observado por vários astrônomos bem antes da sua descoberta.
Acredita-se hoje que a primeira pessoa a ver Netuno foi Galileu. Logo que começou
a utilizar o seu telescópio, Galileu ficou fascinado com o planeta Júpiter e o seu
conjunto de satélites. Ele passou a observar regularmente os movimentos dos
quatro grandes satélites de Júpiter que ele havia descoberto. No dia 28 de dezembro
de 1612, enquanto observava Júpiter, Galileu registrou a presença de uma "estrela"
de 8ª magnitude no seu campo de visão. Os desenhos das observações de Júpiter e
seus satélites feitos por Galileu naquela época mostram uma "estrela" situada a
menos de 1 minuto de arco da localização de Netuno durante aquelas noites de
inverno. Netuno pode ser visto como um objeto de magnitude +7,7 o que o faz ser
visível mesmo usando pequenos telescópios. Um mês mais tarde, no dia 27 de
janeiro de 1613, Galileu novamente registrou a presença de duas estrelas no seu
campo de observação. Hoje sabemos que uma delas é realmente uma estrela, mas
a outra não é uma estrela e sim o planeta Netuno. Curiosamente, Galileu registrou
no seu caderno de observações que na noite seguinte, ao observar estes dois
objetos, eles pareciam estar mais afastados um em relação ao outro. No entanto ele
não registrou qualquer outro comentário além deste fato. Assim, mais de duzentos
anos antes de qualquer outra pessoa, Galileu observou o planeta Netuno, mas não
percebeu que estava realizando uma grande descoberta. Galileu não foi o único, O
planeta Netuno foi registrado várias vezes por muitos outros astrônomos.
Inacreditavelmente, nenhum deles notou que tinham observado, e descoberto, um
novo planeta.
O astrônomo francês Lalande (1732-1807) observou Netuno nos dias 8 e 10
de maio de 1795, mas acreditou que se tratava de uma estrela. John Herschel
registrou uma observação de Netuno que ele fez no dia 14 de julho de 1830, mas
também pensou que se tratava de uma estrela. O astrônomo Von Lamont (18051879) registrou a presença de Netuno em suas observações feitas nos dias 25 de
outubro de 1845 e nos dias 7 de setembro e 11 de setembro de 1846 sem notar que
se tratava de um novo planeta. Von Lamont era um observador altamente
qualificado, mas não observou o movimento dessa "estrela" nos quatro dias de
intervalo que ocorreram em suas observações de 1846.
90
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
Netuno foi pouco conhecido até que a Voyager 2 o sobrevoou em 1989, a
sonda revelou um mundo azul e frio, cercado por anéis e satélites e com uma
atmosfera surpreendentemente dinâmica.
Netuno é o menor e o mais distante dos quatro gigantes de gás. Tem um
diâmetro equatorial de 49.500 quilômetros. Se Netuno fosse oco, poderia conter
cerca de 60 Terras. Netuno orbita o Sol a cada 165 anos. Um dia em Netuno dura 16
horas e 6.7 minutos. Quase quatro vezes maior que a Terra, tem estrutura
semelhante à de Urano. Sua camada externa é sua atmosfera feita principalmente
de hidrogênio. Abaixo há uma profunda camada de água e gelos, e mais embaixo
um núcleo de rocha e talvez gelo. Por causa de sua rápida rotação esse material é
empurrado para a superfície formando um equador abaulado. É o oitavo planeta do
Sistema Solar e o quarto maior entre eles sendo superado por Júpiter, Saturno e
Urano. Está situado a uma distância de cerca de 4,5 bilhões de quilômetros do Sol.
Devido ao seu enorme afastamento do Sol a superfície de Netuno recebe somente
1/900 da intensidade de luz solar que recebemos na Terra. Visto da Terra, Netuno é
bem menos brilhante do que Urano. Ele nunca brilha com uma magnitude maior do
que +7,7 no nosso céu. Embora ele seja quase do mesmo tamanho que Urano,
Netuno parece menor quando visto através de telescópios situados na Terra. Isto
acontece porque Netuno está muito mais longe da Terra do que Urano.
O planeta Netuno é bastante semelhante, em suas propriedades gerais, ao
planeta Urano. Netuno é consideravelmente menor do que os planetas Júpiter e
Saturno e, por este motivo, os astrônomos acreditam que o hidrogênio e hélio que o
forma não estão tão comprimidos no seu interior como acontece nos outros dois
gigantescos planetas. A densidade média de Netuno é maior do que aquela
apresentada por Saturno, e parecida com a densidade média de Júpiter. Isto levou
os astrônomos a considerarem que Netuno deve possuir uma região central grande
e, provavelmente, rochosa. Acredita-se que esta região rochosa tenha cerca de 10
vezes mais massa do que o planeta Terra inteiro.
Sabe-se que Netuno é orbitado por 13 satélites. Um deles, Tritão, é grande,
redondo, gelado, maior que Plutão, descoberto 17 dias depois de Netuno. A voyager
2 revelou os anéis já previstos por observações feitas na Terra. Os quatro satélites
interiores estão dentro do sistema de anéis, que consiste em cinco anéis completos.
O mais exterior dos quais contém três densas regiões de material, além de um sexto
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
anel parcial. Os anéis são esparsos e feitos de minúsculos fragmentos de
composição desconhecida.
Devido à sua distância da Terra e seu tamanho, Netuno não pode ser visto a
olho nu. De cor verde-azulada, tem composição semelhante a Urano e nele há uma
grande mancha escura, que corresponde a um enorme sistema de tempestades.
Netuno emite mais energia do que recebe, pois apesar de estar mais distante do
Sol, tem temperatura média equivalente à verificada em Urano.
NETUNO
Ilustração 25: Imagem feita através do software Celestia, com recurso gimp por Vera Lucia Zardo
Ansolin.
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
PLANETAS ANÕES
Até o momento, os planetas anões do sistema solar são Éris, Plutão, Ceres,
Haumea e Makemake.
Ilustração 26: Imagem feita através do software Celestia, com
recurso gimp por Vera Lucia Zardo Ansolin.
PLUTÃO
Conhecido, durante muito tempo, desde a sua descoberta em 1930, como o
menor, mais frio e distante planeta do Sol.
Sua descoberta foi semelhante à de Netuno. Foi descoberto por cálculos
matemáticos, através das pequenas perturbações existentes nas órbitas de Urano e
Netuno. A primeira imagem visual dele foi obtida através da comparação de
fotografias em 18 de fevereiro de 1930. Esse planeta anão pode ser detectado por
muitos instrumentos, inclusive por telescópios amadores com o uso de processos
fotográficos especiais.
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
A partir dos anos 70 é que se obteve dados sobre a superfície desse planeta
anão. Foi detectada a presença de metano congelado a uma temperatura de -210°C
e uma fina camada atmosférica supostamente de metano gasoso. Seu tamanho é
inferior ao da Lua.
Em 1978 foi descoberto um satélite de Plutão
por James W. Christy,
cientista do Observatório Naval dos Estados Unidos, no dia 2 de julho de 1978. Foi
batizado com o nome de Caronte. Uma série de fotos revelam que sua translação é
cerca de 6,39 dias, que parece coincidir com a rotação do planeta anão. Se
confirmada, essa coincidência será única no Sistema Solar, ou seja, o satélite nunca
nasce nem se põe.
Isso permitiu melhores medidas a respeito de Plutão e Caronte após uma
série de eclipses entre eles no ano de 1985. Plutão tem um diâmetro de 2.360 km e
o satelite Caronte tem um diâmetro de 1210 km.
Durante um período de cerca de vinte anos, existe uma facilidade de sua
observação: é por causa da grande excentricidade de sua órbita. De 1989 até 14 de
março de 1999 sua distância foi menor que a do planeta Netuno. Essa aproximação
aumentou sua luminosidade em até oito vezes.
Recentemente mais dois satélites foram descobertos ao redor de Plutão:
são eles Hidra e Nix. Os nomes foram tirados da
mitologia: Nix é a deusa da
escuridão e mãe de Caronte o barqueiro que conduz as almas pelo rio Archeron.
Hidra é o monstro de nove cabeças e por coincidência N e H são as iniciais da
Sonda Novos Horizontes. São pequenos, com um tamanho entre 40 a 160
quilômetros e apresentam um brilho cerca de 5000 vezes menor que o de Plutão e
Caronte.
CERES
A partir de agosto de 2006, Ceres passou a ser considerado um planeta
anão e deixado de ser classificado como asteroide.
Em 01 de Janeiro de 1801, o monge siciliano fundador e diretor do
Observatório Astronômico de Palermo, Giuseppe Piazzi (16/07/1746 - 22/07/1826),
descobriu Ceres, o qual fora considerado inicialmente um planeta. Com a
descoberta de mais objetos naquela região, ele passou a ser considerado um
asteroide e a partir de agosto de 2006 ele passou a ser considerado um planeta do
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
Sistema Solar, o quinto em distância do Sol. Piazzi estava certo da descoberta de
um novo planeta, mas no entanto ele o anunciou como sendo um cometa. Mais
observações não foram possíveis devido a uma conjunção solar. Mais tarde, com a
ajuda do matemático Carl Friedrich Gauss, os cálculos levaram onde estaria o objeto
Ceres
com a ajuda da lei de Titius-Bode.
Novamente localizado e com mais
observações, ele foi classificado como um planeta. Nos anos que se seguiram,
foram descobertos objetos semelhantes e com características similares. Esses
objetos são: Palla em 1802, Juno em 1804 e Vesta em 1807. Até o final do Século
XVII, centenas de objetos foram localizados nessa região e então resolveu-se
classificá-lo como
asteroide. Com as novas descobertas no Século XXI, uma
definição do conceito "planeta" foi elaborada e, acabou por considerar Ceres um
planeta anão do Sistema Solar.
