CADERNO TEMÁTICO DESVELANDO A ASTRONOMIA

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SECRETARIA DE ESTADO DA EDUCAÇÃO – SEED
SUPERINTENDÊNCIA DA EDUCAÇÃO
PROGRAMA DE DESENVOLVIMENTO EDUCACIONAL – PDE
MARCIA APARECIDA ROSSIERI
CADERNO TEMÁTICO
DESVELANDO A ASTRONOMIA
Uma Proposta Para o Ensino de Ciências
_____________________________________________________________________
JACAREZINHO – PR
2008
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______________________________________________________________________
SECRETARIA DE ESTADO DA EDUCAÇÃO – SEED
SUPERINTENDÊNCIA DA EDUCAÇÃO
PROGRAMA DE DESENVOLVIMENTO EDUCACIONAL – PDE
MARCIA APARECIDA ROSSIERI
DESVELANDO A ASTRONOMIA
Uma Proposta Para o Ensino de Ciências
Caderno Temático apresentado ao
Programa de Desenvolvimento
Educacional (PDE), orientado pelo
Prof.
Ms.
George
Francisco
Santiago Martin, como produção
didático-pedagógica.
____________________________________________________________________
JACAREZINHO – PR
2008
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SUMÁRIO
1. DESVELANDO A ASTRONOMIA: UMA PROPOSTA DE
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INOVAÇÃO....
2. OS GRANDES ASTRONOMOS................................................
3. AS GALÁXIAS E SUAS ESTRELAS.....................................
4. A ASTRONOMIA PLANETÁRIA................................................
5. A CORRIDA ESPACIAL............................................................
6.REFERÊNCIAS........................................................................
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1. DESVELANDO A ASTRONOMIA: UMA PROPOSTA DE INOVAÇÃO
ASTRONOMIA: UMA BUSCA DO CONHECIMENTO DO UNIVERSO.
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O QUE É ASTRONOMIA?
A Astronomia é a ciência que estuda os astros.
Astros são todos os corpos que se encontram no espaço celeste.
Portanto, a Terra e o Sol são Astros ou um corpo celeste.
Todo e qualquer conhecimento científico é obtido de um
conjunto de ciências. A Astronomia _ que faz parte da ciência denominada
Física _ estuda o Universo. Universo é o conjunto de tudo o que existe,
desde as minúsculas partículas existentes no átomo às imensas galáxias do
espaço sideral.
A Astronomia é a mais antiga entre todas as ciências. Observar
o céu estrelado tem sido muito mais que uma fonte de inspiração para o ser
humano. O movimento dos corpos celestes revela-se periódico e por isso
tem sido associado às variações do clima da Terra. Desde os tempos mais
remotos, contemplar o firmamento era como assistir ao movimento de um
imenso relógio, de extraordinária precisão, cujo mecanismo era preciso
conhecer e dominar.
Mitos sobre a Criação do Mundo
De onde provém a terra? Como se formou o Universo? Muito
antes das teorias científicas sobre a origem do mundo, todas as religiões,
todas as culturas do planeta, tinham já dado resposta a estas perguntas.
Egito: A terra surgiu do Nilo
Havia no Egito Antigo vários mitos sobre a criação, contam-se
pelo menos 10 divindades criadoras. Antes de todas as coisas não havia
senão trevas e “água primordial”, o Nun (oceano à semelhança do Nilo que
continha todos os germes da vida). Surgiu o senhor todo-poderoso Atum,
que se criou a si próprio a partir do Num, por ter pronunciado o seu próprio
nome, depois teve 2 gémeos, um filho Chu (que representava o ar seco) e
uma filha Tefnut (ar úmido). Estes separaram o céu das águas e gerou Geb –
a terra seca e Nut – o céu.
Grécia: A união do Céu e da Terra
Para os Gregos, o início da criação era o Caos, e este gerou
Érebo (a parte mais profunda dos infernos) e Nyx (à noite). Estes fizeram
nascer Éter (o ar) e Hémera (o dia). Depois Gaia (terra) tornou-se a base em
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que todas as vidas têm a sua origem. Úrano (céu) casou-se com Gaia
(terra). Todas as criaturas provêm desta união do céu e da terra (titãs,
deuses, homens).
Criação Bíblica
1º Dia – “Deus criou o Céu e a Terra”
2º Dia – “Deus fez o firmamento e separou umas águas das
outras e chamou firmamento de Céu”
3º Dia – Houve a Terra e os Mares
4º Dia – Deus separou os dias e as noites
5º Dia – Surge peixes e aves
6º Dia – Surgem outros animais. Deus cria o Homem
7º Dia – “Deus descansou”
Teoria do BIG BANG
Teoria mais aceite sobre a origem do Universo, segundo ela o
Universo teria nascido a partir de uma concentração de matéria e energia
extremamente densa e quente.
Nesse momento, ocorre uma explosão, o chamado Big Bang,
que desencadeia a expansão do Universo, depois a matéria arrefece e
passados um bilião de anos, a matéria agrega-se para formar as primeiras
galáxias.
FORMAÇÃO DO UNIVERSO
O problema da origem do Universo é antigo, talvez mesmo o
mais antigo problema filosófico com o qual o homem já se deparou.
Duas teorias contraditórias despertam a atenção da ciência em
relação à origem do universo. Onde estará a verdade?
Vejamos:
1. No princípio do universo, todo o material cósmico se
encontrava reunido num núcleo gigante que explodiu para dar origem às
estrelas: o Big Bang
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2. O universo estava, desde o princípio, tal como o vemos hoje,
e as estrelas - a sua densidade e os seus movimentos no espaço permaneceram, em média, as mesmas. Universo Eterno.
Mário Novello, famoso físico brasileiro, é um dos cientistas de
fama internacional, que se preocupa sobremaneira, com a origem e destino
do nosso universo. Seus críticos propagam a idéia de que as teorias de
Novello não eram para serem levadas a sério. Quais seriam estas idéias?
Mário Novello, partidário do Universo Eterno, apresentou a hipótese de um
modelo onde o Big Bang surgiria com o ápice de um período de colapso no
Universo Eterno. Seguir-se-ia uma fase de expansão que ocorre até hoje.
Ao olhar o céu em uma noite sem nuvens e longe das luzes da
cidade, é inevitável a sensação de vastidão do cosmos. Inúmeras luzinhas,
que hoje sabemos serem estrelas distantes. Ao observar mais atentamente,
percebemos uma faixa leitosa que atravessa o céu. Essa faixa nada mais é
que a nossa galáxia, a Via Láctea. Ela tem uma forma achatada como uma
“panqueca”, com as estrelas distribuídas em braços espirais. Ela contém
dezenas de bilhões de estrelas, nosso Sol sendo apenas uma delas,
localizado em um dos braços a uma distância do centro da galáxia
correspondente a aproximadamente 2/3 do seu raio. Quando olhamos
perpendicularmente ao plano de nossa galáxia, para cima ou para baixo da
panqueca, não vemos tantas estrelas. A faixa leitosa no nosso céu nada
mais é que a projeção de um grande número de estrelas na direção do
plano galáctico. Tal concentração de estrelas não permite a identificação
individual delas, leitosa que dá origem ao nome de nossa galáxia, que é
apenas uma entre os bilhões de galáxias que existem no nosso universo.
O que vem a ser cosmologia?
Cosmologia é a Ciência que estuda a estrutura, evolução e
composição do universo. Por Ciência, nos referimos ao uso do método
científico para criar e testar modelos; por estrutura, entenda se o
problema da forma e da reorganização da matéria no universo; por
evolução, as diferentes fases pelas quais o universo passou; por
composição, queremos saber do que é feito o universo.
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Devemos nos considerar privilegiados, pois somos a primeira
geração a ter capacidade tecnológica para estudar cientificamente o
universo, graças ao desenvolvimento de instrumentos de alta precisão,
desde os grandes telescópios dos montes Wilson e Palomar, ambos nos
Estados Unidos, ao telescópio espacial Hubble e aos satélites COBE (Cosmic
Background Explorer) e WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe). Sem
o avanço tecnológico dos últimos 50 anos, seria impossível formular e testar
teorias sobre o universo. Esses instrumentos trouxeram e alguns ainda
trazem muitas informações acerca do universo.
Paradoxalmente, ao mesmo tempo em que alcançamos um
estágio de grande conhecimento, sabemos que a maior parte do universo é
feita de algo que ainda não compreendemos: a matéria escura e a
energia escura, que abordaremos mais adiante.
Antes de discutirmos a estrutura do universo temos que
introduzir a unidade de distância apropriada a seu estudo. Quando lidamos
com o tamanho de uma sala, usamos o metro (m) como unidade. Quando
olhamos em um mapa das estradas brasileiras, a unidade mais apropriada é
o quilômetro (km). Obviamente podemos expressar a distância entre duas
cidades em unidades menores, como o centímetro, mas certamente não é
conveniente. Da mesma maneira, quando estudamos distâncias entre
objetos no universo, a unidade mais apropriada é o ano luz, definido como a
distância que a luz percorre em um ano. A velocidade da luz no vácuo é de
300 mil quilômetros por segundo e, portanto, um ano-luz equivale a cerca
de 10 trilhões de km. Outra unidade relacionada ao ano-luz e também muito
usada é o parsec, que equivale a 3,26 anos luz. Para se ter uma noção de
distâncias usando a velocidade da luz, vamos citar alguns exemplos: o
perímetro da Terra é de aproximadamente 0,1 segundo-luz; a distância da
Terra ao Sol vale cerca de oito minutos-luz; a estrela mais próxima de nós
(Alfa Centauro) está a 4,2 anos-luz, enquanto uma das galáxias mais
próximas (Andrômeda) encontra-se a cerca de 2 milhões de anos-luz. O
tamanho do universo que podemos em princípio observar é de cerca de 13
bilhões de anos-luz. É importante notar que, quando olhamos para um
objeto muito distante, estamos vendo como ele era quando emitiu a luz que
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nos chega hoje, ou seja, estamos olhando para o seu passado. Por exemplo,
a luz que observamos hoje de Andrômeda e que imprime sua imagem em
uma chapa fotográfica levou 2 milhões de anos para chegar até nós e,
portanto, mostra como era essa galáxia há 2 milhões de anos atrás.
Uma das maiores descobertas do século passado foi, sem
dúvida, o fato de que o universo está em expansão. Por muito tempo,
pensou-se que, descontado o movimento aparente das estrelas devido à
órbita da Terra ao redor do Sol, o universo seria estático, imutável. Mesmo
Einstein acreditava nisso, pois não havia evidências experimentais do
contrário. Porém, em 1929, o astrônomo norte-americano Edwin Hubble
(1889-1953) observou que as galáxias estão se afastando de nós, ou seja,
que o universo está em expansão.
Mas será então que estamos no centro do universo?
Afinal de contas todas as galáxias estão se afastando de nós!
Para responder a essa pergunta, vamos imaginar o seguinte caso, que é
análogo ao que acontece no universo: suponha que tenhamos nos
transformado
em
pessoas “chatas”
(no
sentido
de
achatadas ou
bidimensionais) ou em formigas, daquelas espécies muito pequenas.
Imaginemo-nos, agora, movendo-nos sobre a superfície de um balão de
borracha, desses comuns em festas infantis, no qual tenhamos pintado,
com uma caneta, manchas com o mesmo tamanho e formato para
representar as galáxias. Para nós, em nossa nova forma
(seres achatados ou formiguinhas), não existe nenhum ponto
privilegiado ou centro na superfície do balão. Seria a mesma coisa que nos
perguntar qual é o centro da superfície do planeta Terra. Lembre-se de que,
pelo fato de agora sermos achatados, o espaço em que podemos nos mover
é apenas a superfície curva do balão, ou seja, não temos acesso ao seu
interior. Essa analogia bi-dimensional é mais fácil de imaginar do que um
espaço curvo de três dimensões, que é o caso do nosso universo. Nessa
analogia, a expansão do universo é representada pelo enchimento do balão.
À medida que o balão enche, as galáxias (manchas) vão se afastando umas
das outras.
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De fato, formiguinhas posicionadas em cada mancha veriam
todas as outras manchas se afastando dela. Cada formiguinha pensaria que
está no centro da expansão do balão.
Mas, como já vimos, não existe um centro. Se o universo não é
estático, isto é, evolui então ele possui uma história. Podemos pensar na
evolução atual do universo como um filme. Rodando o filme de trás para
frente, percebemos que no passado as galáxias estavam mais próximas
umas das outras. Conseqüentemente houve, portanto, um momento em
que todas as galáxias estavam juntas (na verdade, as galáxias não existiam
no passado, tendo sido formadas durante a evolução do universo, a
aproximadamente 1 bilhão de anos após o início), quando o balão estaria
totalmente murcho (temos que imaginar que o balão se reduz a um ponto
nesse caso). Esse seria o instante inicial do filme, e o tempo decorrido a
partir daquele início até o presente é o que
chamamos de idade do
universo. Conhecendo-se a velocidade das galáxias e as distâncias delas até
nós, podemos estimar o tempo que elas levaram para que chegassem onde
estão hoje. Com base na teoria da relatividade geral de Einstein,
complementada com dados observacionais, foi possível chegar a uma boa
estimativa da idade do universo: cerca de 13 bilhões de anos. À medida
que rodamos o filme da história do universo ao contrário, notamos que,
como as galáxias ficam mais próximas umas das outras, o universo fica
cada vez mais denso. Também, devido a essa compressão, o universo fica
mais quente — quem já encheu um pneu de bicicleta com uma bomba
manual talvez já tenha verificado que a bomba se aquece devido à
compressão do ar. Levando essa contração ao extremo, concluímos que o
universo começou sua evolução a partir de um estado extremamente
quente e denso. Por esse motivo, a teoria que descreve essa evolução é
denominada de big bang, desenvolvida principalmente estudo da estrutura
do universo realizada pelo SDSS é feita em duas etapas: galáxias são
identificadas em imagens bi-dimensionais e, com a determinação de suas
distâncias, um mapa tri-dimensional com profundidade de 2 bilhões de anos
luz é criado. SDSS Quando esquentamos o gelo, ele derrete, formando água
e, se continuamos a esquentar a água, ela evapora.