O nome Ceres é referência à filha do deus Saturno com a deusa frígia
Cibele.
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
III UNIDADE – ATIVIDADES
PRÁTICAS
Nesta unidade, são sugeridas algumas atividades para verificar os
movimentos celestes e terrestres e o movimento dos astros no Sistema Solar –
assuntos tratados neste material.
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
PLANETÁRIO DE POBRE
Objetivo: simular e entender o “movimento da abóbada celeste”.
Livro: “O céu”
Autor: Rodolpho Caniato
Volume: I
Edição: 1975 – UNICAMP
Atividade experimental disponível no site: ponto ciencia
<http://www.pontociencia.org.br/experimentos-interna.php?
experimento=248&PLANETARIO+DE+POBRE> Acesso em 15 mai. 2010.
Materiais necessários:
1 balão de vidro de fundo esférico (do tipo usado em Química) com tampa.
Tripé ou base para o balão
Barbante
Caneta para retroprojetor ou para quadro branco
fita crepe
durex
água
corante (opcional)
transferidor
PRIMEIRO PASSO: Marcando o Pólo Sul Celeste.
No fundo do balão de vidro, marque um ponto com caneta para retroprojetor.
Tal ponto representará o Pólo Sul celeste. Para marcar esse ponto, imagine uma
linha que sai desse ponto, percorre o interior do balão e passa ao longo do pescoço
do gargalo do balão, emergindo no centro da boca do balão.
97
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
SEGUNDO PASSO: Marcando o nível do Equador Celeste.
Com o barbante, meça o tamanho da maior circunferência da parte esférica
do balão. Dobre o barbante em quatro partes e marque essa distância a partir do
Pólo Sul celeste marcado no primeiro passo.
TERCEIRO PASSO: Marcando o equador celeste
Coloque água no balão de forma que ela atinja o nível da marca feita no
segundo passo. Estando o balão com o pescoço verticalmente para baixo (como
mostram as fotos). Você pode adicionar um corante na água de modo que a
superfície da água se torne mais visível. Ela representará, nesse caso, o plano local
de um observador situado sobre a superfície da Terra.
A seguir:
•
passe uma fita crepe um pouco acima do nível da água e outra fita um pouco
abaixo.
•
Com a caneta, você deve colorir a região entre as fitas para obter uma linha
mais visível. Por fim, retire as fitas.
•
Pode-se passar um durex sobre a linha marcada para evitar que ela se
apague no contato.
QUARTO PASSO: marcando a eclíptica
A eclíptica representa o caminho aparente do Sol na abóbada celeste ao
longo do ano. Sobre a superfície do balão, a eclíptica aparecerá como um círculo
inclinado de 23,5º em relação ao círculo associado ao equador celeste.
•
Incline o pescoço do balão até a marca de água atingir um ângulo de
23,5º em relação ao equador celeste.
•
Por fim, marque a eclíptica acompanhando o nível da água usando o
mesmo procedimento adotado no passo anterior.
•
Passe o durex sobre a linha.
QUINTO PASSO: Entendendo o planetário.
O balão com as marcações efetuadas nos passos anteriores é,
basicamente, o nosso planetário. Para utilizá-lo, vamos imaginas que estamos no
centro da superfície da água. Esta superfície define, então, o nosso plano local e
98
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
nosso horizonte, enquanto a superfície do balão passa a representar a abóbada
celeste ou, simplesmente, o céu.
O eixo de rotação terrestre pode ser representado por uma linha que passa
pelo pescoço do balão e pelo Sul, marcado. (eixo do mundo – fura os Pólos celestes
Norte e Sul).
SEXTO PASSO: Marcando estrelas.
Faça pontos espalhados pela superfície do balão. Eles representarão as
estrelas.
SÉTIMO PASSO: posicionamento do planetário.
O planetário deve ser posicionado de forma que o Pólo Sul celeste possua
inclinação, em relação ao horizonte (nível da água), igual à latitude do local em que
nós estamos. (observador). Se você não sabe qual é a latitude de seu plano local,
pode consultar o endereço: <http://www.aondefica.com/afguiaaf.asp?s=37> latitude
do local
Latitude de Toledo 24º 42' 49"S
OITAVO PASSO: Movimento diurno aparente das estrelas.
Faça pontos pela superfície do balão. Eles representarão algumas estrelas.
Gire o balão, segurando-o pelo pescoço, no sentido indicado na foto abaixo. Assim,
você estará simulando o movimento diário aparente do céu para um observador que
esteja à mesma latitude que você. (caso você tenha marcado o Pólo Norte celeste
no fundo do balão, o sentido do giro deve ser inverso).
Observe, então que, enquanto o céu gira, as estrelas mantém suas posições
umas em relação às outras. Algumas mantém-se por mais tempo acima do horizonte
desde o nascer (aparecer no horizonte) até o ocaso (desaparecer no horizonte).
•
Compare os arcos diários descritos por duas estrelas. Eles são iguais?
•
Todas as estrelas são visíveis no lugar onde você está?
•
Existem estrelas que estão sempre visíveis?
•
Existem estrelas que nunca são visíveis?
99
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
Gire o planetário, inicialmente, simule o giro para a latitude onde você se
encontra. Observe que o Pólo Sul permanece fixo, para um observador no centro do
planetário.
Observe as diferentes posições do Sol na eclíptica (linha vermelha) ao longo
do ano.
Só há um período em que o Sol está realmente a pino, em alguns pontos,
correspondendo ao verão no hemisfério sul.
FUNCIONAMENTO DO PLANETÁRIO
A eclíptica representa o caminho aparente do Sol pela esfera celeste ao
longo do ano. Os pontos em que o equador celeste e a eclíptica se encontram
representam os equinócios. De um ponto de vista geocêntrico, legítimo para a
descrição de alguns movimentos aparentes no céu, podemos dizer que o Sol, ao
percorrer a eclíptica, passa do hemisfério sul celeste para o hemisfério norte celeste.
O ponto no qual tal passagem acontece é chamado equinócio de outono. Já o ponto
diametralmente oposto (Sol passando do hemisfério norte para o hemisfério sul)
representa o equinócio de primavera.
Observando somente a eclíptica e girando o balão, esfera celeste, podemos
ver as diferentes posições relativas do Sol ao longo do ano. Para uma localidade do
hemisfério sul, haverá Sol a “pino” em alguns pontos, em uma posição intermediária
entre os equinócios de primavera e de outono, que é o período do verão. Nesse
referencial, estamos observando o movimento anual do Sol pela esfera celeste.
MOVIMENTO DIÁRIO DA ESFERA CELESTE
No caso das estrelas marcadas, a simulação é diferente. Estamos
observando o movimento DIÁRIO da esfera celeste, ou seja, as diferentes posições
em que observamos as estrelas ao longo do dia. Para tanto, devemos simular a
rotação aparente da esfera celeste. A rotação da Terra se dá no sentido anti-horário
para um observador olhando diretamente para o pólo norte celeste, e no sentido
horário para um observador olhando diretamente para o pólo sul celeste. Por isso,
vemos a esfera celeste se movimentando no sentido oposto, do leste para oeste.
100
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
Assim, se você indicou o pólo sul celeste no fundo do balão, você deve segurá-lo
através do pescoço e girá-lo, no sentido de leste para oeste para simular a rotação
aparente da esfera celeste.
Observamos com isso, que o pólo sul celeste permanece fixo e visível
durante todo o dia para as latitudes situadas abaixo da linha do equador. Notamos
também que algumas estrelas são visíveis durante toda a noite, outras durante um
tempo e outras nunca são visíveis. Tudo isso varia de acordo com a latitude.
Você pode observar essas diferenças variando a inclinação do balão, já que
assim estará simulando a variação na latitude do observador.
A INCLINAÇÃO DO EIXO DE ROTAÇÃO TERRESTRE
Representamos a eclíptica como sendo um círculo máximo de 23,5º em
relação ao equador celeste.
A Terra possui movimento de translação e rotação. A translação é o
movimento em sua órbita ao redor do Sol e a rotação é o giro em torna dela própria.
Porém, o eixo de rotação mantém uma inclinação, em relação à órbita de translação,
de 76,5º. Ou seja, o equador terrestre está inclinado de 23,5º em relação à órbita de
translação. Por isso, representamos a eclíptica em nosso “planetário” inclinada de
23,5º em relação ao equador celeste.
As imagens da construção do planetário de pobre estão no final do
trabalho, no item: ANEXOS.
ENAST – ENCONTRO NACIONAL DE ENSINO DE ASTRONOMIA
RECONHECIMENTO DO CÉU
Em novembro de 2009, participamos do ENAST – Encontro Nacional de
Ensino de Astronomia, no município de Londrina e tivemos a oportunidade de
assistir ao minicurso “Reconhecimento do Céu, com o Professor Doutor Rodolo
Langhi, da UNESP.
Ele simulou a abóbada celeste do modelo Planetário, com as duas partes
arredondadas de duas garrafas PET, que unidas formaram a esfera celeste.
101
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
Na falta do balão oval, podemos utilizar o modelo do professor Rodolfo
Langhi, conforme imagem abaixo
Ilustração 27: Crédito da imagem: Vera Lucia Zardo Ansolin.
102
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
MODELO PARA O MOVIMENTO ANUAL APARENTE DO SOL A PARTIR DE
UMA PERSPECTIVA GEOCÊNTRICA
Fernando Siqueira da Silva39
Francisco Catelli40
Odilon Giovannini41
OBJETIVO
Construção de um modelo que permita identificar o movimento aparente do
Sol (MAS), bem como estimar o intervalo de tempo em que este fica acima do
horizonte (dia claro), em qualquer lugar do planeta e em qualquer época do ano.