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O gelo, a água e o vapor são diferentes fases da água. Da
mesma maneira, o universo passou por diferentes fases, dependendo de
sua temperatura em um dado momento. Lembre-se que temperatura e
densidade aumentam à medida que olhamos cada vez mais no passado do
universo. Uma das conseqüências mais interessantes é a de que, somente
depois de aproximadamente 400.000 anos após o início do universo, sua
temperatura ficou menor que alguns milhões de graus, correspondente à
energia de ligação do hidrogênio. Foi apenas depois dessa época que os
átomos puderam se formar. Antes disso o universo era um plasma de
núcleos atômicos leves (hidrogênio e hélio, principalmente) e elétrons,
fortemente acoplados pela radiação eletromagnética (luz). Assim, o
universo era opaco antes dessa época. Depois de 400.000 anos, os átomos
desses elementos leves puderam se formar e o plasma se neutralizou,
tornando o universo transparente, pois os fótons não interagem diretamente
com matéria eletricamente neutra.
Chamamos a esse fenômeno de recombinação. Ainda mais no
passado (mais próximo ao início do universo), a temperatura e densidades
eram ainda muito maiores, de modo que em seus primeiros momentos o
universo era constituído por uma “sopa” quentíssima de partículas
elementares. A teoria da relatividade geral, suplementada pela teoria da
física das partículas elementares, fornece um modelo para a evolução do
universo, o chamado Modelo Cosmológico Padrão, nome mais pomposo para
o big bang. A teoria atual mais aceita pelos cientistas é a do Big Bang
(grande explosão). No início a 10 ou 20 bilhões de anos, todo universo
estaria concentrado numa partícula única, extraordinariamente densa e
quente. Essa partícula teria sofrido uma imensa explosão _ o Big Bang _,
transformando-se numa imensa bola de gás muito quente e densa. Essa
enorme e quentíssima bola foi se expandindo, resfriando-se, fragmentandose e dando origem as galáxias. No interior das galáxias foram se formando
as estrelas, os planetas e outros corpos.
Uma
das
diferenças
entre
ciência
e
mitologia
consiste
justamente no fato de que modelos científicos devem ser verificados
experimentalmente para serem comprovados ou rejeitados. Caso nossos
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modelos não possam ser verificados, ou seja, caso eles não façam previsões
passíveis de teste, então estamos fazendo filosofia.
Concentraremos em dois desses “fósseis”, que foram decisivos
para determinar o sucesso do Modelo Cosmológico Padrão: a radiação
cosmológica de fundo e a abundância de elementos leves.
O Modelo Cosmológico Padrão descreve o universo iniciando
sua evolução a partir de um estado extremamente quente e denso. O
universo, então, se expande e esfria. O que restou hoje desse grande calor
inicial equivale a uma temperatura de apenas 270 graus Celsius negativos,
muito próxima do chamado zero absoluto de temperatura. Portanto, todo o
espaço é permeado por esse “calorzinho” ou radiação que sobrou do big
bang. Essa é uma previsão do modelo, realizada em 1948 por Gamow e
colaboradores. Pouco menos de duas décadas mais tarde, esse “eco” do big
bang foi detectado por uma grande antena de comunicação nos laboratórios
Bell, nos EUA. Hoje em dia ela representa o melhor espectro de corpo negro
já medido. O estudo experimental e teórico dessa chamada radiação
cosmológica de fundo tem sido fundamental para o desenvolvimento da
cosmologia. A radiação cosmológica de fundo é extremamente homogênea,
mas suas pequenas variações de uma parte em 10.000, detectadas no
início da década de 1990, deram origem às galáxias, estrelas e,
ultimamente, a nós.
Outro fóssil do início do universo está na presença de alguns
elementos leves, como o deutério e o hélio, formados na fornalha cósmica
que era o universo três minutos depois de seu surgimento, situação na qual
a temperatura atingia cerca de um bilhão de graus. Os outros elementos,
como nossos átomos de carbono, oxigênio, etc., foram sintetizados no
interior de estrelas, onde as altíssimas temperaturas permitem produzi-los
através de reações nucleares. Esses elementos são ejetados das estrelas
quando estas explodem em eventos chamados super novas. Esse processo
de formação de elementos é denominado nucleossíntese.
O Modelo Cosmológico Padrão prevê que aproximadamente a
quarta parte de toda a matéria do universo foi convertida em hélio.
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Cálculos sofisticados também resultam em previsões para a
abundância no universo de deutério e lítio.
Esses números foram verificados observacionalmente nos
últimos 20 anos (não é simples realizar essas medidas) e seu acordo com o
Modelo Cosmológico Padrão representam mais um sucesso a seu favor.
Do que é feito o universo?
Perguntas simples de serem formuladas geralmente possuem
respostas complexas. Por exemplo, se me perguntassem do que é feita a
mesa que estou usando para escrever esse texto poderia responder
simplesmente de que a mesa é feita de madeira. A resposta é correta, mas
pode não satisfazer totalmente a curiosidade de uma mente inquiridora.
“Mas do que é feita a madeira?”
Seria a próxima pergunta. Uma seqüência de perguntas deste
tipo nos leva rapidamente à fronteira do conhecimento científico no mundo
microscópico.
A madeira é feita de moléculas e estas são compostas de
átomos. Os átomos, apesar do nome de origem grega que significa
indivisível, são de fato formados por um núcleo pesado contendo prótons e
nêutrons e com elétrons orbitando ao seu redor. A estrutura do átomo, que
começou a ser desvendada por Lord Rutherford nos anos de 1910, é o que
geralmente aprendemos na escola. Hoje sabemos que os prótons e nêutrons
são formados por outras partículas, denominadas quarks e gluons, mas isso
não será relevante para nosso propósito. Portanto, ao invés de responder
que a mesa é feita de elétrons, quarks e gluons, aqui será suficiente
responder que a mesa é feita de átomos.
Aumentando um pouco nosso escopo, vamos atentar para o
mundo que nos cerca, como o nosso planeta.
Do que é feito o planeta Terra?
Sem dúvida, toda a diversidade de nosso planeta pode ser
reduzida a átomos.
Mas não é só isso. Por exemplo, caso não houvesse luz ao nosso
redor, não conseguiríamos enxergar nada. A luz é apenas um exemplo
particular do que chamamos de radiação eletromagnética, que abrange
13
desde a radiação de nossos fornos de microondas até os raios- X usados
para fazermos radiografias. Sabemos desde o início do século passado que
a luz é feita de uma torrente de partículas elementares denominadas fótons.
Outro ingrediente que temos ao nosso redor, mas que não notamos são
partículas de um tipo diferente produzidas em reações nucleares, como as
que ocorrem no Sol ou em reatores aqui na Terra. São os chamados
neutrinos, que interagem tão fracamente que bilhões deles podem passar
por nossos corpos sem que percebamos. Eles foram detectados apenas na
década de 1950, com o desenvolvimento dos primeiros reatores nucleares
para geração de eletricidade. Podemos então responder simplificadamente
A radiação cosmológica de fundo é extremamente homogênea, mas suas
pequenas variações de uma parte em 10.000, detectadas no início da
década de 1990, deram origem às galáxias, estrelas e, ultimamente, a nós
Núcleos atômicos, como o carbono e ferro, também foram (e são)
sintetizados através de reações nucleares no interior de estrelas e ejetados
quando estas explodem em eventos chamados super novas. Esse processo
de formação de elementos químicos é denominado nucleossíntese Para
galáxias, a massa como função do raio inicialmente cresce com M(r) 3, o
que implica em (assumimos uma densidade constante por simplicidade) até
sua borda (onde não deveria haver mais muita matéria) e depois
permanece constante. Portanto, a curva de rotação em uma galáxia deveria
inicialmente aumentar linearmente e depois decrescer com o inverso da raiz
quadrada da distância. Porém, onde a curva de rotação permanece
praticamente constante mesmo para distâncias maiores que a borda visível
da galáxia. Esse comportamento indica que a massa da galáxia cresce com
M(r)
r além da borda visível da galáxia, indicando a presença de matéria
escura. Essa matéria escura estaria presente em um halo invisível
esfericamente simétrico ao redor da galáxia.
Existem muitas outras evidências da existência de matéria
escura: dinâmica de galáxias em aglomerados de galáxias, efeitos de lentes
gravitacionais, efeitos na curvatura do universo e outros.
Vamos agora iniciar nossa tentativa de responder à pergunta:
do que é feito o universo? Primeiramente, temos que enfatizar algo óbvio: o
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universo é muito grande. Como podemos tentar responder a essa pergunta
se nunca conseguimos sequer enviar espaçonaves para as redondezas do
nosso sistema solar? Certamente temos que inferir a composição do
universo a partir de observações realizadas por instrumentos aqui na Terra
ou em sua órbita. Como primeira tentativa, poderíamos pensar que o
universo é feito das mesmas coisas que estão no nosso planeta: átomos,
fótons e neutrinos. De fato, por muitos anos esse foi o paradigma científico.
Esse paradigma começou a ruir quando observações iniciadas na década de
1930 pelo astrônomo suíço Fritz Zwicky, realizadas no observatório
americano do Monte Wilson, mostraram que o peso das galáxias (ou, mais
precisamente, a quantidade de massa), é cerca de 100 vezes maior que o
de todas as estrelas da galáxia somadas. Portanto, existe na galáxia um tipo
de matéria que não irradia luz, que ficou conhecida pelo nome de matéria
escura (matéria transparente seria mais apropriada). Na década de 1970,
avanços em cosmologia mostraram como calcular a quantidade de átomos
de elementos leves, como o hélio e o deutério, que teriam sido produzidos
nos três primeiros minutos do universo. Para explicar as quantidades
observadas desses elementos leves em galáxias distantes, apenas uma
fração muito pequena do universo, aproximadamente 5%, seria composta
de átomos. Uma fração ainda muito menor corresponderia a fótons e
neutrinos. Portanto, a maior parte do universo não é feito do mesmo
material que nós somos feitos, de átomos. Mas então qual a composição
dos outros 95% do universo?
Não temos ainda uma resposta definitiva. Chegamos à fronteira
do conhecimento macroscópico. A presença de matéria escura se estende
muito além das estrelas e poeira que formam a matéria visível e que
identificamos, efetivamente, como nossa galáxia. A matéria escura na
realidade
é
invisível,
mas
suas
propriedades
são
determinadas
indiretamente através de seu efeito gravitacional no movimento das
estrelas e nuvens de gás da galáxia.
A Idade do Universo
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Fizemos anteriormente uma determinação da idade do Universo
fazendo uma suposição de que a expansão do Universo teve velocidade
constante do passado até o Universo atual. Só que agora sabemos que isto
não é verdade. Os efeitos da gravidade desaceleram a expansão. Não
importa qual modelo de Universo escolhemos, é sempre correto dizer que o
Universo se expandia mais rapidamente no passado do que agora. A
suposição de que o Universo se expandiu com velocidade constante deve
nos ter levado a uma estimativa de idade do Universo que é maior do que a
idade real. O Universo deve ser mais jovem que 13 bilhões de anos (o
valor determinado anteriormente). Quão mais jovem depende de quanta
desaceleração ocorreu.
2. OS GRANDES ASTRONOMOS
A visão que hoje temos do Sistema Solar não é a mesma de
anos atrás. E não é preciso recordar a Antiguidade dos orientais e dos
gregos, ou os séculos de Ptolomeu, Copérnico, Galileu e Kepler. Quem tem
mais de 25 anos nasceu numa época em que se acreditava que Saturno era
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o único planeta com anéis, pois foi apenas em março de 1977 que os anéis
de Urano foram descobertos, seguidos pelos de Júpiter, em 1979, e os de
Netuno,
em
1989.
Nosso
sistema planetário vem
se
modificando
continuamente desde sua formação – e os nossos conhecimentos sobre ele
vêm se aprimorando rapidamente, no ritmo das descobertas.
Os antigos observavam a existência de estrelas fixas e estrelas
viajantes que caminhavam de modo errante, tempos para frente e tempos
para trás. Por que este fenômeno acontecia? Porque a forma da Lua era
variável? Porque o Sol permanecia mais tempo no céu no verão e menos
tempo no inverno (em algumas regiões desaparecendo por meses)? As
respostas a essas perguntas que nos levaram à compreensão do Universo. A
grande pista para essa compreensão foi à regularidade dos fenômenos
observados: os dias e as noites, as fases da Lua, a movimentação das
estrelas errantes (planetas), viajando através das outras estrelas fixas. Os
observadores concluíram que os corpos celestes se organizam de alguma
forma.
Os astros sempre foram motivo de observação e estudo para o
homem. Astecas,
chineses,
indianos
e
outras
civilizações como a
Mesopotâmia, e povos como os gregos e os árabes registraram ao longo da
história diversos eventos celestes, como eclipses solares e lunares e
efetuaram medidas dos astros e de suas órbitas principalmente com o
objetivo de manter calendários precisos. Os dois maiores astrônomos da
antigüidade foram Hiparco e Ptolomeu. Estas primeiras observações
astronômicas eram feitas totalmente a olho nu e, portanto, limitadas. A
invenção do telescópio deu maior impulso à observação do céu.
O telescópio tem uma origem controversa, sendo sua invenção
geralmente atribuída a
Hans Lippershey,
um fabricante de lentes
neerlandês, em 1608. Em 1609, o astrônomo italiano Galileo Galilei
apresentou um dos primeiros telescópios registrados pela história (uma
"luneta") e dele obteve diversas observações astronômicas que o levaram a
confirmar o sistema heliocêntrico de Copérnico. As observações de Galileu
incluíram a descoberta das manchas solares, do relevo lunar e dos satélites
de Júpiter, entre outras importantes descobertas.
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Tentando explicar esses fenômenos surgiram os dois grandes
modelos historicamente construídos: o modelo geocêntrico, tendo por
defensor de destaque Ptolomeu e o modelo heliocêntrico de Copérnico.
O modelo Geocêntrico
No início da era cristã, Cláudio Ptolomeu aperfeiçoou o modelo
geocêntrico proposto por pensadores pré-socráticos, segundo o qual a Terra
ocuparia o centro do universo e o Sol, assim como todos os planetas e a
Lua, girariam em torno dela (naquela época eram conhecidos Mercúrio,
Vênus, Marte, Júpiter e Saturno). As órbitas do Sol e da Lua representavam
círculos perfeitos, enquanto os planetas descreviam uma órbita mais
complexa, apresentando pequenos círculos chamados epiciclos, cujo centro
se moveria num circulo maior em torno da Terra. Fechando o conjunto,
haveria uma grande esfera, na qual as estrelas fixas estariam incrustadas.
Modelo geocêntrico: Terra, Lua, Mercúrio, Vênus, Sol, Marte,
Júpiter, Saturno e as estrelas fixas, nesta ordem.