Esse modelo, além do baixo curso e fácil construção e operação, possibilita
uma boa compreensão do Movimento Aparente do Sol.
MATERIAL NECESSÁRIO:
2 Cds fora de uso, um espaçador de madeira de mais ou menos 10
centímetros de comprimento, cola quente, alfinetes, faixas previamente impressas
nas folhas de transparência para retroprojetor.
CONSTRUÇÃO DO MODELO
Na construção do modelo, são utilizadas duas faixas, uma com três círculos
representando os solstícios e equinócios e outra, onde constam círculos que indicam
o movimento do Sol mês a mês. No segundo caso, precisamos saber sob qual
ângulo o Sol é visto na data escolhida. Para a latitude de Toledo – Pr, os dados
estão na tabela abaixo.
Esses
valores
podem
ser
obtidos
no
site:
http://www.ancruzeiros.pt/ancastros-sol-dec.html para qualquer latitude local.
39 Programa de Pós Graduação em Educação – Universidade de Caxias do Sul.
40 Programa de Pós Graduação em Educação – Universidade de Caxias do Sul.
41 Universidade de Caxias do Sul – Caxias do Sul - RS
103
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
O ângulo de declinação do Sol em coordenadas astronômicas, independe
da posição na qual o observador se encontra sobre a Terra. A validade do modelo
estende-se a qualquer ponto da superfície terrestre.
A declinação do Sol é o ângulo entre os raios da luz solar e o plano do
equador. O Equador da Terra está inclinado cerca de 23º 26' sobre o plano da órbita
à volta do Sol. Assim, durante a translação a declinação varia de 23º 26' norte até
23º 26' sul e vice-versa. Como o ângulo entre o eixo de rotação da Terra e o plano
da a eclíptica se mantém constante, quando considerado pelo período de um ano, a
declinação do Sol varia regularmente ao longo do ano, repetindo o padrão que
origina as estações do ano. Pode-se assim considerar que a declinação solar tem
um período de um ano, coincidente com o tempo necessário para a terra completar
um revolução em torno do Sol.
Quando a projeção do eixo da Terra sobre o plano da eclíptica coincide com
a linha que liga os centros da Terra e do Sol, o ângulo entre os raios do Sol e o
plano do equador é máximo, atingindo atualmente 23° 26'. Isto ocorre duas vezes
por ano nos dias solsticiais: a 21 de Dezembro o sol está afastado do Equador 23º
26' para o Sul, incidindo exatamente sobre o Trópico de Capricórnio, dando origem
ao solstício de Inverno no hemisfério Norte e ao de Verão no hemisfério Sul. Ao
contrário, a 21 de Junho o sol está sobre o Trópico de Câncer, afastado do Equador
23º 26' para o Norte, dando origem ao solstício de Verão hemisfério Norte e ao de
Inverno no hemisfério Sul.
Mais próximo aos pólos, como consequência dos paralelos dos trópicos,
temos os círculos polares árticos e antárticos, nas latitudes a 66º 34' (90º - 23º26'),
que delimitam uma região com os pólos, onde por vezes os dias e as noites não têm
fim. Durante os solstícios, nessa zona delimitada por um pólo e o círculo do paralelo
66º 34', temos o Sol da meia-noite e um dia 42 com a duração de 24 horas, enquanto
no hemisfério oposto dá lugar a 24 horas de escuridão.
42 Um dia: período com luz solar
104
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
Tabela1. Valores aproximados da declinação do Sol, no dia 21 de cada
mês, para a latitude de Toledo (24°), no dia 21 de cada mês.
Data
Declinação do sol (graus)
21/12/09
-23,43
21/01/10
-19,76
21/02/10
-10,33
21/03/10
0,48
21/04/10
12,07
21/05/10
20,31
21/06/10
23,43
21/07/10
20,34
21/08/10
11,91
21/09/10
0,47
21/10/10
-10,91
21/11/10
-20,04
21/12/10
-23,43
Com os dados da tabela é possível construir um cilindro para o modelo que
permitirá a visualização do movimento aparente do Sol na latitude escolhida, de mês
a mês.
Ilustração 28: Créditos da imagem: Vera Lucia Zardo Ansolin.
105
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
1- Um cilindro com raio de 6,2 cm. O cilindro com esse raio pode ser
confeccionado a partir de uma folha de transparência de tamanho A4, e o plano do
horizonte pode ser materializado por meio de um CD fora de uso.
O cilindro é composto de duas metades, de 2 × 2,63 cm de altura e
aproximadamente 22 cm (π × 6,2 cm) de comprimento.
2- Duas faixas são unidas pelas extremidades de modo a formar um cilindro
de raio r igual a 6,2 cm, dividido verticalmente em 24 partes (24 horas).
Para um raio do cilindro r = 6,2 cm, a distância da linha horizontal central até
a primeira linha acima (ou abaixo) da central é de aproximadamente 1,2 cm;
Umas das faixas contém um “transferidor”, que permite o ajuste aproximado
da latitude desejada.
3- O cilindro é preso por dois alfinetes na base (CD), plano do observador,
permitindo que ele seja girado.
As linhas horizontais representam
o Movimento Aparente do Sol em
sucessivos meses do ano. Cada linha horizontal corresponde à posição do Sol num
determinado mês do ano. A linha superior corresponde ao dia 21 de dezembro, a
seguinte, de cima para baixo a 21 de janeiro, e assim por diante. Chegando à última
linha inferior, 21 de junho, retorne à linha imediatamente superior, 21 de julho,
depois à seguinte, 21 de agosto, até chegar novamente à linha superior, novamente
em 21 de dezembro.
Os 12 espaços para as linhas verticais em cada uma das faixas
correspondem a doze horas.
As faixas da figura abaixo não tem as dimensões para o modelo, mas está
em escala. Um arquivo em formato PDF, com as faixas desenhadas nas dimensões
sugeridas, para ser impresso numa transparência de tamanho A4, pode ser enviado
aos leitores interessados mediante solicitação.
106
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
Ilustração 29: Faixas xerocadas em folha para transparência A4.
EXEMPLOS PARA OPERAÇÃO DO MODELO
Numa cidade próxima à linha do equador, ou seja, Ф (latitude
aproximadamente zero grau) o número de horas de Sol (“dia claro”) é igual ao
número de horas de escuridão, em qualquer época do ano. Em outra cidade,
com
Ф (latitude aproximadamente -30°), 30º S, o período de horas de Sol num dia vai de
14 horas, em 21 de dezembro, até 10 horas, em 21 de junho.
Acompanhe as imagens abaixo:
107
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
Ilustração 30: Crédito da imagem: Vera Lucia Zardo Ansolin.
PARA A LATITUDE 30º S, (-30º):
No primeiro modelo , o círculo mais à esquerda e o círculo mais à direita
representam o Movimento Aparente do Sol, visto por um observador, nas datas dos
solstícios, em 21 ou 22 de dezembro e 21 de junho, respectivamente. O círculo
central representa o Movimento Aparente do sol nos equinócios (21 de março e 22
ou 23 de de setembro.
No segundo modelo, o primeiro círculo da esquerda para a direita,
representa o Movimento Aparente do Sol, visto por um observador, no dia 21 de
dezembro, (Solstício de Verão no Hemisfério Sul e Solstício de Inverno no
Hemisfério Norte). O segundo círculo, representa o movimento um mês depois, 21
de janeiro, o terceiro círculo a 21 de fevereiro, e assim sucessivamente.
A parte da faixa que fica acima do CD corresponde ao dia claro, e é possível
verificar quantas horas o Sol está acima do horizonte e quantas horas abaixo do
horizonte.
Girando o cilindro, observamos que a parte do cilindro que está acima do
CD, corresponde à trajetória do Sol no céu acima do horizonte, (dia claro). A parte
que está abaixo do cilindro, corresponde à noite.
Com o modelo, é possível verificarmos que em 21 dezembro, temos o dia
mais longo do ano, com o Sol acima do horizonte por 14 horas aproximadamente.
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
NO EQUADOR
Ilustração 31: Créditos da imagem: Vera Lucia Zardo Ansolin.
Para um observador em algum ponto da linha do equador terrestre, no
modelo à esquerda, o primeiro círculo corresponde ao Movimento Aparente do Sol
na posição mais à esquerda. O Sol é visto segundo um ângulo de aproximadamente
23º em relação ao plano do equador. O círculo central está contido no plano do
equador e o círculo mais à direita representa a trajetória do Sol três meses depois do
equinócio, e também é visto segundo um ângulo de aproximadamente 23º à direita
em relação ao plano equatorial.
A parte da faixa que está acima do CD de qualquer um dos três círculos que
compõem o cilindro, corresponde à metade da circunferência completa. Isso significa
que no equador em todos os dias do ano, o Sol estará 12 horas acima do horizonte
e 12 horas abaixo do horizonte.
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
NO PÓLO SUL
Ilustração 32: Créditos da imagem: Vera Lucia Zardo Ansolin.
Na figura acima, observamos a representação do Movimento Aparente do
Sol, no pólo sul. Nessa região, o Sol fica por aproximadamente seis meses acima do
horizonte. Nos equinócios, ele se movimenta tangenciando a linha do horizonte. No
pólo norte ocorre o mesmo fenômeno, de maneira inversa: nos seis meses em que o
sol aparece acima do horizonte no pólo norte, haverá escuridão 43 no pólo sul.
RELÓGIO DE SOL
Segundo Canalle, (http://www.oba.org.br/cursos/astronomia/)
O professor que constrói um experimento para explicar um fenômeno
qualquer aos seus alunos consegue: 1º) ser diferente do outro professor
que nada fez; 2º) motivar o aluno a participar de suas explicações; 3º)
consolidar o próprio conhecimento 4º) ter melhores condições de fazer o
aluno entender o que ele está explicando e 5º) quando o aluno percebe que
está entendendo as explicações do professor e que este está preocupado
com seus alunos, os mesmos retribuem ao professor, dando-lhe mais
atenção, respeito, admiração e carinho. O professor, por sua vez, acaba
ficando ainda mais motivado para fazer novos experimentos e com isso
ainda mais reconhecimento terá pelo seu trabalho, o qual passará, então, a
fazer com muito mais prazer.
O professor que sentir este prazer, terá despertado em si o dom da
criatividade, porque durante as montagens dos experimentos ele
frequentemente terá que testar e improvisar materiais, para compatibilizar
custo, rigidez, segurança e desempenho para explicar o fenômeno
43 Sol abaixo do horizonte
110
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
desejado. Depois de alguns experimentos montados e testados junto a seus
alunos, ele perceberá que consegue uma das coisas mais fundamentais do
ser humano, isto é, ele perceberá que consegue CRIAR. Só a partir deste
instante ele poderá fazer seus alunos serem criativos também.
O Sol é a estrela da qual depende toda a vida na Terra e ele, felizmente, tem
um comportamento extremamente regular em sua aparente trajetória diária no céu.
Usaremos esta regularidade para construirmos um relógio de sol. Vamos construir
um relógio, cujas horas serão lidas pela sombra de um barbante esticado dentro de
uma garrafa PET ao redor da qual estão marcadas as horas.
Aparentemente o Sol gira ao redor da Terra e gasta 24 horas para dar uma
volta completa. Num círculo temos 360 graus, logo, dividindo 360 graus por 24 horas
obtemos 15 graus para cada hora. Ou seja, o Sol “gira” 15 graus em cada hora ao
redor da Terra. O relógio será bem simples, pois terá só um ponteiro (o barbante
dentro da garrafa) e somente as linhas das horas inteiras, ou seja, ele não vai
marcar minutos e segundos.
A CONSTRUÇÃO DO RELÓGIO DE SOL USANDO GARRAFA PET.
1. Material: uma garrafa de refrigerante transparente e de paredes retas,
barbante, transferidor conforme modelo, papelão.
2. Meça o comprimento da “cintura” da garrafa na parte reta (cilíndrica), fora
de curvas). Coloque uma tira de papel (ou de barbante) ao redor dela e depois com
a régua meça o comprimento da tira de papel,ou do barbante. Digamos que este
comprimento tenha sido de L milímetros.
3.
Em seguida vamos fazer o mostrador das horas. Divida o comprimento
L por 24 (o dia tem 24 horas), e vamos chamar de H à razão L/24, ou seja, H = L /
24. Numa folha de papel sem linhas, trace 13 linhas (não muito fininhas) paralelas,
separadas pela distância H. O comprimento pode ser de 10 ou mais centímetros,
pois não importa. Sobre cada reta escreve as horas de 18 horas (à esquerda) até as
6 horas à direita. Veja a ilustração 24.
111
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
Ilustração 33:
http://www.cnsg.com.br/novosite/Professores_2009/1_bimestre/fisica/p
aulo_cesar/atividades_da_OBA_9serie_ao_2ano/relogio_de_sol.pdf
4. Recorte o papel bem próximo das linhas das 6 e 18 horas e fixe-o com
pequenos pedaços de durex sobre a parede da garrafa PET, de forma que as linhas
fiquem ao longo do comprimento da garrafa. Veja a ilustração 28.
Ilustração 34:
http://www.cnsg.com.br/novosite/Professores_2009/1_bimestre/fisica/paulo_cesar/a
tividades_da_OBA_9serie_ao_2ano/relogio_de_sol.pdf
5. Com a ponta de uma tesoura de ponta fina, fazendo movimento de
rotação num sentido e no outro, faça um furo bem no centro do fundo da garrafa e
outro no centro da tampa. Outra opção: segurando com um alicate, ou tesoura de
metal ou pano grosso, um prego, aqueça-o numa chama e encoste-o no fundo da
garrafa, a qual será furada com extrema facilidade pelo prego quente.
112
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
6. Em seguida passe um barbante não muito fino pelo fundo da garrafa e
pelo furo da tampinha. Dê vários nós, um sobre o outro, na ponta do barbante que
está no fundo da garrafa, para que possamos esticar o barbante dentro dela. Amarre
a outra ponta na tampinha de forma que o barbante fique esticado dentro da garrafa,
sem fazer “barriga” se ela for colocada deitada. Veja a ilustração 28.
7.
Descubra a LATITUDE da sua cidade. Você pode conseguir no site de
consultas.
Ilustração 35:
http://www.cnsg.com.br/novosite/Professores_2009/1_bimestre/fisica/
paulo_cesar/atividades_da_OBA_9serie_ao_2ano/relogio_de_sol.pdf
8.
Recorte do transferidor (ilustração 30), um triângulo que tenha a
abertura exata da LATITUDE da sua cidade (começando pelo zero,) e cole-o sobre
um papelão grosso de mesmo tamanho.
9.
Recorte um retângulo de papelão com a largura e comprimento similar
ao da própria garrafa PET que está usando. Faça um traço no centro do papelão ao
longo do seu comprimento, de ambos os lados dele. Cuidadosamente cole o centro
deste papelão sobre o primeiro, tal como mostra a figura 31.
10. Coloque a garrafa já montada de forma que a linha das 12 horas fique
sobre o traço desenhado no centro do papelão retangular.
11. É preciso orientá-lo para que a sombra do barbante projete sobre as
“linhas das horas” a hora solar verdadeira, a qual pode ser bem “próxima” da hora do
seu relógio de pulso, dependendo de sua longitude e época do ano.
113
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
Ilustração 36:
http://www.cnsg.com.br/novosite/Professores_2009/1_bimestre/fisica/
paulo_cesar/atividades_da_OBA_9serie_ao_2ano/relogio_de_sol.pdf
Ilustração 37:
http://www.cnsg.com.br/novosite/Professores_2009/1_bimestre/fisi
ca/paulo_cesar/atividades_da_OBA_9serie_ao_2ano/relogio_de_s
ol.pdf
Observação: o relógio de sol só funciona sob o Sol e numa certa direção
privilegiada. O relógio de sol tem que ficar com sua base sobre a linha NORTE-SUL.
Assim o barbante fica apontando (sua parte mais alta) para o PÓLO CELESTE SUL,
se você mora no hemisfério Sul e apontando para o PÓLO CELESTE NORTE, se
você mora naquele hemisfério.
114
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
MÉTODOS DE DETERMINAÇÃO DA DIREÇÃO NORTE-SUL
•
1º método: É a direção na qual a sombra de um poste, ou a sua própria
sombra é a menor do dia. Parece o método mais fácil, mas é o mais
impreciso.
•
2º método: fique de pé, imóvel, sob o Sol, de manhã, num lugar plano. Peça
para seu colega fazer no chão um risco indo do meio dos seus pés até o final
da sua sombra. Peça para ele contornar os seus pés com um giz para você
saber onde pisar à tarde, pois à tarde você precisa ficar no mesmo lugar até
que a sua sombra da tarde fique do mesmo comprimento que a sombra da
manhã. A direção Norte-Sul estará exatamente no meio das duas sombras.
•
3º método: Fincar uma vareta, ou seu lápis ou pendurar um limão na ponta
de um barbante e usar a sombra do barbante, num local plano, sob o Sol. Lá
pelas 10 horas faça um círculo no chão, com raio igual à sombra do seu lápis
(ou do fio vertical). À tarde coloque o lápis no mesmo lugar e veja quando a
sombra fica do mesmo tamanho daquela da manhã, ou seja, ela vai encostarse ao círculo novamente. A direção Norte-Sul é a linha que passa bem no
meio das duas sombras.
115
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
Ilustração 38:
http://www.cnsg.com.br/novosite/Professores_2009/1_b
imestre/fisica/paulo_cesar/atividades_da_OBA_9serie_
ao_2ano/relogio_de_sol.pdf
NÃO é recomendado usar a bússola, pois a bússola aponta para o norte
magnético, o qual difere do geográfico.
CANALLE, João Batista Garcia. Instituto de Física, UFRJ. Disponível em:
http://www.oba.org.br>
RELÓGIO DE SOL EQUATORIAL
No final desta unidade, no anexo, apresentamos outro modelo de Relógio de
Sol. Trata-se de um artigo do professor Marcos Calil 44, onde ele traz a história do
relógio de sol, “uma breve história do tempo”, e a construção do relógio de sol
equatorial.
O
professor
Marcos
Calil
é
responsável
pelo
site
momento
astronômico/astronomia, link abaixo:
http://www4.climatempo.com.br/ct/astronomia/index/observatorio.html
44 Professor universitário do curso de Matemática e Astronomia pelas faculdades Uninove e Osvaldo
Cruz. Apresentador dos programas Momento Astronômico e Observatório da TV climatempo e
chefe da Escola Municipal de Astrofísica de São Paulo.
116
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
A construção do relógio de Sol em detalhes, pode ser vista em vídeos
apresentados pelo próprio professor Marcos Calil. Acessando os links abaixo,
podemos encontrar vários vídeos que podem servir como apoio.
Construção do relógio de sol
Movimento Aparente do Sol
Planetas do Sistema Solar
Objetos do Sistema Solar
Explorando o Sistema Solar: O SOL
PLANISFÉRIO CELESTE ROTATIVO
O planisfério é um instrumento portátil, simples para o estudo do céu.