Os pequenos círculos (epiciclos) que os planetas descreveriam
em torno de círculo maior (deferente), explicariam a ida e vinda dos
planetas em determinadas épocas do ano. Existem algumas evidências que
podem comprovar o conhecimento a olho nu dos planetas mencionados, por
exemplo, no livro sagrado, a Bíblia, está escrito em José 10:13 “e o Sol se
deteve e a Lua parou... o Sol pois se deteve no meio do céu”, ou seja, José
orou e o Sol parou. Pela lógica, só poderia parar algo que estivesse em
movimento, se o Sol parou é porque estaria se movendo em relação à Terra,
a qual se encontra parada. Outra evidência considerada seria o fato de o
próprio Sol nascer a leste, caminhar em trajetória circular até ficar a pino e
depois se por a oeste. Ptolomeu propôs, ainda, outro exemplo que
comprovaria o repouso da Terra: se soltarmos uma pedra do alto de um
edifício ela cai no pé do edifício, diferentemente do que seria esperado,
segundo ele, pois, se a Terra se movesse, o edifício se afastaria com ela e a
pedra cairia longe dele.
Mas o argumento mais forte do geocentrismo, após o século
XIII, seria de natureza religiosa (e, portanto, política, já que a influência
política do clero perdurou por séculos): Deus habitara o centro do Universo;
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Cristo, o filho do próprio Deus, habitou a Terra; o homem, feito à imagem e
semelhança de Deus, habitaria o centro do Universo e, conseqüentemente,
este centro seria a Terra (a morada do homem), tornando os demais astros,
as estrelas, por exemplo, apenas como enfeites, sendo imutáveis.
O Modelo Heliocêntrico
O primeiro modelo pensado, por Aristarco de Samos, propunha
que a Terra giraria em torno do Sol, em relação a um eixo central. Com essa
suposição, ele explicou o ciclo das estações do ano e também a seqüência
de dia e noite. Com argumentos de trigonometria, estimou a distância da
Terra a Lua e o espaço que separa a Terra e o Sol. Na época do
renascimento, a produção de vidro, que levaria à produção de lentes e às
futuras montagens de óculos para leitura e do micro-telescópio, já ocorria
com significativo domínio. Neste ambiente de transformação rápida, que
Copérnico revisitou Aristarco e propôs sete axiomas principais para
sustentar sua teoria:
*Nem toda es
*
fera celeste gira em torno de um único centro.
O centro da Terra não é o centro do Universo, mas apenas o
da gravidade e órbita da Lua.
*
Todas as esferas giram em torno do Sol; conseqüentemente,
o Sol é o centro do Universo.
*A
distância das estrelas fixas é tão imensa, em comparação
à da Terra ao Sol, que esta é insignificante.
*
Os movimentos que aparecem no firmamento não provêem
do firmamento e sim da Terra, que a cada dia gira em torno do seu próprio
eixo.
*6-
O que nos parece o movimento do Sol não é outro se não
o movimento da Terra que, como os outros planetas, giram em torno dele.
*7-
Os movimentos aparentemente retrógrados dos planetas
devem-se apenas ao movimento da Terra que basta para explicar todos os
movimentos irregulares no céu.
A obra de Copérnico atinge não apenas os dogmas científicos,
mas também religiosos. Em 1600, Giordano Bruno havia defendido a
doutrina de Copérnico, bem como as idéias de que o universo infinito e
19
Eterno, e o Sol e uma estrela como as outras. Foi queimado em Roma, por
ordem da igreja, acusado de heresia, teve a boca pregada para “não
blasfemar”. Seu comentário final no julgamento foi: “Espero vossa sentença
com menos medo do que a promulgas. Chegará um tempo em que todos
verão o que eu vejo”. Antes de sua morte, a solução do enigma da órbita de
Marte, enunciado nos apontamentos precisos de Tycho Brahe começou a ser
encontrada.
Havia um problema na descrição do caminho teórico dos
planetas (com base no circulo perfeito) estabelecida por Aristóteles, a qual
não combinava com as observações. Após anos de árduo trabalho, Johannes
Kepler, discípulo de Brahe, conseguiu mostra que, corrigindo a teoria de
Copérnico no sentido de dar ao Sol a posição central, a órbita elíptica se
mostrou em melhor de acordo com a experiência.
Kepler pode formular suas três leis do movimento planetário:
1. As órbitas dos planetas são elípticas e o Sol se localiza num
dos focos;
2. O raio imaginário que liga o Sol a qualquer planeta varre
áreas iguais em tempos iguais.
3. O quadrado do período de revolução (T 2 ) de cada planeta
em torno do Sol e proporcional ao cubo da distancia do semi -eixo maior
desse planeta ao Sol. No ano de 1609, data especial para astronomia não só
pela publicação da astronomia nova, mas também porque pela primeira
vez, um homem aponta uma luneta para o céu. Seu nome é Galileu Galilei,
contemporâneo de Kepler. Ele observou que o céu também é mutável. Em
Janeiro de 1610, quando Galileu apontou a luneta para o céu, observou o
corpo esbranquiçado da Via - Láctea, a galáxia que contém o nosso sistema
solar, revelando um amontoado de estrelas nunca antes observado pelo
olho humano. Por volta de sete horas da manhã, em fevereiro de 1610,
observou três pálidas estrelas em volta do corpo de Júpiter. Na noite
seguinte, descobriu espantado, que mudaram de posição. Compreendeu,
então, que não são estrelas fixas como Aristóteles havia ensinado. No dia
seguinte o céu estava nublado, mas em 10 de fevereiro só enxergavam-se
duas estrelas. No dia seguinte, elas eram quatros.
20
Ao final de dois meses, ele registraria: “A experiência sensível
mostra, agora, que quatros estrelas errantes giram em torno de Júpiter,
como a Lua em torno da Terra, e todas junto com Júpiter e num período de
12 anos em torno do Sol numa grande revolução”. De Júpiter, Galileu passou
para Saturno e Vênus, constatando que os planetas recebem luz do Sol, não
têm luz própria. Ao observar Vênus com seu telescópio, Galileu fez outra
importante descoberta: observou que Vênus apresenta fases, como a Lua.
As suas observações também contradizem o modelo de Ptolomeu, segundo
o qual a órbita de Vênus deveria ser um epiciclo inteiramente contido entre
o Sol e a Terra, que levaria Vênus a aparecer sempre da mesma forma,
como um crescente iluminado (sem fases).
O homem, que sempre se tinha considerado como rei da
criação, viu-se subitamente vivendo em um planeta secundário, que
revolvia em torno de um sol muitíssimo maior. Uma idéia tão revolucionária
devia ter provocado uma grande agitação nas mentes dos homens de
pensamento. Bastante estranhamente, não causou quase nenhuma. O
sistema mundial de Copérnico foi considerado essencialmente como um
método inteligente de reduzir oitenta círculos a trinta e quatro. Não
obstante, a pouca atenção que se deu a ele durante a geração seguinte foi,
de modo geral, amistosa. Embora os luteranos, a partir de Lutero, tivessem
detestado o livro desde o princípio, a maior parte da cristandade tinha-se
conservado em atitude reservada, pelo menos. É até mesmo possível que a
cristandade tivesse absorvido eventualmente o conceito da Terra em
movimento de Copérnico, exatamente como tinha aceito anteriormente a
Terra esférica de Aristóteles. Mas não devia ser assim tão simples. Um
monge renegado de nome Giordano Bruno (1574-1600) abriu os olhos da
Igreja para as perigosas implicações da teoria de Copérnico, e um Galileu
desprovido de tato fechou a questão completamente.
Tycho Brahe
Tycho Brahe nasceu em 14 de dezembro de 1546 na cidade de
Skane, Dinamarca. Primogênito de uma família nobre foi criado pelo tio, do
qual também herdaria grande fortuna. Ainda muito jovem foi estudar Direito
e Filosofia na Universidade de Copenhague. Foi quando presenciou um
21
eclipse parcial do Sol e ficou impressionado com a precisão da previsão
matemática
do
fenômeno.
O fato de que o movimento dos astros poderia ser tão bem determinado, a
ponto
de
sabermos
suas
posições
relativas
num
dado
momento,
entusiasmou Tycho. Com apenas 16 anos seu tio o mandou para Leipzig, na
Alemanha, para continuar seus estudos de direito. Mas já era tarde. Tycho
estava maravilhado pela Astronomia. Comprava livros, instrumentos e
passava a noite observando o céu.
Supernova: Uma noite, em 17 de agosto de 1563, descobriu que
as efemérides de sua época estavam erradas em vários dias na previsão de
uma aproximação aparente entre Júpiter e Saturno. Assim, decidiu ele
mesmo
compilar
tabelas
mais
acuradas
a
partir
de
observações
sistemáticas e mais precisas das posições dos planetas por um longo
período de tempo.
No dia 11 de novembro de 1572 Tyhco teria o privilégio de
contemplar um evento celeste que o deixaria ainda mais maravilhado: a
explosão de uma super nova, uma estrela de grande massa que ao morrer
emite um pulso de luz de curta duração (em comparação com seu tempo de
brilho), porém de grande intensidade. Maior que o brilho de todas as
estrelas da galáxia juntas.
O dinamarquês Tycho Brahe nasceu exatamente três anos após
a morte de Copérnico. Enquanto Copérnico foi um teórico competente,
Tycho Brahe foi um observador astronômico extremamente competente e
preciso talvez o maior de todos os tempos. Ele ganhou de Frederico II da
Dinamarca um observatório localizado em uma ilha, Uraniborg, e equipou-o
com instrumentos aperfeiçoados pelas melhores técnicas do tempo.
Durante 10 anos em Uraniborg, e mais tarde em Praga-onde ganhou a
companhia de Kepler, reuniu as medidas astronômicas mais extensas e
precisas que jamais tinham sido conseguidas. Suas observações sobre os
planetas foram as mais importantes de todas, devido ao papel que
desempenharam mais tarde nas mãos de Kepler. Mas antes que Kepler
tivesse tempo para completar seu trabalho, Bruno conseguiu lançar a
opinião religiosa contra o Sistema Mundial de Copérnico.
22
As Leis de Kepler simplificam a Astronomia
Johannes Kepler (1571-1628), teve origem humilde. Nasceu na
Alemanha em 1571 e ainda muito jovem foi enviado a um seminário
protestante cujo objetivo era criar barreiras teológicas contra o avanço da
poderosa Igreja Católica Romana.
Sua curiosidade, contudo, foi sempre maior que o temor a Deus
que se inspira em lugares assim. O Deus de Kepler era o poder criador do
Universo. Kepler ajudaria a Europa a livrar-se da reclusão do pensamento
medieval. Ele teria um vislumbre da mente de Deus.
As três leis do céu: quase em desespero, Kepler tentou a elipse,
figura explicada pela primeira vez em manuscritos de Apolônio de Perga, na
famosa Biblioteca de Alexandria. “Ah, que bobo tenho sido!” Exclamou
Kepler em suas anotações.
Seu trabalho assinala o nascimento da ASTRONOMIA moderna.
A elipse, afinal, se ajustou maravilhosamente as observações de
Tycho. Kepler descobriu que a órbita de Marte em volta do Sol era uma
elipse e não um círculo. Assim como a dos outros planetas – embora a
maioria elipses bem menos esticadas, isto é, quase círculos aos olhos de um
observador desatento.
Kepler foi mais longe. Percebeu que numa órbita elíptica um
planeta aumenta a sua velocidade quando se aproxima do Sol, diminuindo
quando se afasta algo que também está de acordo com as observações
práticas e se tornaria a Primeira Lei do Movimento Planetário – ou a Primeira
Lei de Kepler: os planetas se movem em torno do Sol em órbitas elípticas,
com o Sol num dos focos da elipse.
Johann Kepler foi o primeiro cientista a utilizar métodos
matemáticos para descobrir as leis do movimento planetário. Acreditava
firmemente em Copérnico e passou grande parte de sua vida procurando
uma lei simples que explicasse os movimentos do sistema solar. Por volta
de 1618, utilizando as observações astronômicas precisas de Tycho Brahe,
tinha publicado as três leis que se tornaram os princípios orientadores da
moderna astronomia.
23
As três leis de Kepler foram confirmadas por incontáveis
observações. Sabemos agora que não são absolutamente exatas, mas são
quase tão perfeitas que nem o mínimo erro foi encontrado nelas por mais
de duzentos anos. Os oitenta círculos de Ptolomeu, que Copérnico havia
reduzido para trinta e quatro, tinham sido agora substituídos por sete
elipses. A exigência pitagoriana de simplicidade e elegância matemáticas
tinha finalmente sido satisfeita.
O Universo Infinito
Giordano Bruno nasceu perto de Nápoles, Itália, em 1547,
tornando-se religioso dominicano na idade de 15 anos. Era agressivo,
independente e intolerante, e causa de muitos aborrecimentos para seus
superiores. Sob suspeita de heresia, deixou a Itália e passou a ensinar em
diversas Universidades da França, Alemanha, Suíça, e finalmente, em
Londres, em 1583. Ali publicou três livretos, um dos quais — Dell'infinito
Universo e Mondí (“Do Universo Infinito e dos Mundos”) causou todo o
problema. Segundo sua crença, que Deus é infinito em todos os sentidos,
Bruno sentiu que não devia haver nada que fosse finito em seu universo.
Escreveu ele que “há uma interminável quantidade de mundos particulares,
semelhantes a esta terra; como os pitagóricos, considero-a como uma
estrela, e semelhantes a ela são a Lua, os planetas e as outras estrelas, cujo
número é infinito, e todos esses corpos são mundos”. Explicou também que
cada mundo tem seu próprio sol, em torno do qual gira. Expandindo as
idéias de Copérnico, Bruno não somente tirou a Terra do centro do universo,
como também o Sol, porque como o universo é infinito, nenhum corpo pode
ser considerado apropriadamente como localizado em seu centro ou em sua
periferia. Todos os planetas que circulavam em torno de todos os sóis eram
igualmente importantes aos olhos de Deus, e algumas vezes ele pensava
que eles eram o próprio Deus.
Em 1593 Bruno cometeu o erro fantástico de regressar à Itália.
Sua presença foi logo descoberta pela Inquisição — um tribunal religioso
que tinha jurisdição sobre assuntos eclesiásticos — e ele foi preso. Após
sete anos de prisão, foi julgado por uma série de acusações e considerado
culpado. A sentença foi a punição “com toda clemência possível, e sem
24
derramamento de sangue”. Estas palavras suaves significaram, na prática,
que Bruno foi queimado vivo em uma fogueira.