Consiste numa base em que as estrelas visíveis de determinada latitude estão
marcadas sob uma máscara giratória. É uma esfera celeste planificada que deixa à
mostra apenas a parte do céu que é visível ao longo do ano em uma determinada
região da Terra. A aparência do céu visível em um determinado lugar depende da
hora do dia, da época do ano e da latitude do lugar. Uma carta celeste simples não
consegue mostrar, ao mesmo tempo, todas essas combinações, sendo necessárias
várias cartas para incluir todas as possibilidades. O planisfério combina em um único
dispositivo as cartas celestes de um ano inteiro para uma determinada latitude.
Consiste de um mapa do céu inteiro, coberto por uma máscara que deixa à mostra
apenas o céu visível de um determinado lugar, em uma determinada hora e época
do ano. Girando a cobertura, podemos ver como varia a aparência do céu visível
nesse lugar com o passar do tempo. Esse instrumento é de grande utilidade como
auxiliar na localização dos astros. Geralmente os planisférios mostram todas as
estrelas mais brilhantes do céu; a Lua, o Sol e os planetas não aparecem nele, pois
esses astros mudam de posição em relação às estrelas em poucas semanas.
Girando a cobertura do planisfério, podemos ver como varia a aparência do
céu visível no lugar onde nos encontramos com o passar do tempo. Esse
instrumento é de grande utilidade como auxiliar na localização dos astros.
Geralmente os planisférios mostram todas as estrelas mais brilhantes do céu; a Lua,
o Sol e os planetas não aparecem nele, pois esses astros mudam de posição em
relação às estrelas em pouco tempo. Devido ao movimento de rotação da Terra,
117
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
todos os astros que são visíveis em um determinado lugar executam uma volta
completa em 24 horas, de forma que as suas alturas 45 e os seus azimutes 46 variam
constantemente. Como durante o dia as estrelas são ofuscadas pelo Sol, em uma
determinada datas só vemos aquelas estrelas que estão na direção oposta ao Sol e
que ficam acima do horizonte durante a noite. À medida que a Terra gira em torno
do Sol, muda a posição deste entre as estrelas e, consequentemente, muda a parte
do céu que está acima do horizonte durante a noite. A cada dia a Terra se move
aproximadamente 1º em sua órbita. Como reflexo disso, o Sol se move 1° por dia em
relação às estrelas, no mesmo sentido ao movimento de translação da Terra.
Consequentemente, se no inicio da noite observarmos a mesma estrela em meses
sucessivos, veremos que a cada dia ela nasce aproximadamente quatro minutos
mais cedo que no dia anterior. Em quinze dias ela já fica 15º para oeste em relação
ao Sol, o que significa que ela já estará nascendo e se pondo uma hora mais cedo.
Devido a isso, o céu visível em uma determinada data à meia-noite, quinze dias
mais tarde será visível às 23h, e dali a mais quinze dias às 22h, e assim por diante.
No ciclo de um ano as estrelas voltam a ocupar a mesma posição no céu à mesma
hora do dia.
No link a seguir encontramos dicas de utilização do planisfério feitas pelo
professor Jair Barroso.
CONSTRUÇÃO DO PLANISFÉRIO CELESTE ROTATIVO
Material necessário:
•
Tesoura
•
Cola
•
Cartolina
•
Barbante
•
Modelo do planisfério previamente xerocado para a montagem. O arquivo do
modelo em pdf pode ser conseguido no endereço: www.pontociencia.org.br.
•
As partes do planisfério acima estão no mesmo endereço em arquivo pdf.
45 Elevação em relação ao horizonte.
46 Os ângulos em relação à direção Norte-Sul.
118
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
Ilustração 39: http://www.pontociencia.org.br/experimentos-interna.php?
experimento=456&PLANISFERIO+CELESTE+ROTATIVO
COMO MONTAR O PLANISFÉRIO CELESTE
Primeiro passo:
Você terá que ter em mãos três figuras que correspondem à montagem do
Planisfério Celeste rotativo para o hemisfério Sul, centrado na latitude de Brasília. As
três partes do planisfério são: o céu (com as estrelas e constelações), as instruções
de manuseio que irão atrás do céu e a máscara com as horas.
Segundo passo:
Para a montagem, você deverá ter em mãos:
Tesoura, cola e cartolina, de qualquer cor, pois ela apenas serve para deixar o
planisfério mais firme, pois uma folha de A4 é muito fina e rasgará com mais
facilidade; barbante, ou qualquer outro objeto que sirva para unir o céu com a
máscara dos dias e das horas, podendo ser um alfinete daqueles que tem a cabeça
colorida, uma bailarina daquelas que colocamos em pastas para prender folhas de
papel oficio, um palito de dente ou de fósforo. Pense, inove, Use a sua criatividade.
Desde que prenda o céu e a máscara das horas.
Terceiro passo:
Cole o céu na cartolina e corte beirando a borda preta da figura.
Quarto passo:
Para que o seu planisfério fique mais firme, cole as instruções em outra folha de
cartolina e corte, também, na borda preta da figura. Use sempre o mínimo possível
de cola, pois ela molha o papel. Coloque somente o mínimo possível e na borda dos
119
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
discos. Agora, usando a cola, una o céu com as instruções de forma que você só
tenha apenas um único disco.
Quinto passo:
Cole a máscara das horas em outro pedaço de cartolina
Sexto passo:
Corte bem rente a borda preta, MAS CUIDADO! NÃO CORTE AS SETINHAS! ELAS
SERÃO AS GUIAS DOS DIAS.
Sétimo passo:
Após ter cortado em volta da máscara, bem rente à borda preta e sem cortas as
setinhas, com a tesoura, faremos um corte na parte branca da máscara de modo
que as estrelas “vazem” por este corte.
Oitavo passo:
Agora, você possui dois discos, um que contém o céu e as instruções (um mesmo
disco) e o outro que tem um “vazamento”. Repare que nas duas figuras existe um
circulo definindo o centro de cada figura.
Nono passo:
Repare que nas duas figuras existe um circulo definindo o centro de cada figura.
Coloque como apoio, um pedaço de papelão e com um clips, ou qualquer objeto que
você prefira, fure as duas figuras bem no centro. Fure uma por vez e não faça um
furo muito largo, pois o barbante não pode ficar solto e nem os dois discos que você
possui, os dois discos precisam estar bem presos, de forma que você consiga girar a
máscara das horas.
Décimo passo:
Feitos os dois furos, agora, com a ajuda de um palito de dente, ou ate mesmo do
próprio clips que você usou para fazer o furinho, passe o barbante pelos dois furos.
Décimo primeiro passo:
Passado o barbante, faça um nó na frente primeiro. Feito o nó na frente, puxe o
barbante e faça o mesmo nó na parte de trás do planisfério, corte o que sobrar do
barbante. Com isto está pronto o planisfério.
http://www.pontociencias.org.br.
120
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
SOFTWARE STTELARIUM E CELESTIA
MOVIMENTO HORIZONTAL DO SOL OBSERVADO AQUI DA TERRA.
Através
da
exploração
de
softwares
livres,
como
o
Stellarium
(http://www.stellarium.org/), que simula a observação terrestre dos fenômenos
astronômicos e o Celestia (http://shatters.net/celestia/download.html/), que permite a
exploração do Universo por meio de vídeos de animação em 3D, podemos contribuir
de forma significativa para a melhoria das concepções persistentes entre
professores e alunos, de maneira a orientá-los na formação de concepções aceitas
pela comunidade cientifica.
São softwares livres, podem ser facilmente adquiridos sem custos, pela
internet, e instalados nos computadores dos laboratórios de informática das escolas.
Para fazer essas fotos utilizei o software Stellarium, sendo possível observar
o movimento do Sol no seu nascer durante o ano.
É possível mostrar ao aluno de maneira prática o Equinócio de primavera e
outono, onde o Sol nasce no Leste, e os dias e as noites tem a mesma duração de
tempo, e o Solstício de verão e inverno, onde o Sol nasce ou a NORDESTE quando
é inverno, ou a SUDESTE quando é verão, e os dias e as noites tem durações de
tempo diferentes.
Utilizando o software você pode fotografar um ano qualquer. Faça na sua
localidade a marcação dos EQUINÒCIOS, e SOLSTÍCIOS, assim saberá o percurso
do Sol.
Basta utilizar a tecla “Print Screen SysRq” do seu computador, abrir uma
página no paint, ou world e colar. Quando salvar, salvar no formato jpeg.
No paint, podemos digitar as datas, local e horário. Ou então utilizar outro
recurso que é o gimp, um software muito simples e grátis que você pode baixar no
seu computador.
121
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
Ilustração 40: Imagens feitas através do software Sttelarium com recurso gimp por Vera Lucia Zardo
Ansolin.
122
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
Ilustração 41: Imagens feitas através do software Sttelarium com recurso gimp por Vera Lucia Zardo
Ansolin.
123
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
Ilustração 42: Imagens feitas através do software Sttelarium com recurso gimp por Vera Lucia Zardo
Ansolin.
124
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
VÍDEOS
PROPOSTAS DE UTILIZAÇÃO
Abaixo, temos uma relação de vídeos disponíveis para o professor
complementar o conteúdo trabalhado.
Um vídeo pode ser utilizado de várias formas, por exemplo, para introduzir
um novo assunto despertando a curiosidade e motivando para novos temas,
despertando o desejo de pesquisa nos alunos para aprofundar o assunto do vídeo e
do conteúdo. Um vídeo ajuda a mostrar o que se fala sobre o conteúdo, a compor
cenários desconhecidos pelos alunos, mostra simulações de movimentos que não
podemos ver.
Sistema Sol-Terra-Lua
http://www.astro.iag.usp.br/~gastao/PlanetasEstrelas/TerraSolLuaPerspPeq.mov
A ecliptica e as estações:
http://www.youtube.com/watch?v=gsZrTYeW0Tw&feature=related
Coordenadas equatoriais absolutas
http://www.youtube.com/watch?v=mHpJNtA1ME&annotation_id=annotation_347891&feature=iv
Medir as coordenadas horizontais:
http://www.youtube.com/watch?v=9L_tO7UPVAw&feature=related
A ecliptica
http://www.youtube.com/watch?v=9NgMAdyItt8&feature=related
Precessão dos equinócios
http://www.youtube.com/watch?v=eKf0cUhg1m0&feature=related
Eclipses – linha dos nodos:
125
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
http://www.youtube.com/watch?v=NXun86CvNUU&feature=related
SÉRIE DO FANTÁSTICO “POEIRA DAS ESTRELAS”
Parte 01: http://www.youtube.com/watch?v=aEwmX8yerWQ
Portal dia a dia educação:
http://www.diaadia.pr.gov.br/tvpendrive/modules/debaser/singlefile.php?id=8439
Parte 02: http://www.youtube.com/watch?v=LkYrmgkJp5c&feature=related
Portal dia a dia educação:
http://www.diaadia.pr.gov.br/tvpendrive/modules/debaser/singlefile.php?id=8440
Parte 03: http://www.youtube.com/watch?v=ZOyqN-GbjvA&feature=related
Portal dia a dia educação:
http://www.diaadia.pr.gov.br/tvpendrive/modules/debaser/singlefile.php?id=8441
Parte 04: http://www.youtube.com/watch?v=4ZIYMmJ2ewE&feature=related
Portal dia a dia educação:
http://www.diaadia.pr.gov.br/tvpendrive/modules/debaser/singlefile.php?id=8442
Parte 05: http://www.youtube.com/watch?v=QRB2eZHzVkM&feature=related
Parte 06: http://www.youtube.com/watch?v=s4i-Am7PjiM&feature=related
Portal dia a dia educação:
http://www.diaadia.pr.gov.br/tvpendrive/modules/debaser/singlefile.php?id=8444
Parte 07: http://www.youtube.com/watch?v=QNMtAjwufkQ&feature=related
Parte 08: http://www.youtube.com/watch?v=VmaFkPW1CP8&feature=related
Portal dia a dia educação:
http://www.diaadia.pr.gov.br/tvpendrive/modules/debaser/singlefile.php?id=8447
Parte 09: http://www.youtube.com/watch?v=4XwLtY-NtRs&feature=related
126
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
Portal dia a dia educação:
http://www.diaadia.pr.gov.br/tvpendrive/modules/debaser/singlefile.php?id=8444
Parte 10: http://www.youtube.com/watch?v=U6yZTlc-nJQ&feature=related
Parte 11: http://www.youtube.com/watch?v=JoPxBqlBPtU&feature=related
Portal dia a dia educação:
http://www.diaadia.pr.gov.br/tvpendrive/modules/debaser/singlefile.php?id=8449
Parte 12: http://www.youtube.com/watch?v=hw2wUkrMsx4&feature=related
Portal dia a dia educação:
http://www.diaadia.pr.gov.br/tvpendrive/modules/debaser/singlefile.php?id=8450
Trecho do filme: Primeiro homem no espaço
http://www.diaadia.pr.gov.br/tvpendrive/modules/debaser/singlefile.php?id=14150
Trecho do filme: Chegada do homem à Lua
http://www.diaadia.pr.gov.br/tvpendrive/modules/debaser/singlefile.php?id=14149
Origem do Universo
http://www.diaadia.pr.gov.br/tvpendrive/modules/debaser/singlefile.php?id=12946
Sol: fonte de energia
http://www.diaadia.pr.gov.br/tvpendrive/modules/debaser/singlefile.php?id=8453
Terra Lua e Marte
http://www.diaadia.pr.gov.br/tvpendrive/modules/debaser/singlefile.php?id=8423
Solstício de Verão
http://www.diaadia.pr.gov.br/tvpendrive/modules/debaser/singlefile.php?id=8411
Calendário Lunar
http://www.diaadia.pr.gov.br/tvpendrive/modules/debaser/singlefile.php?id=8408
127
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
Anéis de Saturno
http://www.diaadia.pr.gov.br/tvpendrive/modules/debaser/singlefile.php?id=8406
Pálido ponto azul
http://www.diaadia.pr.gov.br/tvpendrive/modules/debaser/singlefile.php?id=8401
O nosso tamanho real do Universo
http://www.diaadia.pr.gov.br/tvpendrive/modules/debaser/singlefile.php?id=8399
128
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
CONSIDERAÇÕES FINAIS
Confesso que desenvolver este trabalho foi um desafio, não imaginava
quantos obstáculos
teria pela frente. Aquilo que me parecia tão complexo foi
modificando no decorrer das pesquisas e da participação dos cursos.
Fui
percebendo a importância das leituras e do interesse do professor em aprimorar
seus conhecimentos. Compreendi o verdadeiro sentido quando dizemos que educar
é uma troca, com certeza a experiência de cada um é única e devemos respeitá-la
como característica da própria personalidade do ser humano. Devemos romper com
valores e preconceitos descabidos, respeitando as diversidades e aceitando as
nossas limitações e as dos outros, percebendo assim a dinâmica da realidade,
superando medos e inseguranças.
Posso afirmar com toda certeza que a melhoria do processo educacional
depende em grande parte da consciência do professor, sendo um mediador, um
provocador de conflitos, estimulando e propiciando aos alunos argumentos para a
transmissão
e
organização
dos
conteúdos.
Sabemos
que
é
grande
a
responsabilidade que está em nossas mãos, mas acima de tudo esperamos
contribuir na formação e no desenvolvimento de uma educação de qualidade como
também no exercício consciente da cidadania de nossos alunos.
Muitos conteúdos que, conforme as Diretrizes Curriculares de Ciências,
devem ser trabalhados nas quatro séries finais do Ensino Fundamental não foram
contemplados neste material, por isso, o trabalho continua. Ainda há uma grande
caminhada pela frente e o desafio está lançado. A busca pelo conhecimento nessa
área deve ser constante, pois a maioria dos professores de Ciências, como eu, não
tem em seu currículo escolar de formação inicial o conteúdo ASTRONOMIA.
129
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
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135
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
ANEXOS
136
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
Climatempo – Momento Astronômico
Por Marcos Calil
www.climatempo.com.br - [email protected]
UMA BREVE HISTÓRIA DO TEMPO
A contagem do tempo está tão intensa nas nossas vidas que muitas vezes
não percebemos sua relação com a Astronomia. Algumas vezes temos a impressão
que em certos momentos as horas parecem passar mais rápido ou mais devagar,
dependendo das ações que realizamos. Mas, na verdade, a duração de um dia
continua sendo 24 horas, ou, como desejam muitos astrônomos, igual a 23 horas, 56
minutos e 4 segundos. A duração de um dia equivalente a 24 horas é chamado de
dia sideral médio, enquanto a duração de 23 horas 56 minutos e 4 segundos é
chamado de dia solar médio.
Mas nem sempre foi assim. O Homem sempre teve a necessidade de contar
a passagem do tempo, porém a exatidão foi se desenvolvendo ao longo dos
séculos.
Vamos começar nossa história... pela Pré-história.
Você pode imaginar qual foi a primeira percepção de contagem de tempo
realizada pelo homem pré-histórico?
Uma das hipóteses é que ele primeiramente tenha notado a diferença entre o
dia e a noite. É razoável supor que o homem pré-histórico conseguiu diferenciar a
alternância de tempo “claro” e “escuro” e até tenha se orientado boa parte de sua
vida com esta associação, provenientes da presença ou ausência da nossa estrela,
o Sol. E, muito mais do que somente as diferenciações do dia e da noite, existem
fortes indícios que no período paleolítico os homens já sabiam que em determinados
momentos
a
temperatura
se
modificava,
influenciando
diretamente
no
comportamento dos animais e das plantas. Eis aí uma forte evidência para
percepção das estações do ano.
O mais interessante é que cada povo estabeleceu sua forma de contar o
tempo de maneiras diferentes. Alguns povos utilizavam a Lua, outros o Sol, e até as
próprias estrelas.
137
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
Os egípcios, por exemplo, que dependiam em tudo do rio Nilo, utilizavam a
estrela Cão Sótis (Sírius, como é conhecida atualmente) para definir a estação das
inundações que corresponde, em nosso calendário, ao período de julho a novembro.
E assim davam continuidade à contagem do tempo, utilizando as estrelas para
definirem suas outras duas estações, sendo elas: a estação da semeadura, que
corresponde, em nosso calendário, aos meses de novembro a março; e a estação
da colheita, que corresponde, em nosso calendário, aos meses de março a julho. O
leitor mais atento irá perceber que esse povo utilizava apenas três estações para
marcar o período de um ano. Porém, como o calendário egípcio era mais curto que o
solar (aquele em que o dia equivale à 23 horas 56 minutos e 4 segundos), as
estações do ano iniciavam-se em diferentes épocas do ano egípcio. Assim, um ano
egípcio correspondia a 5 horas 48 minutos e 46 segundos mais curtos que um ano
solar. A compensação desse erro era realizada a cada 4 anos, com a inserção de 1
dia no calendário egípcio.
O povo babilônico também tinha uma forma bem interessante de contar o
tempo. Na região do norte da África, onde atualmente se localiza o Iraque, esse
povo tinha a Lua como base de contagem do tempo. O ano era definido como sendo
12 meses lunares e existia também um 13º mês lunar, que era inserido algumas
vezes para manter a relação com as estações do ano. Essa necessidade de inserir
um décimo terceiro mês explica-se pelo número de lunações, ou seja, o ciclo
completo das fases da Lua. Se comparado com um ano solar, que corresponde a
12,368267 lunações, a diferença está justamente nesse ponto, pois uma lunação
contém 29,530589 dias e, realizando as contas, em 12 meses lunares teremos cerca
de 354 dias, ou, como desejam os matemáticos, precisamente 354,367068 dias.