E importante lembrar que as opiniões de Bruno não se
baseavam na observação. Sua contribuição foi de natureza filosófica, e não
um sistema científico. Não obstante, algumas de suas idéias persistiram
após sua morte e eventualmente encontraram compreensão em tempos
mais racionais.
Galileu e a Inquisição
A despeito da precisão e da simplicidade das leis de Kepler, a
noção de uma Terra em movimento ainda devia receber outro golpe. Logo
que Galileu fabricou seu primeiro telescópio em 1609, apontou-o para o céu
e começou afazer descoberta após descoberta, com incrível rapidez.
Virando-o para a Lua, encontrou montanhas e outras irregularidades,
mostrando que era um mundo semelhante à Terra. Em seguida, dirigiu seu
telescópio para as constelações e descobriu “uma multidão de outras
estrelas, tão numerosas que era quase inacreditável”. Bruno tivera razão,
afinal de contas. “A galáxia é... uma massa de inumeráveis estrelas,
plantadas juntas em enormes aglomerados.” Também Copérnico estivera
provavelmente certo, porque Júpiter e suas luas formavam um sistema solar
em miniatura, traçado de acordo com suas idéias. Observando Vênus,
Galileu viu que ele passa por fases exatamente como as da Lua, o que era
uma confirmação direta da teoria de Copérnico.
O sistema ptolemaico requeria que Vênus nunca mostrasse
mais do que um semicírculo de superfície iluminada voltado na direção da
Terra. O sistema de Copérnico previa exatamente a seqüência de fases que
Galileu havia visto. Esta única descoberta provou que Copérnico tivera
razão, para
todos
que
acreditavam
na
evidência
de
seus
olhos.
Aproximadamente ao mesmo tempo, Galileu descobriu os anéis de Saturno,
mas interpretou-os incorretamente como “três esferas que quase se
tocam”. Descobriu também pontos negros que se moviam na superfície do
Sol, embora outros igualmente os percebessem mais ou menos ao mesmo
tempo. Essas manchas do Sol provam que ele gira em torno de seu eixo, e
25
seu período de rotação pode ser determinado pelo deslocamento das
manchas.
3. AS GALÁXIAS E SUAS ESTRELAS
O Universo está povoado de sistemas estelares denominados
Galáxias. No céu noturno, aparecem como manchas esbranquiçadas e
difusas, com bilhões e bilhões de estrelas, poeira e gás.
26
As galáxias geralmente recebem o nome da constelação onde
são observadas. Assim, existem as Galáxias de Andrômeda, de Órion, de
Câncer etc.
O nosso Sol, com sua família planetária, fazem parte da galáxia
denominada VIA-LÁCTEA. Todas as estrelas que observamos no céu e a faixa
esbranquiçada que atravessa a abóboda celeste constituem a VIA-LÁCTEA.
Esse nome foi dado pelos romanos e significa “caminho branco como o
leite”.
A forma de nossa galáxia é de uma espiral achatada. De um
extremo ao outro, a VIA-LÁCTEA mede cerca de 100 mil anos-luz.
O ano-luz é uma unidade de medida astronômica que
compreende a distância percorrida pela luz, em um ano, com velocidade de
300 mil quilômetros por segundo, então um ano-luz é igual a: 300 000 x 31
536 000, ou seja, 9 461 000 000 000 de quilômetros. (Leia: nove trilhões
quatrocentos e sessenta e um bilhões de quilômetros.) assim, calcula-se
que a distância do sol ao centro da VIA-LÁCTEA é de 26 000 anos-luz.
Existem três tipos de galáxias: elípticas (E), espirais (S) e
irregulares (Ir). Das espirais, há três subtipos: As, Sb e Sc segundo o
tamanho relativo do núcleo.
Nas galáxias elípticas, já não há mais criação de estrelas. Nas
espirais, há 10 bilhões de anos a formação estelar vem caindo. Somente nas
galáxias irregulares, o aparecimento de estrelas se mantém quase
constante.
27
Via Láctea
Os astrônomos não são donos das estrelas. Ninguém é. Porém,
ao descobrir um corpo celeste (como um planeta, cometa ou asteróide) é
possível sugerir-lhe um nome. Isso já ocorreu várias vezes, nem sempre
com bom senso, como no célebre caso de Urano, batizado inicialmente de
Jorge!
Thomas Bopp e o telescópio que ele mesmo construiu e usava
quando achou um novo cometa.
Todos os anos, pessoas que estudam os céus (profissionais ou
não) descobrem novos corpos celestes e, particularmente no caso dos
cometas, é comum que recebam o nome de seus descobridores.
É o caso do cometa Hale-Bopp, por exemplo, denominação que
faz jus a Alan Hale (um astrônomo profissional) e Thomas Bopp (um
astrônomo amador), que dividiram os créditos pelo achado.
28
Ou do cometa Juels-Holvorcem, descoberto na noite de 28 de
dezembro de 2002 pelo brasileiro Paulo Holvorcem com ajuda do colega
norte-americano Charles Juels.
Esse astro entrou para a história da Astronomia como sendo o
primeiro que leva o nome de um brasileiro nato. Cometas e asteróides
ocasionalmente recebem nomes de pessoas. Mas saiba desde já: não se dá
nomes de pessoas a estrelas.
A maioria das estrelas brilhantes recebeu nomes há centenas
de anos. Nomes originários do folclore e mitologia de gregos, árabes etc. As
estrelas de brilho muito fraco – maioria no céu – recebem hoje apenas
“nomes de catálogo”, que são designações com letras e números. Por isso
há tantas estrelas sem um nome próprio.
Os Astrônomos classificam as estrelas de diversas maneiras
baseados em critérios como brilho aparente, tamanho e cor.
O brilho aparente das estrelas é o brilho que observamos no
céu, à noite. Para classificar as estrelas pelo brilho, os astrônomos uma
unidade chamada magnitude.
A magnitude corresponde à intensidade de luz recebida do
astro, e seus valores são expressos por números. Para os astrônomos, os
valores maiores indicam brilho menor. Assim, uma estrela com magnitude
1,0 é mais brilhante do que outra com magnitude 4,0, por exemplo.
Então, quanto mais baixo o valor da magnitude, mais brilhante;
quanto mais alto o valor da magnitude, menos brilhante.
Entretanto, as estrelas que estão no céu não possuem um
mesmo brilho. E, para resolver este problema, na antigüidade foi
estabelecido um conceito de magnitude, cujo brilho da estrela é
representado por um número. Quanto mais alto é este número, menos
brilhante é a estrela, e quanto mais baixo, mais brilhante é a estrela.
O que a gente observa aqui na Terra é só um conceito aparente
de Magnitude, já que as estrelas não estão dispostas a uma mesma
distância do planeta; por exemplo, se duas estrelas, com o mesmo brilho,
estiverem em distâncias diferentes em relação ao observador, ele vai
perceber que a estrela mais próxima terá menor magnitude aparente (isto
29
é, será mais brilhante), e a que estiver mais distante terá maior magnitude
aparente, ou será menos brilhante.
A forma com que se mede a posição das estrelas no céu é
diferente da maneira que utilizamos para medir a extensão de objetos aqui
na superfície. Admitindo que o céu comporta-se como uma semi-esfera
celeste, os objetos são medidos através de posições angulares no céu. Por
exemplo: entre o ponto mais próximo do horizonte e ponto mais alto sobre a
nossa cabeça (zênite), está um ângulo de 90º; e, para observar todos os
pontos no horizonte, é necessário darmos uma volta em torno de nós
mesmos, ou então girar em 360º.
• Sírius: segunda estrela mais brilhante do céu.
• Híades e Plêiades, nebulosas localizadas na constelação do Touro.
Dentro dessas nebulosas, existem estrelas que foram criadas
recentemente, comparando com a idade de outras estrelas.
• Triângulo de Inverno: nome dado ao triângulo formado por Sírius,
Prócion e Betelgeuse, que costuma aparecer no período de Inverno no
Hemisfério Norte e Verão no Hemisfério Sul.
• Diferença entre o Cruzeiro do Sul e o Falso Cruzeiro: O Cruzeiro do Sul
possui uma estrela localizada próxima ao centro da cruz (Intrometida),
e a constelação também sempre está apontando seu eixo maior em
direção ao Pólo Sul Celeste.
• α Cen: Segunda estrela mais próxima da Terra. Sua distância é de,
aproximadamente 4,5 Anos-Luz
• Popularmente, a Constelação do Sagitário é também conhecida como
a constelação do “Bule de Chá”, pois a disposição das estrelas lembra
um bule de chá.
• Triângulo de Verão: nome dado ao triângulo formado por Vega, Deneb
e Altair, que costuma aparecer no período de Verão no Hemisfério
Norte e inverno no Hemisfério Sul.
• O Quadrado de Pégaso também pode ser utilizado para orientação, já
que cada lado do quadrado indica a direção dos Pontos Cardeais.
Estrelas mais brilhante do nosso céu:
NOME
MAGNITUDE
30
Sírius
Canopus
Próxima
Vega
capella
Arcturus
-1,58
-0,86
0,06
0,14
0,21
0,24
A fonte de energia de uma estrela, Sol, por exemplo, está nela
própria. O hidrogênio nela presente se transforma em gás denominado
hélio, através de um processo chamado fusão nuclear. Durante esse
processo ocorre liberação de energia, que passa para o espaço em forma
principalmente de luz e calor.
A energia liberada pelo sol equivale à eletricidade que seria
gerada por 10 bilhões de hidrelétricas do porte de Itaipu.
As estrelas também podem ser classificadas pelo tamanho.
Muitas são bem maiores que o Sol, como Antares, Betelgeuse, Aldebaran,
Arcturus etc.
Os astrônomos dividem as estrelas de acordo com o tamanho
em 4 grupos principais: as supergigantes (Antares, Betelgeuse), as gigantes
(Aldebaran, Arcturus e Capella), as estrelas de tamanho médio ( Sol, Veja e
Sirius) e as anãs ( muitas vezes são menores que a Terra)
Além do brilho e do
tamanho, as estrelas podem ser
identificadas
pelas
cores:
branca, azul, verde, amarela,
laranja e vermelha. Essas cores
estão
relacionadas
com
a
temperatura da superfície das
estrelas e com a sua idade.
Assim,
as
temperatura
estrelas
mais
alta
com
são
azuis; as estrelas menos quentes são brancas; as de temperatura média são
amarelas; e as mais frias são avermelhadas. O Sol, por exemplo, é uma
estrela amarelada: sua temperatura é média.
31
COR
TEMPERATURA
IDADE
EXEMPLO
VERMELHA
LARANJA
AMARELA
BRANCA
AZUL
NA SUPERFÍCIE
3.000ºC
4.000ºC
6.000ºC
11.000ºC
25.000ºC
VELHA
VELHA
ADULTA
JOVEM
JOVEM
BETELGEUSE
ARCTURUS
SOL
SIRIUS
SPICA
• No passado:
Sobre Constelações
-Estrelas formando desenhos
-Objetos e cenas do cotidiano
-Figuras mitológicas
• Utilização:
-Orientação geográfica
-Agricultura
-Estações do ano
Voltando no tempo, pode-se dizer que, no passado, as
constelações foram um conjunto de estrelas cujos desenhos representavam
objetos e/ou cenas do dia-a-dia e de figuras mitológicas.
As constelações tinham como principais utilidades orientação
geográfica (por exemplo, nas Grandes Navegações), sem contar que eram
usadas como referências de marcação de tempo; isto é, para alguns povos,
a aparição de certas constelações determinava os períodos de plantio e
colheita de alimentos.
Basicamente, pelo conceito atual, as constelações são regiões
do céu que são representadas pelos desenhos formados pelas estrelas
destas. Esta definição foi estabelecida pela União Astronômica Internacional
em 1930, que também constituiu que o céu em volta do planeta seria
constituído por 88 constelações.
32
Uma forma para ajudar a identificar as constelações é imaginar
o céu uma semi-esfera que rodeia o observador, e que nela estão
incrustadas as estrelas que conseguimos observar: está aí o conceito de
esfera celeste.
Para ter um mapeamento das constelações, foram criadas as
cartas celestes, que são uma espécie de mapa, mas representando todo o
céu que estava contido na Esfera celeste.
33
Entretanto, as cartas celestes podem mostrar tanto um céu de
uma determinada época ou então do ano todo. Já o Planisfério é um pouco
mais específico, pois ele indica como será o céu em uma época específica
(com precisão de data e hora) do ano. E esta época pode ser alterada com a
ajuda das guias que estão em torno do planisfério.
Quando Carl Sagan, ainda criança, ganhou seu primeiro cartão
de empréstimo de uma biblioteca, correu para pedir um livro sobre estrelas.
Ele mesmo conta que lhe deram um cheio de retratos de homens e
mulheres, com nomes como Clark Gable e Jean Harlow. Eram estrelas de
Hollywood.
Quando finalmente obteve o livro certo, ficou surpreso ao
descobrir que as estrelas eram sóis distantes. Ele descobriu que o Sol
também era uma estrela, só que estava mais perto, e que a Terra era um
planeta girando em volta do Sol.
A pergunta “o que são estrelas?” está em cada um de nós –
desde criança. Gostamos comparar estrelas com coisas terrenas, como
lugares e principalmente pessoas. Adoramos quando alguém diz que somos
pedacinhos delas. Faz parte da nossa necessidade de se sentir integrado ao
Cosmos – como de fato estamos.
Vamos revelar a “vida e a intimidade” da Estrelas – como,
afinal, todos nós gostamos de saber.
ANTARES, a Dama de Vermelho:
Seu belo nome vem de anti Ares, que significa rival de Marte, mas quem
dera
ao
planeta
vermelho
ter
a
mesma grandeza dessa
estrela
monumental.
MIRA, a maravilhosa Seu brilho aumenta e diminui em menos de um ano – e
você pode conferir a olho nu! Conheça uma estrela muito temperamental.
SÍRIUS, Miss Universo:
Todas as estrelas brilham, mas nenhuma como Sírius. Entenda como o brilho
dessa estrela não apenas a destaca no firmamento, mas nos ajuda a
compreendê-lo.
SOL, magnífico astro-rei:
34
Se o Sol fosse uma celebridade teria um currículo impecável, uma vida de
glórias no palco celeste. E seria uma honra poder entrevistá-lo.
CAPELLA e seus segredos:
Ela é 150 vezes mais brilhante e 16 vezes maior que o Sol, mas isso não é
nada perto dos outros mistérios que sua numerosa família tem para nos
revelar.
BARNARD, a estrela ligeira:
Não é fácil apanhar uma estrela, ainda mais se ela for a mais rápida que se
tem notícia. Conheça a inofensiva Estrela de Barnard, que leva a má fama
de destruidora da Terra.
CANOPUS, a estrela-guia:
No passado, os povos do deserto a usavam para indicar a direção
aproximada do Sul. Hoje, Canopus orienta o rumo das naves que viajam
pelo oceano cósmico.
ETA CARINA, pronta para explodir:
No mundo das celebridades, há sempre aquelas de temperamento
explosivo. Mas no reino das estrelas, o termo explodir é levado às últimas
conseqüências.
BETELGEUSE, uma super nova espetacular:
Por mais que você se esforce, um telescópio sempre lhe mostrará as
estrelas como pontos de luz. A menos que você aponte um bom
instrumento para Betelgeuse.
35
4. A ASTRONOMIA PLANETÁRIA
A astronomia planetária (ou ciências planetárias) é a parte da
astronomia que estuda os planetas, seus satélites naturais e outros objetos
relacionados. Esse estudo tem se tornado cada vez mais amplo e tem se
expandido de forma desproporcional às demais áreas da astronomia.
A astronomia planetário toma como base os planetas e satélites
naturais do Sistema Solar, mas há ainda o crescente interesse nos planetas
extrasolares (planetas que ficam fora do Sistema Solar).
Os satélites naturais também tem bastante destaque dentro da
Astronomia planetária, há ainda os meteoros e cometas e mais uma
infinidade de ciências que estudam os planetas individualmente.
Um planeta (do grego πλανήτης, em alfabeto latino, planētēs
que significa "errantes") é um corpo de massa considerável que não produz
energia através da fusão nuclear. Em 1801, foi descoberto um planeta entre
Marte e Júpiter, Ceres. Um ano depois foi descoberto um segundo planeta,
mais ou menos à mesma distância, Palas. A ideia de dois planetas
partilharem a mesma órbita era uma afronta a milhares de anos de
pensamento. Eventualmente, o número destes planetas aumentou para
milhares, e
foi-lhes dada uma classificação própria e
separada -
"asteróides". Mais recentemente, e com a evolução dos instrumentos e do
conhecimento novas divisões foram necessárias, especificamente para o
largo número de planetas que têm vindo a ser descobertos para lá do
sistema solar.
Planeta principal (ou simplesmente "planeta") - Planetas que
orbitam o Sol.
36
Planeta secundário (ou "lua" ou "satélite natural") - Planetas
que orbitem outros planetas.
Planeta menor (ou "asteróide" ou "planetóide") - Planetas com
dimensão pequena num grupo lato.
Planeta menor transneptunino (ou "planetóide transneptunino"
ou "Kuiper Belt Object" - KBO) - Asteróides semelhantes a cometas que
orbitam depois da órbita de Neptuno.
Planeta extrassolar (ou "exoplaneta") - planetas que orbitem
outras estrelas.
Para além destes planetas, existem ainda outro tipo de
planetas, que desafiam toda a lógica da evolução planetária, planetas que
não orbitam qualquer estrela, caminhando errantes por entre o espaço
inter-estrelar.
Os planetas podem ser divididos em sub-grupos de várias
formas. Por exemplo, os planetas principais podem ser divididos em vários
grupos: "Telúricos" (Mercúrio, Vénus, Terra e Marte), "Gasosos" (Júpiter,
Saturno, Urano e Netuno). Os planetas extrassolares normalmente seguem
dois tipos: os semelhantes a Júpiter (em especial os tipos Super-Júpiter e
Júpiter Quente), e os semelhantes à Terra.
Os asteróides foram incialmente classificados por apenas três
tipos: C (carbonáceos), S (silicosos) e M (metálicos), mas com a descoberta
de uma imensidade de asteroídes, e consequente variedade, esta
classificação rapidamente tornou-se obsoleta, hoje em dia, existem
asteróides de tipo A, B, D, E, F, G, P, Q, R, T e V.
37
Sol
Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre.
O Sol
Dados derivados da observação
Distância média à Terra
149.597.871 km
Brilho aparente (V)
26,8m
Brilho absoluto
4,8m
Características físicas
Diâmetro
1.392.000 km
Diâmetro relativo (dS/dE)
109
12
Superfície
6,09 × 10 km²
Volume
1,41 × 1027 m³
Massa
1,9891 × 1030 kg
Massa em relação à Terra
333.400
Densidade
1.411 kg m-3
Densidade em relação à
0,26
Terra
Densidade em relação à
1,409
água
Gravidade na superfície
274 m s-2
Gravidade relativa na
27,9 g
superfície
Temperatura
da
5.780 K
superfície
Temperatura na coroa
5 × 106 K
3,827 ×
Luminosidade (LS)
1026 J s-1
Características orbitais
Período de rotação
No equador:
27d 6h 36m
A 30° de latitude:
28d 4h 48m
38
A 60° de latitude:
A 75° de latitude:
Período de translação ao
30d 19h 12m
31d 19h 12m
2,2 × 108 anos
redor docentro galáctico
Composição da fotosfera
Hidrogénio
73,46 %
Hélio
24,85 %
Oxigénio
0,77 %
Carbono
0,29 %
Ferro
0,16 %
Neón
0,12 %
Nitrogénio
0,09 %
Silício
0,07 %
Magnésio
0,05 %
Enxofre
0,04 %
Estrela de grandeza média, relativamente ao conjunto nossa
galáxia, a Via Láctea, em torno da qual gravitam a Terra e os outros
membros do nosso sistema planetário. A sua massa é 333 000 vezes a da
Terra e o seu volume 1 400 000 vezes. A distância do nosso planeta ao Sol é
de cerca de 150 milhões de quilómetros (ou 1 U.A., aproximadamente),
demorando a sua luz, para chegar até nós, pouco mais de oito minutos.
O Sol apresenta uma estrutura granulosa e o seu brilho é não
uniforme, sendo o bordo menos brilhante que a parte central do disco solar.
As camadas exteriores do Sol dividem-se em: fotosfera, a mais profunda,
com cerca de 300 km de espessura e uma temperatura mínima de 6000°C;
a cromosfera tem cerca de 8000 km de espessura, de onde emergem
enormes jactos luminosos, as protuberâncias, que chegam a atingir 800 000
km; e a coroa com a altura de 1 milhão de quilómetros e temperatura de 1
milhão de graus Celsius; a temperatura interna solar atinge 20 milhões de
graus Celsius. Presume-se que o Sol tenha 5 bilhões de anos de idade, pela
seqüência
principal
do
diagrama
de
Hertzsprung-Russel,
pode
ser
considerado uma estrela anã. O seu império - o Sistema Solar - compreende
8 planetas, 1600 asteróides, 138 satélites e um grande número de cometas.
Diâmetro: 1 390 000 km; Superfície: 1 940 000 km²; Volume: 2
700 000 milhões de km³; Massa: 2 × 10³ t; Velocidade absoluta (em relação
ao centro da via Láctea): 216 km/s; relativa (em relação às estrelas mais
próximas): 19 km/s. Futuro: o Sol perde cada dia 360 mil milhões de
39
toneladas transformadas em energia. A sua atração vai, por isso,
enfraquecendo e daí que a Terra se afasta do Sol 1 m por ano.
Além da alternância das estações do ano, entre dias e noites, o
Ciclo Solar tem muitos efeitos importantes, que influenciam nosso Planeta.
Estudos de Heliosismologia executados a partir de sondas espaciais,
permitiram observar certas "vibrações solares", cuja freqüência aumenta
com o aumento da atividade solar, acompanhando o ciclo de onze anos de
erupções, a cada vinte e dois anos existe a manifestação do chamado
hemisfério dominador, além da movimentação das estruturas magnéticas
em direção aos polos, que resultam em dois ciclos de dezoito anos com
incremento da atividade geomagnética da Terra e da oscilação da
temperatura do plasma ionosférico na estratosfera de nosso planeta.
Foram observadas emissões eletromagnéticas em forma de
anéis de diversos tamanhos com temperaturas na ordem de dois milhões de
graus Kelvin, além de emissão de massa coronal a cada vinte e quatro horas
aproximadamente.
Nascer do Sol
Portanto, nosso Astro Rei, domina nossa sobrevivência na Terra.
40
Mercúrio (planeta)
Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre.
41
Características orbitais
Distância média ao Sol
0.387UA
Raio Médio
57.910.000 km
Excentricidade
0.20563069
Período orbital
87d 23.3h
Período sinódico
Velocidade
115.88 dias
orbital
47.8725 km/s
média
Inclinação
7.004°
Número de Satélites
0
Características físicas
Diâmetro equatorial
4879.4 km
Área superficial
7.5 × 107 km²
Massa
3.302×1023 kg
Densidade média
5.43 g/cm3
Aceleração gravítica
2.78 m/s2
à superfície
Período de rotação
58 d 15.5088h
Inclinação axial
0°
Albedo
0.10-0.12
Velocidade
de
4.25 km/s
escape
Temperatura
média
à superfície: Dia
Temperatura
623 K
média
103 K
à superfície: Noite
Temperatura
à superfície
mi
mé
má
n
90 K
d
440 K
x
700 K
Características atmosféricas
Pressão atmosférica
Vestígios
Potássio
31.7%
Sódio
24.9%
Oxigênio atômico
9.5%
Argônio
7.0%
Hélio
5.9%
Oxigênio molecular
5.6%
42
Mercúrio teve o seu nome atribuído pelos romanos baseado no
mensageiro dos deuses, de asas nos pés, porque parecia mover-se mais
depressa do que qualquer outro planeta. É o planeta mais próximo do Sol, e
o segundo menor do sistema solar. O seu diâmetro é 40% menor do que o
da Terra e 40% maior do que o da Lua. É até menor do que Ganímedes, uma
das luas de Júpiter e Titã, uma lua de Saturno
Se um explorador andasse pela superfície de Mercúrio, veria um
mundo semelhante ao solo lunar. Os montes ondulados e cobertos de
poeira foram erodidos pelo constante bombardeamento de meteoritos.
Existem escarpas com vários quilómetros de altura e centenas de
quilómetros do comprimento. A superfície está ponteada de crateras. O
explorador notaria que o Sol parece duas vezes e meia maior do que na
Terra; no entanto, o céu é sempre negro porque Mercúrio praticamente não
tem atmosfera e a que tem não é decerto suficiente para causar a dispersão
da luz. Se o explorador olhasse fixamente para o espaço, veria duas estrelas
brilhantes. Veria uma com tonalidade creme, Vénus, e a outra azul, a Terra.
Apesar de Mercúrio não estar preso ao Sol, o seu período de
rotação está relacionado com o período orbital. Mercúrio roda uma vez e
meia por cada órbita. Por causa desta relação de 3:2, um dia em Mercúrio
(desde o nascer do Sol até ao nascer do Sol do dia seguinte) dura 176 dias
terrestres.
A história da formação de Mercúrio é semelhante à da Terra. Há
cerca de 4.5 bilhões de anos formaram-se os planetas. Esta foi uma época
de bombardeamento intenso sobre os planetas, que eram atingidos pela
matéria e fragmentos da nebulosa de que foram formados. Logo no início
desta formação, Mercúrio provavelmente ficou com um núcleo metálico
denso e uma crusta de silicatos.
Vênus
43
Características
Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre.
O planeta Venus
Características orbitais
Distância Média ao Sol
0,72333199 UA
Semi-diâmetro do disco do
0,71°
Sol
Raio Médio
108.208.930 km
Excentricidade
0,00677323
Período de revolução
224 dias e 17 horas
Período sinódico
583 dias e 22 horas
Velocidade
orbital
35,0214 km/s
média
Inclinação
3,39471°
Número de Satélites
0
Características físicas
Diâmetro equatorial
12.103,6 km
Área superficial
4,60×108 km2
Massa
4,869×1024 kg
Densidade média
Aceleração
5,24 g/cm3
gravítica
8,87 m/s2
à superfície
Período de rotação
-243 dias
Inclinação axial
2,64°
Albedo
0,65
Velocidade de escape
10,36 km/s
mi
Temperatura à superfície n
me
d
228 K
ma
x
737 K
773 K
Características atmosféricas
Pressão atmosférica
Dióxido de carbono
9321,9 kPa
96%
44
Diâmetro equatorial: 12.104 km
Massa: 4,869 x 1024
Densidade relativa média: 5,24 g/cm³
Gravidade à superfície: 88% da Terra
Área superficial: 4,60 x 108
Maior distância ao Sol:
Maior aproximação à Terra:
Período orbital: 224 dias e 17 horas
Duração de um dia venusiano: 243 dias (terrestres)
Temperatura mais baixa: 228 K
Satélites: 0
Temperatura média à superfície: 737 K (482ºC)
Vênus (ou Vénus) é segundo planeta a contar do Sol e tem
algumas características peculiares. Tem uma rotação retrógrada e lenta,
uma atmosfera extremamente densa e um efeito estufa forte. A atmosfera é
constituída quase exclusivamente por gás carbônico.
Por estar entre a Terra e o Sol, Vênus apresenta fases tal como a
Lua. Estas fases foram primeiro observadas por Galileu e foram utilizadas
por ele como um indício de que os planetas giram em volta do Sol.
É, na maior parte do tempo (depois da Lua), o corpo celeste
mais brilhante no céu ao anoitecer (ou pouco antes de amanhecer). O fato
de Vênus só aparecer nestas alturas tem a ver com o fato de estar entre a
Terra e o Sol.
Terra
45
Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre.
Terra
Imagem ampliada
Características orbitais
Raio orbital Médio
149.597.870 km
Periélio
0,983 UA
Afélio
1,017 UA
Excentricidade
0,01671022
Período orbital
365 dias, 5 horas e 48 minutos
Velocidade
orbital
média
29,7859 km/s
Inclinação
0,00005°
Satélites naturais
1 (a Lua)
Satélite natural do
Sol
Características físicas
Diâmetro equatorial
Área da superfície
5,10072×108 km²
Massa
5,9742×1024 kg
Densidade média
5,515 g/cm3
Aceleração gravítica
à superfície
Velocidade
de
escape
Período de rotação
Inclinação axial
Albedo
12.756,3 km
9,78 m/s2 (lat. 45°, alt. 0)
11,18 km/s
23 horas 56 min. e 04 seg.