Como podemos perceber, existe uma diferença aproximada de 11 dias a menos se
comparado com um ano solar. Assim, em resumo, a cada 3 anos era necessário a
inserção do 13º mês e, mesmo assim, ainda existia um erro de 4 dias!
Se você pensa que essa forma babilônica de contar o tempo é complicada,
imagine que para os antigos gregos a idéia era a mesma, porém como uma pequena
diferença: a inserção do 13º mês ficava a mercê da boa vontade da autoridade local.
Nem precisa falar o caos que se instalou para esse povo!
Somente no século VI a.C. os astrônomos gregos resolveram organizar essa
inconstância e, assim, foram necessários cem anos para que a contagem do tempo
138
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
fosse estabelecida mais precisamente. E foi graças ao astrônomo Calipo que,
tomando por base um ciclo de 76 anos e 940 lunações, os gregos puderam se
“encontrar” no tempo.
Os romanos também utilizavam a Lua e o 13º mês para poder contarem o seu
tempo. Entretanto, como a intercalação do 13º mês nem sempre era fixa, pois
também era realizada pelas autoridades, em 46 a.C. o imperador Júlio César, sob
orientação do astrônomo Sosígenes, resolveu inserir 80 dias a mais naquele
respectivo ano para poder acertar a relação com o ano solar. Esse ano ficou
conhecido como o ano da confusão. Por que será?
Passada essa confusão, foi estabelecido o ano bissexto, sendo intercalado
um dia a mais a cada 4 anos, onde após três anos com 365 dias cada, seriam
inseridos no 4º ano um dia a mais, completando assim, 366 dias.
Com esses acertos o calendário romano se aproximava muito do ano solar,
sendo que um ano juliano correspondia em média a 365,25 dias, provocando uma
pequena diferença de 0,007801 dias.
Além dos calendários astronômicos siderais, lunares e solares existe também
o calendário lunisolar. O calendário sideral utiliza o retorno periódico de
determinadas estrelas ou constelações, como o caso do calendário egípcio. O
calendário babilônico é um exemplo da utilização do calendário lunar que adota a
Lua para marcar a passagem do tempo. O calendário solar utiliza o Sol como astro
único para marcação do tempo, enquanto o calendário lunisolar utiliza não apenas o
Sol, mas também a Lua. Neste caso, a lunação determina os meses, enquanto o
Sol, o ano. Diversos povos como os Celtas, os Chineses, os Mongóis e os Hindus
utilizaram esse tipo de calendário.
Assim como todos os calendários utilizados pelos diferentes povos da
antiguidade, o calendário lunisolar também não tinha uma precisão desejável,
necessitando de alguns ajustes para que ocorresse o encaixe mais próximo do início
de cada estação do ano.
E OS RELÓGIOS DE SOL?
Como a divisão de anos, meses e dias não eram suficientes para muitos
povos, séculos antes de Cristo alguns astrônomos ou astrólogos (como eram
139
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
chamados na época), já tinham a idéia de dividir em partes iguais o dia “claro”
utilizando o movimento aparente do Sol. Eis aí o relógio de Sol.
Por volta dos séculos I e II d.C. o arquiteto romano Vitruvius escreveu na sua
obra De Architetura Libri Decem (Os dez livros da Arquitetura) algo interessante
sobre os pais dos relógios de Sol. Está escrito no livro IX do capítulo VIII de
Vitruvius:
“Diz-se que Beroso, o caldeu, teria inventado o hemiciclo cavado a partir de
um cubo e cortado segundo a inclinação do pólo. Atribui-se a Aristarco de Samos a
invenção do quadrante solar côncavo ou hemisférico, assim como a do quadrante
solar plano. Uns afirmam que o astrólogo Eudoxo inventou a aranha; outros que foi
Apolônio. A invenção do quadrante lacunar, do qual se tem um exemplar instalado
no circo Flamínio, é atribuída a Escopinas de Siracusa. A do quadrante
προζ τα ιστορουµενα, a Parmênion; a do quadrante προζ ταν κλιµα, a Teodósio e
André; a do pelicano, a Pátrocles; a do quadrante cônico, a Dionisodoro; a da aljava,
a Apolônio, bem como outros gêneros elaborados e que muitos outros acima
descritos nos legaram, a saber, a aranha cônica, o quadrante lacunar cônico, o
antibóreo. Ainda quanto a esse gêneros, muitos deixaram escritos a respeito de
como construir relógios viajantes ou portáteis.”
Está certo que ainda não sabemos o que significa προζ τα ιστορουµενα (pròs
tà historúmena) ou προζ ταν κλιµα (pròs pãn klíma), mas pelo menos sabemos que
quadrantes solares serviam para dividir o dia em doze horas iguais e, portanto,
serviam como relógios solares. E não apenas isso, mas também os nomes referidos
no texto nos indicam que a utilização dos relógios de Sol datam aproximadamente
dos anos 355 a.C., uma vez que Eudoxo viveu entre os anos 480 a 355 a.C..
Porém, outros registros indicam que os egípcios já utilizavam um relógio de
sombra muito antes de Eudoxo. Entre os anos 1000 a 800 a.C., era muito comum a
utilização de uma espécie de relógio solar que tinha como finalidade projetar a
sombra do Sol sobre um suporte graduado parecido com uma régua, por isso o
nome relógio de sombra.
Dessa época até os dias atuais, muitos relógios solares foram inventados,
aprimorados, modificados e construídos. Contudo, a grande diferença das antigas
construções dos relógios de Sol para as construções atuais é que os astrônomos da
época não utilizavam fórmulas matemáticas.
140
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
Vamos tomar como referência o exemplo de Vitruvius. No capítulo VII do livro
IX, esse arquiteto romano nos ensina a construir um relógio de Sol utilizando apenas
régua e compasso, muito diferente dos atuais, onde as construções dos relógios de
Sol envolvem bastante trigonometria, equações de elipses e outras contas
matemáticas bem profundas.
Podemos classificar os relógios de Sol em quatro grandes grupos, sendo eles:
I – Esféricos;
II – Cônicos;
III – Planos;
IV – Portáteis.
Dentro desses grupos, existem os subgrupos, como, por exemplo, o Relógio
de Sol Equatorial, o qual podemos chamar simplesmente de Relógio de Sol de
“Disquinho” e também o Relógio de Sol Equatorial Armilar, construído numa garrafa
“pet”. As confecções desses relógios podem ser acompanhadas nas próximas
páginas.
Antes de construir seu relógio é interessante ler com atenção todos os
procedimentos, pois existem algumas particularidades que devem ser conferidas.
DETERMINAÇÃO DA LINHA MERIDIANA
Para a construção de qualquer relógio de Sol, o primeiro passo não é
propriamente a confecção do relógio, mas sim a determinação da linha meridiana. É
através dessa linha que podemos determinar os pontos cardeais norte e sul, onde o
relógio de Sol será direcionado. Há quem deseje utilizar a bússola para encontrar os
pontos norte e sul, porém esses diferem dos pontos cardeais norte e sul
determinados pelo movimento aparente do Sol. Enquanto a bússola, por definição,
direciona para o pólo norte magnético, a linha meridiana direciona para o pólo norte
geográfico, resultando numa diferença angular que varia dia após dia e de local para
local. Por isso a determinação da linha meridiana e dos pontos cardeais norte e sul
devem ser utilizados para direcionar os relógios solares.
Parece complicado determinar a linha meridiana, mas não é. Existem várias
maneiras de realizar tal determinação, sendo que, neste caso, optaremos pela mais
141
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
simples. Nossa opção será a marcação da menor sombra produzida por uma haste
durante o dia.
Para construir tal linha iremos precisar apenas de:
•
uma haste;
•
um relógio;
•
um lápis.
Para começar, procure um local plano, com chão liso e livre da interferência
de sombras produzidas por árvores ou prédios. Encontrado o local ideal, coloque a
haste de forma que ela fique perpendicular em relação ao chão, ou seja, 90º em
relação ao solo.
Uma vez feito isso, acompanhe a sombra ao longo do dia, que é produzida
por essa haste chamada de gnômon. Por volta do meio-dia, horário oferecido pelo
nosso relógio convencional, você perceberá que o gnômon irá produzir a menor
sombra do dia. Mas fique atento, pois esse exato momento que ocorre a menor
sombra poderá variar alguns minutos a mais ou alguns minutos a menos se
comparado ao meio-dia fornecido pelo relógio convencional. Por isso sempre é bom
acompanhar a sombra entre os seguintes horários: 11 horas e 30 minutos até às 12
horas e 30 minutos, apenas por questão de segurança.
Uma vez determinada a menor sombra fornecida pelo gnômon, deve-se então
marcar com o lápis uma linha no chão partindo do centro do gnômon até a
extremidade superior da sombra que o próprio gnômon produziu. Observe na figura
1 a ilustração que se refere a essa marcação:
E é justamente através dessa linha traçada no chão que determinamos a
Linha Meridiana, ou seja, a linha norte-sul.
Para saber em que direção está o sul ou o norte, basta verificar a sombra
durante o meio-dia real, nome dado para a menor sombra do dia. Em quase todo o
Brasil e nas regiões localizadas no Hemisfério Sul, a sombra do meio-dia real estará
direcionada na grande maioria dos dias sobre o eixo Sul. Para esse fenômeno existe
exceção. Durante pouquíssimos dias de verão em determinadas regiões do
Hemisfério Sul a sombra do meio-dia real poderá ficar direcionada sobre o eixo
norte, por isso é aconselhável utilizar uma bússola para localizar o norte e sul
magnético e dessa forma encontrar com facilidade sobre a linha meridiana o ponto
cardeal sul e norte. É bom lembrar que esses pontos cardeais diferem angularmente
142
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
dos fornecidos pela bússola, mas para essa simples determinação esse simpático
aparelho poderá ser usado.