23,45°
37-39%
46
Temperatura
à
superfície
mi
n
mé
d
184 K
má
x
282 K
333 K
Características atmosféricas
Pressão atmosférica
101,325 kPa
Azoto
78%
Oxigénio
21%
Árgon
1%
Dióxido de carbono
Vapor de água
vestígios
A Terra é o terceiro planeta em órbita do Sol, depois de Mercúrio
e Vénus, e anterior a Marte, Júpiter, Saturno, Urano e Netuno. Possui um
satélite natural, a Lua.
Entre os planetas do Sistema Solar, a Terra tem condições
únicas: mantém grandes quantidades de água, tem placas tectónicas e um
forte campo magnético. A atmosfera interage com os sistemas vivos. A
ciência moderna coloca a Terra como único corpo planetário que possui
vida. Alguns cientistas como James Lovelock consideram que a Terra é um
sistema vivo chamado Gaia.
O planeta Terra tem aproximadamente uma forma esférica, mas
a sua rotação causa uma deformação para a forma elipsóide (achatada aos
pólos).
Estrutura
O interior da Terra, assim como o interior de outros planetas
terrestriais, é dividido por critérios químicos em uma camada externa
(crosta) de silício, um manto altamente viscoso, e um núcleo que consiste
de uma porção sólida envolvida por uma pequena
camada líquida. Esta camada líquida dá origem a um campo
magnético devido a convecção de seu material, eletricamente condutor.
O material do interior da Terra encontra frequentemente a
possibilidade de chegar à superfície, através de erupções vulcânicas e
fendas oceânicas. Muito da superfície terrestre é relativamente novo, tendo
menos de 100 milhões de anos; as partes mais velhas da crosta terrestre
têm até 4,4 bilhões de anos.
47
Camadas terrestres, a partir da superfície:
Litosfera (de 0 a 60,2km)
Crosta (de 0 a 30/35 km)
Manto (de 60 a 2900 km)
Astenosfera (de 100 a 700 km)
Núcleo externo (líquido - de 2900 a 5100 km)
Núcleo interno (sólido - além de 5100 km)
Tomada por inteiro, a Terra possui aproximadamente seguinte
composição em massa:
34,6% de Ferro
29,5% de Oxigénio
15,2% de Silício
12,7% de Magnésio
2,4% de Níquel
1,9% de Enxofre
0,05% de Titânio
Interior
O interior da Terra atinge temperaturas de 5.270 K. O calor
interno do planeta foi gerado inicialmente durante sua formação, e calor
adicional é constantemente gerado pelo decaimento de
elementos
radioativos como urânio, tório, e potássio. O fluxo de calor do interior para a
superfície é pequeno se comparado a energia recebida pelo Sol (a razão é
de 1/20k).
Núcleo
A massa específica média da Terra é de 5.515 quilogramas por
metro cúbico, fazendo dela o planeta mais denso no Sistema Solar. Uma vez
que a massa específica do material superficial da Terra é apenas cerca de
48
3000 quilogramas por metro cúbico, deve-se concluir que materiais mais
densos existem nas camadas internas da Terra (devem ter uma densidade
de cerca de 8.000 quilogramas por metro cúbico). Em seus primeiros
momentos de existência, há cerca de 4,5 bilhões de anos, a Terra era
formada por materiais líquidos ou pastosos, e devido à ação da gravidade
os objetos muito densos foram sendo empurrados para o interior do planeta
(o processo é conhecido como diferenciação planetária), enquanto que
materiais menos densos foram trazidos para a superfície. Como resultado, o
núcleo é composto em grande parte por ferro (80%), e de alguma
quantidade de níquel e silício. Outros elementos, como o chumbo e o
urânio, são muitos raros para serem considerados, ou tendem a se ligar a
elementos mais leves, permanecendo então na crosta.
O núcleo é dividido em duas partes: o núcleo sólido, interno e
com raio de cerca de 1.250 km, e o núcleo líquido, que envolve o primeiro.
O núcleo sólido é composto, segundo se acredita, primariamente por ferro e
um pouco de níquel. Alguns argumentam que o núcleo interno pode estar
na forma de um único cristal de ferro. Já o núcleo líquido deve ser composto
de ferro líquido e níquel líquido (a combinação é chamada Nife), com traços
de outros elementos. Estima-se que realmente seja líquido, pois não tem
capacidade de transmitir as ondas sísmicas. A convecção desse núcleo
líquido, associada a agitação causada pelo movimento de rotação da Terra,
seria responsável por fazer aparecer o campo magnético terrestre, através
de um processo conhecido como teoria do dínamo. O núcleo sólido tem
temperaturas muito elevadas para manter um campo magnético, mas
provavelmente estabiliza o campo magnético gerado pelo núcleo líquido.
Evidências recentes sugerem que o núcleo interno da Terra
pode girar mais rápido do que o restante do planeta, a cerca de 2 graus por
ano.Tanto entre a crosta e o manto como entre o manto e o núcleo existem
zonas intermediárias de separação, as chamadas descontinuidades. Entre a
crosta e o manto há a descontinuidade de Mohorovicic.
Manto
O manto estende-se desde cerca de 30 km e por uma
profundidade de 2900 km. A pressão na parte inferior do mesmo é da
49
ordem de 1,4 milhões de atmosferas. É composto por substâncias ricas em
ferro e magnésio. Também apresenta características físicas diferentes da
crosta. O material de que é composto o manto pode apresentar-se no
estado sólido ou como uma pasta viscosa, em virtude das pressões
elevadas.
Crosta
A crosta (que forma a maior parte da litosfera) tem uma
extensão variável de acordo com a posição geográfica. Em alguns lugares
chega a atingir 70 km, mas geralmente estende-se por aproximadamente
30 km de profundidade. É composta basicamente por silicatos de alumínio,
sendo por isso também chamada de Sial.
Formação do planeta Terra
O planeta teria se formado pela agregação de poeira cósmica
em rotação, aquecendo-se depois, por meio de violentas reações químicas.
O aumento da massa agregada e da gravidade catalisou impactos de corpos
maiores. Essa mesma força gravitacional possibilitou a retenção de gases
constituindo uma atmosfera primitiva. O envoltório atmosférico primordial
atuou como isolante térmico, criando o ambiente na qual se processou a
fusão dos materiais terrestres. Os elementos mais densos e pesados, como
o ferro e o níquel, migraram para o interior; os mais leves localizaram-se
nas proximidades da superfície. Dessa forma, constituiu-se a estrutura
interna do planeta, com a distinção entre o núcleo, manto e crosta
(litosfera). O conhecimento dessa estrutura deve-se à propagação de ondas
sísmicas geradas pelos terremotos. Tais ondas, medidas por sismógrafos,
variam de velocidade ao longo do seu percurso até a superfície, o que prova
que o planeta possui estrutura interna heterogênea, ou seja, as camadas
internas
possuem densidade e
temperatura distintas. A
partir do
resfriamento superficial do magma, consolidaram-se as primeiras rochas,
chamadas magmáticas ou ígneas, dando origem a estrutura geológica
denominado escudos cristalinos ou maciços antigos. Formou-se, assim, a
litosfera ou crosta terrestre. A liberação de gases decorrentes do
resfriamento do planeta originou a atmosfera, responsável pela ocorrência
das primeiras chuvas e pela formação de lagos e mares nas áreas
50
rebaixadas. Assim, iniciou-se o processo de intemperismo (decomposição
das rochas) responsável pela formação dos solos e conseqüente início da
erosão e da sedimentação. As partículas minerais que compõem os solos,
transportados pela água, dirigiram-se, ao longo do tempo, para as
depressões que foram preenchidas com esses sedimentos, constituindo as
primeiras bacias sedimentares (bacias sedimentares são depressões da
crosta, de origem diversa, preenchidas, ou em fase de preenchimento, por
material de natureza sedimentar), e, com a sedimentação (compactação),
as rochas sedimentares. No decorrer desse processo, as elevações
primitivas (pré-cambrianas) sofreram enorme desgaste pela ação dos
agentes externos, sendo gradativamente rebaixadas. Hoje, apresentam
altitudes modestas e formas arredondadas pela intensa erosão, constituindo
as serras conhecidas no Brasil como serras do Mar, da Mantiqueira, do
Espinhaço, de Parima, Pacaraíma, Tumucumaque, etc. e, em outros países,
os Montes Apalaches (EUA), os Alpes Escandinavos (Suécia e Noruega), os
Montes Urais (Rússia), etc. Os escudos cristalinos ou maciços antigos
apresentam disponibilidade de minerais metálicos (ferro, manganês, cobre),
sendo por isso, bastante explorados economicamente. Nos dobramentos
terciários podem haver qualquer tipo de minério. O carvão mineral e o
petróleo são comumente encontrados nas bacias sedimentares. Já os
dobramentos modernos são os grandes alinhamentos montanhosos que se
formaram no contato entre as placas tectônicas em virtude do seu
deslocamento a partir do período Terciário da era Cenozóica, como os Alpes
(sistema de cordilheiras na Europa que ocupa parte da Áustria, Eslovênia,
Itália, Suíça, Liechtenstein, Alemanha e França), , os Andes (a oeste da
América do Sul), o Himalaia (norte do subcontinente indiano), e as
Rochosas.
Biosfera
A Terra é o único local onde se sabe existir vida. O conjunto de
sistemas vivos (compostos pelos seres e pelo ambiente) do planeta é por
vezes chamado de biosfera. A biosfera provavelmente apareceu há 3,5
bilhões de anos. Divide-se em biomas, habitados por fauna e flora
51
peculiares. Nas áreas continentais os biomas são separados primariamente
pela latitude (e indiretamente, pelo clima). Os biomas localizados nas áreas
do pólo norte e do pólo sul são pobres em plantas e animais, enquanto que
na linha do Equador encontram-se os biomas mais ricos.
Atmosfera
Atmosfera da Terra: A Terra tem uma atmosfera relativamente
fina, composta por 78% de nitrogênio, 21% de oxigênio e 1% de argônio,
mais traços de outros gases incluindo dióxido de carbono e água. A
atmosfera age como uma zona intermediária entre o Sol e a Terra. Suas
camadas, troposfera, estratosfera, mesosfera, termosfera e exosfera, têm
dimensões variáveis ao redor do planeta e de acordo com a estação do ano.
A área total da Terra é de aproximadamente 510 milhões de
quilômetros quadrados, dos quais 150 milhões são de terras firmes e 360
milhões são de água.
As linhas costeiras (litorais) da Terra somam cerca de 356
milhões de quilômetros.
Hidrosfera
Oceano:
A Terra é o único planeta do Sistema Solar que
contém uma superfície com água. A água cobre 71% da Terra (sendo que
disso 97% é água do mar e 3% é água doce). A água proporciona, através
de 5 oceanos, a divisão dos 7 continentes. Fatores que combinaram-se para
fazer da Terra um planeta líquido são: órbita solar, vulcanismo, gravidade,
efeito estufa, campo magnético e a presença de uma atmosfera rica em
oxigênio.
Atualmente, cerca de 20% de toda a água da terra encontra-se
nas geleiras e nas calotas polares.
A Terra no Sistema Solar
Movimento de rotação da Terra
O movimento de rotação da Terra em torno de seu eixo dura 23
horas, 56 minutos e 4,09 segundos, o que equivale a um dia sideral. Nesse
período a Terra completa uma volta em torno de um eixo que une o Pólo Sul
ao Pólo Norte. Já o movimento de translação da Terra, efetuado ao redor do
Sol, leva 365,2564 dias solares médios - o que equivale a um ano sideral. A
52
Terra tem um satélite natural, a Lua, que completa uma volta em torno do
planeta a cada 27,3 dias.
O plano de órbita da Terra e seu plano axial não são
necessariamente alinhados: o eixo do planeta é inclinado por cerca de 23
graus e 30 minutos em relação ao um plano perpendicular à linha Terra-Sol.
Essa inclinação é responsável pelas estações do ano. Já o plano Terra-Lua é
inclinado por cerca de 5 graus em relação ao plano Terra-Sol - se não fosse,
haveria um eclipse a cada mês.
A esfera de influência gravitational (esfera da Hill) da Terra tem
raio de
aproximadamente
1,5
Gm,
dentro
do
confortavelmente
Marte
Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre.
Marte
Planeta Sol IV
Características orbitais
Semi-eixo maior
1,523 662 31 UA
Perélio
{{{perélio}}} UA
Afélio
1,665 991 16 UA
Circunferência
9,553 UA
orbital
Excentricidade
0,093 412 33
Período
de
686,9601 d (1,8808 a)
revolução
qual
a
Lua
orbita
53
Período Sinódico
Velocidade
orbital
média
Inclinação
Número de Satélites
Diâmetro equatorial
Área da superfície
Volume
779,96 d (2,135 a)
24,077 km/s
1,850 61°
2
Características físicas
6804,9 km
1,448×108
km2
1,638×1011
km3
6,4185×1023
Massa
kg
3,934 g/cm3
Densidade média
Gravidade
0,376 g
equatorial
24 h 37 min
Dia sideral
23 s
Velocidade
de
escape
Albedo
Intervalo
de
5,027 km/s
0,15
-140ºC a 20ºC
Temperatura
média: -63ºC
Composição da Atmosfera
Pressão atmosférica
0.7-0.9 kPa
Dióxido de carbono
95,32%
Azoto
/
Nitrogênio
Árgon
2,7%
1,6%
Oxigénio
0,13%
Monóxido de carbono
0,07%
Vapor
0,03%
de
água
Óxido nítrico
0,01%
Marte é o quarto planeta a contar do Sol e é o último dos quatro
planetas telúricos no sistema solar, situando-se entre a Terra e a cintura de
asteróides a 1,5 UA do Sol (ou seja, a uma vez e meia a distância da Terra
ao Sol). De noite, aparece como uma estrela vermelha, razão por que os
antigos romanos lhe deram o nome de Marte, o deus da guerra. Os
54
chineses, coreanos e japoneses chamam-lhe "Estrela de Fogo", baseando-se
nos cinco elementos da filosofia tradicional oriental.
Marte é um planeta com algumas afinidades com a Terra: tem
um dia com uma duração muito próxima do dia terrestre e o mesmo número
de estações.
Marte tem calotas polares que contêm água e dióxido de
carbono gelados, a maior montanha do sistema solar - o Olympus Mons, um
desfiladeiro imenso, planícies, antigos leitos de rios secos tendo sido
recentemente descoberto um lago gelado. Os primeiros observadores
modernos interpretaram aspectos da morfologia superficial de Marte de
forma ilusória, que contribuiram para conferir ao planeta um estatuto quase
mítico : primeiro foram os canais; depois as pirâmides, o rosto humano
esculpido, e a região de Hellas no sul de Marte que parecia que,
sazonalmente, se enchia de vegetação, o que levou a imaginar a existência
de marcianos com uma civilização desenvolvida. Hoje sabemos que poderá
ter existido água abundante em Marte e que formas de vida primitiva
poderão, de facto, ter surgido.
Marte é um planeta conhecido desde a antiguidade e na
mitologia helénica representa Ares, o deus da fúria e da guerra, devido à
sua coloração avermelhada . O povo romano que herdou muito da sua
cultura da Grécia chamou-lhe de Marte, nome por que hoje conhecemos
quer o deus quer o planeta.
Outras civilizações observavam também Marte no céu nocturno:
os egípcios conheciam-no como "Her Deschel" ou "O Vermelho". Já para os
babilónios, Marte era "Nirgal" ou "A Estrela da Morte".
História de observação e exploração
O astrónomo grego Hiparco (160 - 125 a.C.) verificou que Marte
nem sempre se movia de oeste para este. Ocasionalmente, o planeta
invertia o seu caminho no céu para a direcção contrária; para depois voltar
a deslocar-se normalmente; esta característica tornava a procura do planeta
muito difícil e era contra-producente contra a teoria vigente de que a Terra
era o centro do universo.
55
Em 1655, Christiaan Huygens faz experimentações com novos
óculos e nesse mesmo ano constrói um bom telescópio com uma ampliação
de 50x. Em 1659, quando Marte se encontrava em oposição, Huygens
decide ver Marte com o seu telescópio e distingue manchas no disco do
planeta e no seu esboço faz uma marca em forma de V, o que é hoje
identificado como Syrtis Major. Huygens notou que a marca se movia, e
assim calculou a rotação do planeta, anotando no seu diário: «A rotação de
Marte, como a da Terra, parece ter um período de 24 horas.»
O ano de 1877 foi um ano-chave para os estudos do planeta, já
que Marte se encontrava numa oposição muito mais próxima da Terra. E
assim, o astrónomo norte-americano Asaph Hall descobre os satélites
naturais de Marte: Fobos e Deimos; e o italiano Giovanni Schiaparelli
dedicou-se a cartografar cuidadosamente o planeta; com efeito, ainda hoje
se usa a nomenclatura criada por ele para os nomes das regiões marcianas:
Syrtis Major, Noachis, Solis Lacus, entre outros nomes. Já a nomenclatura
das observações de Marte na Madeira em Agosto e Setembro de 1877 por
Nathaniel Green não prevaleceram. Essa nomenclatura tinha nomes mais
antigos e honrava personalidades da astronomia.
Em plena Guerra Fria em que as potências da época se
envolveram numa corrida espacial, os soviéticos são os primeiros a tentar
enviar sondas a Marte para descobrir o que se passava no planeta, mas
nenhuma delas teve sucesso. Os Americanos foram logo de seguida e o
sucesso chegou com a segunda tentativa através da sonda Mariner 4 que,
em 1965, orbita Marte e consegue tirar a primeira fotografia próxima do
planeta, mas de muito fraca qualidade. Os soviéticos só conseguiram fazer
pousar uma sonda em Marte em 1974.
A 20 de Julho de 1976, a sonda norte-americana Viking I pousa
em Chryse Planitia, uma planície circular na região equatorial norte de
Marte perto de Tharsis, e tira a primeira fotografia da superfície. A sonda
gémea, a Viking II pousa a 3 de Setembro do mesmo ano em Utopia Planitia.
Estas duas sondas operaram durante anos, até que as suas baterias
falhassem. Com esta missão, as ideias de uma civilização marciana e de
56
vida primitiva ao nível de musgos foram postas de lado, mas dúvidas
quanto a existência de bactérias continuaram a persistir.
A sonda Mars Pathfinder chega a Marte a 4 de Julho de 1997 e
pousa em Chryse Planitia, na região de Ares Vallis, libertando um pequeno
veículo robô que explorou e investigou diferentes rochas, verificando a
origem vulcânica de uma ou a erosão causada pelo vento ou pela água de
outras. Entretanto, a sonda de pouso enviou mais de 16 500 imagens e fez
8,5 milhões de medições à pressão atmosférica, temperatura e velocidade
do vento. A 11 de Setembro do mesmo ano, chega a sonda Mars Global
Surveyor, e a sua missão consistiu em fotografar o planeta com uma
resolução muito maior que as missões anteriores conseguiriam fazer.
Marte visto pelo robô Spirit.
A Agência Espacial Europeia (ESA) entra na corrida enviando a
sonda orbital Mars Express ao planeta vermelho. Esta chega a Marte no final
de 2003, e lança um robô para explorar a superfície, mas legal o dispositivo
não deu sinais de funcionamento após a chegada ao planeta vermelho. Já a
sonda orbital tem sido marcada pelo sucesso, especialmente no que toca às
descobertas envolvendo a água, de destacar a descoberta, em meados de
2005, do primeiro lago gelado encontrado no planeta.
Outras missões mais recentes bem sucedidas são as dos robôs
de exploração "Spirit" (Espírito) e seu irmão gémeo "Opportunity"
(Oportunidade) que exploram Marte desde Janeiro de 2004.
O robô Spirit pousou na grande e intrigante cratera Gusev. O
robô Opportunity pousou em Meridiani Planum, no pólo norte. Apesar de
Meridiani Planum ser uma planície, sem campos de rochas, o robô
Opportunity rolou para a pequena cratera Eagle com apenas 20 metros de
diâmetro. A parede da cratera tinha uma formação rochosa intrigante com
57
rochas colocadas em camadas, que podem ter várias origens desde
depósitos de cinza vulcânica a sedimentos causados pelo vento ou água.
Depois de pesquisas feitas pelo robô a sedimentos, a NASA chega à
conclusão que a Opportunity pousou numa antiga costa de um antigo mar
salgado em Marte.
Todas estas missões foram feitas por máquinas e não pelo
homem. Várias pessoas já partiram em defesa das missões tripuladas a
Marte como o próximo passo lógico. Por causa da distância entre Marte e a
Terra, a missão traria mais riscos e seria mais cara que as viagens à Lua,
apesar de muitos acreditarem serem bem mais proveitosas que o envio de
robôs. Seriam necessários mantimentos e combustível para uma viagem de
ida e volta de 2 a 3 anos. Uma proposta chamada «Mars Direct» é tida como
o plano mais prático e menos dispendioso para uma missão a Marte com
seres humanos.
A Agência Espacial Europeia tem como objectivo o envio de
uma missão humana a Marte no ano 2030, como parte do seu Programa
Aurora. Já os norte-americanos pretendem voltar à Lua em 2015, abrindo
caminho para missões a Marte no futuro.
Nos últimos séculos, alguns cientistas acreditavam e acreditam
que Marte é um forte candidato para a terraformação e colonização
humana. A criação de uma colónia em Marte faria reduzir os custos da
viagem e dificuldades técnicas da exploração humanas no planeta. Para
terraformar Marte ter-se-ia que construir a atmosfera e aquecê-la. Uma
atmosfera mais grossa de dióxido de carbono e outros gases de efeitoestufa iria aprisionar a radiação solar e ambos os processos construir-se-iam
um ao outro. As fábricas que na Terra produzem gazes nocivos ao planeta,
em Marte teriam um efeito de terraformação, caso fossem construídas
grandes fábricas. Além disso seriam necessárias plantas e
outros
organismos geneticamente alterados de forma a diversificar os gases da
atmosfera.
A ciência que estuda Marte é a areologia (de Ares, o deus grego
da guerra). Em comparação com o globo terrestre: Marte tem 53% do
diâmetro, 28% da superfície e 11% da massa; é assim um mundo mais
58
pequeno que a Terra. Como os oceanos cobrem cerca de 71% da superfície
terrestre e Marte carece de mares, as terras de ambos os mundos têm
aproximadamente a mesma superfície.
A composição da superfície é fundamentalmente de basalto
vulcânico com um alto conteúdo em óxidos de ferro que proporcionam o
vermelho característico da superfície. Pela sua natureza, assemelha-se com
a limonite, óxido de ferro muito hidratado. Assim como na crosta da Terra e
da Lua predominam os silicatos e os aluminatos, no solo de Marte são
preponderantes os ferrosilicatos. Os seus três principais constituintes são,
por ordem de abundância, o oxigénio, o silício e o ferro.
Observações feitas ao campo magnético de Marte pela sonda
Mars Global Surveyor relevaram que partes da crosta do planeta tem sido
magnetizada em bandas alternativas, tipicamente medindo 160 km por
1000 km, num padrão semelhante ao encontrado no fundo dos oceanos da
Terra. Uma teoria publicada em 1999 refere que estas bandas podem ser a
evidência de uma operação passada de placas tectónicas em Marte,
contudo isto ainda não foi comprovado. A ser verdade, os processos
envolvidos podem ter ajudado a manter uma atmosfera semelhante á da
Terra através do transporte de rochas ricas em carbono para a superfície,
enquanto que a presença de um campo magnético protegeria o planeta de
radiação cósmica. Outras explicações foram também propostas.
Marte é formado por rocha sólida, embora o núcleo seja
constituído por rocha e ferro fundido. Assim deverá ter um grande núcleo de
Ferro. Marte tem um campo magnético menor que o da lua Ganímedes de
Júpiter e é, apenas, 2% do campo magnético da Terra.
A topografia marciana é notável: as planícies do norte, que
foram alisadas por torrentes de lava, contrastam com o terreno montanhoso
do sul, sulcado por antigas crateras. A superfície marciana vista da Terra é
consequentemente dividida em dois tipos de terreno, com albedo diferente.
A atmosfera marciana é uma atmosfera rarefeita de dióxido de
carbono, mas que no passado terá sido abundante. Apesar disto, Marte
apresenta muitas particularidades curiosas, como neve carbónica, calotas
polares de gelo seco, tempestades de poeira e redemoinhos.
59
Ao contrário do céu azul da Terra, Marte tem um céu amareloacastanhado, excepto durante o nascer e o pôr-do-sol que toma uma cor
rosa e vermelha. Se a atmosfera fosse limpa de poeira, o céu de Marte seria
tão azul como o da Terra. Em alturas que há menos poeira, a cor do céu é
então mais próxima ao azul da Terra.
Auroras acontecem em Marte, mas não acontecem nos pólos
como na Terra, isto é devido à inexistência em Marte de um campo
magnético global. Assim, estas acontecem onde existem anomalias
magnéticas na crusta marciana, que são restos dos dias nos quais Marte
tinha um campo magnético. Assim, estas auroras são diferentes das
observadas no resto do sistema solar.
As estações do ano
Marte tem estações do ano, mas estas duram o dobro das
estações na Terra; o ano marciano é também o dobro do terrestre (cerca de
1 ano e 11 meses terrestres). Mas a duração do dia em Marte é pouco
diferente do da Terra e é de 24 horas, 39 minutos e 35 segundos.
A fina atmosfera não consegue segurar o calor e é a causa das
baixas temperaturas em Marte, sendo 20 graus positivos a temperatura
mais alta que atinge. Contudo, não existem dados suficientes que permitam
conhecer a evolução ao longo do ano marciano nas diferentes latitudes e,
muito menos, as particularidades regionais. Além de se encontrar mais
afastado do Sol que a Terra e da sua atmosfera ser ténue, há a notar a baixa
condutividade térmica do solo marciano e uma diferença mais pronunciada
que a Terra no que toca à variação das temperaturas diurna e nocturna.
A temperatura à superfície depende da latitude e apresenta
variações entre as diferentes estações do ano. A temperatura média à
superfície é de cerca de -55º C. A variação da temperatura durante o dia é
muito elevada já que se trata de uma atmosfera bastante ténue.
As calotas polares
Os pólos estão cobertos por calotas polares formadas por gelo
seco (dióxido de carbono congelado) e gelo de água. Estas calotas tornamse menores na Primavera e chegam a desaparecer durante o Verão, devido
ao aumento da temperatura. As calotas polares mostram uma estrutura
60
estratificada com capas alternantes de gelo e diferentes quantidades de
poeira escura. Não se tem a certeza sobre o que causa a estratificação, mas
pode ser devido a mudanças climática relacionadas com variações a longo
prazo da inclinação do equador marciano em relação ao plano da órbita. As
diferentes estações do ano nas calotas produzem mudanças alterações na
pressão atmosférica global que se calcula em cerca de 25%.
O ciclo da água em Marte é diferente do da Terra devido à
pressão atomosférica ser tão baixa: a água encontra-se no solo, em forma
de gelo, à temperatura de -80ºC, mas quando a temperatura se eleva, o
gelo converte-se em vapor sem passar ao estado líquido.
Marte à primeira vista parece um imenso deserto, e que sempre
foi assim. No entanto, imagens de sondas que observaram o planeta
detectaram vários leitos de rios secos. Mais recentemente descobriu-se um
lago gelado à superfície e sugeriu-se a existência de gelo subterrâneo, em
que em, pelo menos um local, a existência de um mar de gelo. Com a
confirmação da existência de água congelada no subsolo do planeta, alguns
supõem que esta água sustentar micróbios marcianos.
Marte tem duas pequenas luas Fobos e Deimos, ambas
deformadas, possivelmente asteróides carbonácios capturados pelo planeta.
Foram descobertas por Asaph Hall em Agosto de 1877, com o impulso da
sua esposa. Os nomes provêm dos dois cavalos mitológicos que puxavam
Ares (Marte na mitologia romana): Fobos (Φόβος, medo em grego) e Deimos
(Δείμος, do grego pânico ou terror).
Ambos os satélites estão ligados pela força gravítica apontando
sempre a mesma face. Já que Fobos é mais veloz a orbitar Marte que o
próprio planeta a girar, a força da gravidade irá diminuir o seu raio orbital,
que já é o mais curto conhecido no sistema solar, o que poderá levar à
fragmentação de Fobos.
61
Júpiter (planeta)
Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre.