Quem reside no Hemisfério Norte irá perceber que a sombra produzida
durante o meio-dia real, em grande parte do ano, será invertida. Ou seja, enquanto
para o Hemisfério Sul vale a sombra sobre o eixo sul, para o Hemisfério Norte vale
sobre o eixo norte e, portanto, a marcação deverá ser tomada como base o eixo
norte.
Ainda em termos de orientação é possível também utilizar a constelação do
Cruzeiro do Sul ou a estrela Polaris, da constelação da Ursa Menor, dependendo da
latitude e época do ano que você irá observar.
Observe na figura 2 o desenho final da marcação da linha meridiana e seus
respectivos pontos cardeais:
CONSTRUINDO UM RELÓGIO DE SOL EQUATORIAL
Agora que já aprendemos o porquê do direcionamento dos relógios solares,
vamos construir um Relógio de Sol Equatorial. Porém, antes de construirmos nosso
relógio solar ilustrado na figura 3 é necessário separar alguns materiais. Providencie:
- Uma varinha reta como, por exemplo, um cabo de vassoura, uma cartolina,
um palito de churrasco ou canudinho, compasso, transferidor, régua, tesoura, lápis,
borracha.
Agora que você já separou seus materiais vamos começar a construção.
CONSTRUINDO AS MARCAÇÕES DAS HORAS
Vamos agora construir as marcações das horas do relógio de Sol sobre o
disco. Siga os passos com cuidado:
1) Na cartolina, faça um segmento de reta igual a 10 cm;
2) Divida esse segmento em duas partes iguais, ou seja, 5 cm de cada lado;
3) Iremos chamar esse ponto de divisão de ponto O;
4) Agora, com a ponta seca em O, construa uma circunferência de raio igual a 5 cm.
Veja na figura 4 como deve ficar:
5) Coloque o transferidor com a origem no ponto O e marque os ângulos 0o, 15o, 30º,
45º, 60º, 75º, 90º, 105º, 120º, 135º, 150º, 165º e 180º;
143
Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
6) Repita todos os itens anteriores, exatamente atrás do mesmo disquinho. Você
terá de um lado da cartolina a mesma construção realizada no outro lado.
Veja na figura 5 como deverá ficar a sua construção:
7) Na parte frontal, escreva Mostrador Austral e marque as horas iniciando às 6h
até às 18h. Para o disco no verso da cartolina escreva Mostrador Boreal e marque
as horas iniciando a partir das 18h até às 6h. Veja na figura 6 como deverá ficar sua
construção:
CONSTRUINDO O PONTEIRO DO RELÓGIO
Ao concluirmos a construção do mostrador do nosso relógio iremos começar
a construção do ponteiro.
8) Insira o palito de churrasco no centro do mostrador. Para isso, você deverá furar o
centro O utilizando uma tesoura. Nesse momento o palito de churrasco será o nosso
ponteiro;
9) A distância que o palito de churrasco terá do solo até o disquinho dependerá da
latitude. Veja na figura 7 como irá ficar a construção numa visão lateral:
10) Como tal distância entre o mostrador e o solo (d) é uma variável dependente da
latitude, fornecemos abaixo a fórmula que deverá ser usada para calcular o valor de
d demonstrado na figura 8. Dado que ϕ é a latitude do local, m o raio do mostrador
que equivale a 5 cm e d do mostrador até o solo na qual iremos determinar.
Visto que temos um triângulo retângulo, da trigonometria temos que:
tg ϕ =
cateto oposto
5
m
5
⇒ tg ϕ = ⇒ tg ϕ = ⇒ d =
cateto adjacente
tg ϕ
d
d
Assim temos a equação 1 definida por:
d=
5
tg ϕ
Equação 1. Determinação d da distância entre o mostrador e o solo.
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O valor da latitude ϕ da sua cidade pode ser encontrada facilmente na
internet. Caso você tenha alguma dificuldade em achá-la fornecemos na tabela 1
valores das latitudes para as 27 capitais do Brasil:
Capital
Latitude
em graus
(S)
Capital
Latitude em
graus (S)
Acre
9,967
Maranhão
5,550
Alagoas
9,667
Mato Grosso
15,583
Amapá
-0,033
Mato Grosso
do Sul
20,450
Amazon
as
3,113
Minas
Gerais
19,917
Rondônia
9,6
Bahia
12,983
Pará
1,450
Roraima
2,666
Ceará
3,717
Paraíba
7,117
Santa
Catarina
27,583
15,783
Paraná
25,417
São Paulo
23,533
20,317
Pernambuco
8,050
Sergipe
10,917
16,667
Piauí
5,083
Tocantis
10,421
Distrito
Federal
Espírito
Santo
Goiás
Capital
Rio de
Janeiro
Rio
Grande
do Norte
Rio
Grande
do Sul
Latitude em
graus (S)
22,900
5,783
30,033
Tabela 1. Valores das latitudes.
Vamos utilizar o exemplo do Amazonas, cuja latitude é igual a 3,113º (S).
Pela equação 1 temos que: d =
d=
5
. Se ϕ = 3,113º, então:
tg ϕ
5
5
5
=
=
= 91,93 cm
tg ϕ
tg 3,113° 0,054
Fica claro que, sendo 92 cm a distância do mostrador até o solo é inviável a
construção, pois essa distância é muito grande. Assim, para esse caso e outros
onde as latitudes estão compreendidas entre +5º (5º S) a -5º (5º N), não é indicado
esse tipo de construção, sendo aconselhável a construção do Relógio de Sol
Equatorial Armilar ou chamado também de relógio de garrafa pet tratado mais à
frente. Para latitudes compreendidas entre +5º a +10º ou -5º a -10º é indicado
diminuir o tamanho do raio do mostrador para 3 cm. E, para as demais latitudes,
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
pode-se utilizar o raio igual a 5 cm ou outros valores que julgar interessante, desde
que seja possível conceber o tamanho do ponteiro.
Apenas por curiosidade, esse tipo de relógio solar não é possível ser utilizado
nos pólos ou latitudes próximas. Isso porque, na equação 1 temos o uso da tangente
no denominador da fração, e sabemos que quanto mais próximo de 90 o o valor da
tangente tende para o infinito e por conseqüência o valor de d tende à zero,
impossibilitando a divisão. Quer um exemplo?
Imagine uma pessoa localizada numa latitude igual a 89 o. Pela equação 1
temos que:
d=
5
5
5
=
=
= 0,08 cm
tg ϕ tg 89° 57,28
Vamos supor agora que uma pessoa está localizada numa latitude igual a
89,99o, veja o resultado que teremos:
d=
5
5
5
=
=
= 0,0008 cm
tg ϕ
tg 89,99° 5729,57
A distância entre o mostrador e o solo seria menor que um milímetro! Para
suprir essa questão, pode-se utilizar um raio muito maior no mostrador, porém sua
construção será deveras complicada.
POSICIONANDO NOSSO RELÓGIO
Para concluirmos nossa atividade devemos orientar nosso Relógio de Sol
Equatorial e para isso iremos utilizar a linha meridiana, ou seja, a linha norte-sul.
Para a construção do relógio no Hemisfério Sul, o ponteiro deve acompanhar
a linha meridiana com sua parte superior apontada para o Pólo Celeste Sul.
Confira na figura 9:
O inverso ocorrerá para quem reside no Hemisfério Norte, pois o ponteiro na
sua parte superior deverá apontar para o Pólo Celeste Norte, além do mostrador que
também deverá ser invertido. Observe a figura 10.
Um detalhe interessante que devemos observar é quando ocorre o horário de
verão. Nesse período, não se esqueça que devemos atrasar uma hora nossa leitura
no relógio convencional, pois para o Sol e os relógios solares nada muda.
São muitos detalhes, mas todos fáceis de compreender e realizar.
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
Agora é só construir seu relógio de Sol e bom divertimento!
Bons céus,
Marcos Calil.
Ilustração 43: Créditos: Marcos Calil.
Figura 1. Marcação da menor sombra do dia fornecendo a linha meridiana. (figura
fora de escala).
Figura 2. Linha Meridiana e os pontos cardeais norte e sul.
Figura 3. Relógio de Sol Equatorial.
Figura 4. Circunferência de centro O.
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
Figura 5. Desenhos em ambos os lados da folha.
Figura 6. Desenhos em ambos os lados da folha para qualquer hemisfério.
Figura 7. Ponteiro e mostrador vistos de lado para o Hemisfério Sul. (Para quem
reside no Hemisfério Norte basta trocar o lado do mostrador).
Figura 8. Incógnita d a ser calculada.
Figura 9. Direção posta do Relógio de Sol Equatorial para o Hemisfério Sul.
Figura 10. Direção posta do Relógio de Sol Equatorial para o Hemisfério Norte.
Figura 11. Relógio de Sol na garrafa pet.
Figura 12. Mostrador do Relógio de Sol na garrafa pet para o Hemisfério Sul e Norte.
Figura 13. Tampa da garrafa pet.
Figura 14. A garrafa pet e o ponteiro barbante.
Figura 15. O relógio de Sol de garrafa.
Figura 16. A latitude local e a inclinação do relógio de Sol de garrafa.
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Vera Lucia Zardo Ansolin “O Estudo de Astronomia no Ensino Fundamental”.
ANEXO II - IMAGENS DA CONSTRUÇÃO DO PLANETÁRIO DE POBRE
Ilustração 44: Imagens: Vera Lucia Zardo Ansolin.
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Ilustração 45: Imagens: Vera Lucia Zardo Ansolin.
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