Júpiter"
Características orbitais
Dist. Méd. do Sol
Raio Médio
5.20336301 UA
778.412.010 km
Excentricidade
0,04839266
Período de revolução
Período sinódico
Velocidade
orbital
média
Inclinação
11a 315d 1,1h
398,9 dias
13,0697 km/s
1,30530°
Número de Satélites
61
Características físicas
Diâmetro equatorial
142.984 km
Área superficial
6.41×1010 km2
Massa
1,899×1027 kg
Densidade média
Aceleração gravítica
à superfície
Período de rotação
Inclinação axial
Albedo
1,33 g/cm3
23,12 m/s2
9h 55,5m
3,12°
0.52
62
Velocidade
de
59,54 km/s
escape
mi
Temperatura
n
à superfície
me
d
110 K
152 K
max
1
94K
Características atmosféricas
Pressão atmosférica
70 kPa
Hidrogénio
>81%
Hélio
>17%
Metano
0,1%
Vapor de água
0,1%
Amónia
0,02%
Etano
0,0002%
Fosfina
0,0001%
Sulfeto de hidrogénio
<0,0001%
Júpiter é o maior planeta do sistema solar, e o quinto a partir do
Sol. É conhecido pela Grande Mancha Vermelha e pelos seus 4 grandes
satélites: Ganimedes, Europa, Io e Calisto. Júpiter é um dos planetas do
sistema solar que têm anéis.
Panorâmica geral
Júpiter tem 2.5 vezes mais massa do que todos os outros
planetas tomados em conjunto, de tal forma que o seu baricentro com o Sol
se localiza acima da superfície solar (a 1,068 raios solares do centro do Sol).
Tem 318 vezes mais massa do que a Terra, um diâmetro 11 vezes superior
ao terrestre e um volume 1300 vezes maior que o da Terra. Foi apelidado
por muitos de "estrela falhada". Mesmo assim, e por mais impressionante
que Júpiter seja, já se descobriram vários planetas extra-solares com
massas muito maiores. Por outro lado, pensa-se que Júpiter tem um
diâmetro tão grande como é possível a um planeta com a sua composição,
visto que adicionar-lhe mais massa teria apenas como resultado aumentar a
compressão gravitacional. Não existe uma definição inequívoca do que
63
distingue um planeta grande e maciço, como Júpiter, de uma anã castanha,
mas para que fosse uma estrela Júpiter teria de ter cerca de setenta vezes
mais massa do que a que tem.
Júpiter tem também a rotação mais rápida de todos os planetas
do Sistema Solar, o que resulta num achatamento facilmente visível através
de um telescópio. A sua característica mais conhecida é provavelmente a
Grande Mancha Vermelha, que é uma tempestade maior que a Terra. O
planeta está perpetuamente coberto por camadas de nuvens.
Júpiter costuma ser o quarto corpo mais brilhante no céu
(depois do Sol, da Lua e de Vênus; por vezes, Marte aparece mais brilhante
do que Jupiter, enquanto outras vezes Jupiter brilha mais do que Venus. O
planeta é conhecido desde os tempos antigos. A descoberta, em 1610 de
Galileu Galilei de quatro grandes satélites naturais gravitando ao redor de
Júpiter, hoje chamados satélites galileanos (Io, Europa, Ganímedes e Calisto)
foi
a
primeira
descoberta
de
movimentos
de
corpos
no
espaço
aparentemente não tendo a Terra como centro. Este foi o maior ponto a
favor da teoria heliocentrista do movimento dos planetas, de Copérnico; os
discursos de Galileu em favor das teorias de Copérnico fizeram com que
fosse julgado pela Inquisição.
Composição do Planeta
Júpiter é composto de um centro rochoso relativamente
pequeno, imerso em hidrogênio metálico, o qual é circundado por uma
camada de hidrogênio líquido, recoberta por sua vez de gás hidrogênio. Não
há uma fronteira clara entre essas camadas de diferentes densidades de
hidrogênio; as condições variam lentamente do gás até a camada sólida à
medida que se aprofunda.
Atmosfera
A atmosfera Jupiteriana é composta de aproximadamente 86%
de hidrogénio, e 14% de hélio. A atmosfera apresenta ainda traços de
metano, vapor de água, amônia, e substâncias sólidas. Há também
quantidades desprezíveis de gás carbônico, etano, gás sulfídrico, neon,
oxigênio e enxofre. Essa composição atmosférica é muito similar à
64
composição da nebulosa solar. O planeta Saturno tem composiçao
semelhante, mas Urano e Neptuno têm muito menos hidrogênio e hélio.
Anéis Planetários
Júpiter tem um sistema de anéis planetários composto por
partículas de poeira, embora não tão evidente como Saturno.
Campo Magnético
Júpiter tem um campo magnético muito forte. Se ele pudesse
ser enxergado, a imagem dele visto da Terra teria o tamanho cinco vezes
maior do que o disco da Lua cheia, apesar da grande distância. A força
desse campo atrai um grande fluxo de partículas de radiação nos cinturões
de radiação do planeta, bem como produz um forte fluxo de gás em forma
de tubo associado com o satélite Io.
A nave Voyager 1 tirou essa foto do planeta Júpiter em 24 de
Janeiro, enquanto estava a uma distância de mais de 40 milhões de
quilômetros. Clique na imagem para vê-la ampliada.
Exploração de Júpiter
Júpiter é conhecido desde tempos remotos, visivel ao olho nú no
céu da noite. Em 1610 Galileo Galilei descobriu as quatro maiores luas de
Júpiter usando um telescópio, a primeira observação de luas que não fosse
a da Terra.
Algumas sondas visitaram Júpiter, e todas elas de origem
Americana. A Pioneer 10 voou por Júpiter em Dezembro de 1973, seguido
pela Pioneer 11 exatamente um ano depois. A Voyager 1 voou por lá em
março de 1979, seguido pela Voyager 2 em Julho do mesmo ano. A sonda
Galileo ficou em órbita em Júpiter em 1995, enviando uma menor subsonda
65
na atmosfera de Júpiter conduzindo multiplos vôos por todas as luas de
Galileo. A sonda Galileo também presenciou o impacto do Cometar
Shoemaker-Levy 9 em Júpiter, enquanto ele se aproximava do planeta em
1994, dando uma vantagem única para este evento espetacular.
Depois da descoberta de um oceano líquido na lua de Júpiter
Europa no final da sonda Galileo, que saiu de órbita em Setembro de 2003,
A NASA está planejando uma missão dedicada para as luas congeladas.
JIMO o Orbitador das Luas congeladas de Júpiter (Jupiter Icy Moons Orbiter)
é esperado a ser lançado algum momento depois de 2012.
Luas de Júpiter
Júpiter tem inúmeros satélites naturais em torno de si. Em 15
de Maio de 2003, Scott Sheppard publicou no jornal Nature a descoberta de
23 novos satélites de Júpiter. Isso aumentou o total de satélites conhecidos
para 61. Hoje, Júpiter tem 63 satélites conhecidos.
D
Nome
Diâmetro Massa
(km)
Métis
Adrasteia
4
3
2
6×20×16
62×146×1
34
Tebe
1
10×90
R
orbital
(kg)
2
Amalteia
M
Raio
Inclinação
Período
(°)(em relação Excentric
orbital (d)
ao equador de idade
(km)
1
.2E+17
.5E+15
1
27 690
28 690
(1)
81 170
1
.5E+18
0
.294780
(2)
.29826
(2)
1
2
.1E+18
Júpiter)
(1)
7
0
1
(
.49817905
(1)
2)
(1)
0
.000°
0
2
21 700
Grupo
.6745
.0012
0
.000°
.360°
Amalteia
0
.0031
0
.901°
0
.0018
0
0
(2)
0
0
.0177
66
3
660.0×36
Io
37.4×363
8
.9E+22
4
21 700
(1)
Europa
121.6
Ganímedes
Calisto
ou
Calixto
262.4
2
0
1
Himalia
70
3
Lisiteia
6
8
Elara
6
S/2000 J 11
4
Carpo
3
S/2003 J 12
1
Euporia
2
S/2003 J 3
2
S/2003 J 18
2
Telxinoe
Telxinoi
ou
2
Euante
3
Helique
4
Ortósia
2
6
71 034
1
.5E+23
4
8
Leda
.8E+22
5
820.6
Temisto
4
(1)
.1E+23
6
.9E+14
1
.5511810
1
6(2)
1
4(2)
1
1
1
8
1
1
1
1
1
1
.5E+13 9 088 435 38.779839
1
1
1
2
2
.5E+13 0 464 855 98.093368
9
2
2
5.771°
3
0.663°
.5E+13 0 567 970 02.619143
6.169°
0
0
Himalia
.1132
0
0
.2058
5
5.098°
0
.2736
1
34.861°
0
.4449
1
31.854°
?
?
0
.0960
1
11.592°
9
8.461°
0
Ananque?
.2507
0
.1570
1
0
Ananque?
.2685
1
0
Ananque
.2000
02.844°
23.649°
1
20.908°
0
.1375
1
01.861°
0
.1723
2
6
0
Temisto
.2006
.1443
2
6
.0E+13 0 540 265 01.401918
1
9.590°
5
0
.1854
2
5
.5E+13 0 453 755 97.606695
4
7.210°
5
.5E+13 9 812 575 69.728015
1
2
5
.5E+13 9 621 780 61.517739
1
5.346°
5
0
.0074
1
4
.5E+12 7 739 540 82.691255
1
.205°
4
.5E+13 7 144 875 58.624818
de
.0011
0
2
.0E+13 2 570 575 87.931046
4
.204°
2
.7E+17 1 683 115 57.984888
9
.0094 Luas
0
2
.3E+16 1 653 225 56.995413
0
Galileu
2
.7E+18 1 432 435 49.726305
6
.471°
2
.1E+16 1 097 245 38.824159
6
0
1
391 645 29.827611
0
.0041
1
882 6.689018
7
.050°
7
070 .1545529
709(1)
0
3
41(2)
412(1)
1
.7691377
86(2)
0.6
3
1
Ananque?
0
.2433
67
Iocasta
5
S/2003 J 16
2
Ananque ou
2
Ananke
8
Praxidique
7
Harpalique
4
Hermipe
4
Tione
4
Mneme
2
S/2003 J 17
2
Aitne
3
Cale
2
Taigete
5
S/2003 J 19
2
Caldene
4
S/2003 J 15
2
S/2003 J 10
2
S/2003 J 23
2
Erinome
3
Aoede
4
Calicore
2
Calique
5
Euridome
3
1
2
6
.9E+14 0 722 565 09.426611
1
2
2
2
.3E+14 0 823 950 13.904099
1
2
2
.0E+13 1 182 085 29.809040
9
2
2
2
2
1
2
2
.6E+14 2 438 650 86.674715
1
2
2
2
2
.5E+13 2 730 815 00.129403
1
2
2
.5E+13 2 986 265 11.964625
9
2
2
.5E+13 3 111 825 17.806112
1
2
2
7
Ananque
0
0
0
.3927
1
33.342°
0
.2011
1
40.521°
Carme
0
.3678
1
40.956°
0
.1961
1
19.572°
0
.2916
1
0
Ananque?
.0932
1
0
Carme?
.3438
1
0
Pasife
.3931
1
0
Carme
.2552
1
0
Pasife
.6012
1
0
Carme?
.2042
1
0
Carme
.2140
1
0Pasife?
09.168°
15.021°
37.576°
43.354°
12.763°
41.240°
7
.9E+14 3 180 775 21.020662
4
1
7
0
.2379
43.251°
7
.0E+13 3 044 175 14.656754
1
39.842°
7
0
Ananque?
.2290
.2214
1
7
.5E+13 2 739 655 00.537990
4
47.647°
7
0
.2526
1
6
.5E+13 2 721 000 99.676116
1
16.088°
6
.5E+13 2 713 445 99.326904
1
1
6
.5E+13 2 709 060 99.124764
7
49.058°
6
0
.2441
1
6
.5E+13 2 409 210 85.323873
1
43.944°
6
.5E+13 2 285 160 79.641347
0
Ananque
.3963
.1840
1
6
.5E+13 2 134 305 72.751882
4
32.099°
6
.5E+13 1 427 110 40.768660
1
1
6
.0E+13 1 405 570 39.802554
1
49.526°
6
0
.3185
1
6
.2E+14 1 063 815 24.541797
9
49.279°
6
0
.2874
1
6
.0E+16 0 815 225 13.518491
4
27.043°
6
.5E+13 0 743 780 10.362159
3
1
37.125°
68
.5E+13 3 230 860 23.358859
S/2003 J 14
2
Pasite
2
Cilene
2
Euquelade
4
S/2003 J 4
2
Hegemone
3
Arque
3
4
Carme
6
Isonoe
4
S/2003 J 9
1
S/2003 J 5
4
Pasife
Pasifeia
Sinope
Esponde
ou
6
0
3
8
2
1
2
7
.5E+13 3 238 595 23.720459
1
2
2
9
2
1
2
4
2
4
2
1
2
7
2
1
2
9
2
3
2
7
2
1
2
9
2
Autonoe
4
Caliroe
9
Megaclite
5
S/2003 J 2
1
3
2
077.01800
.5E+13 0 290 845
6
.0E+13 4 264 445 72.167762
8
2
.7E+14 4 356 030 76.543335
2
2
.1E+14 4 687 240 92.436947
1
0
Carme
.1665
1
0
.2762
1
46.657°
0
.2468
1
12.409°
0
.4432
1
29.073°
Pasife
0
.3690
1
31.895°
0
.2644
1
43.760°
0
.3078
1
51.523°
0
.2953
1
1
0
.3071
43.037°
7
0
.3122
1
7
0
.1492
17.922°
7
Pasife
0
.4077
35.452°
7
.5E+13 4 252 625 71.603566
.3003
18.554°
7
.5E+16 4 214 390 69.779665
0
20.659°
7
.0E+17 4 094 770 64.082032
9
1
7
.0E+13 3 973 925 58.341296
0
Carme
.2829
46.289°
7
.5E+12 3 857 810 52.838751
1
1
7
.5E+13 3 832 630 51.646937
0
Pasife
.4116
50.314°
7
.3E+17 3 734 465 47.008062
1
1
7
.5E+13 3 717 050 46.185469
0
Carme
.3289
8.660°
7
.5E+13 3 702 510 45.500007
1
18.384°
7
.5E+13 3 570 790 39.293961
0
Pasife
.2462
15.507°
7
.0E+13 3 483 695 35.199980
1
44.112°
7
.5E+13 3 396 270 31.098603
.3770
38.885°
7
.5E+13 3 307 320 26.932963
1
43.033°
0
.1882
?
69
Saturno
Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre.
Saturno
Planeta principal
Características orbitais
Semi-eixo maior
9,537 070 32 UA
Perélio
9,020 632 24 UA
Afélio
10,053 508 40 UA
Circunferência orbital
59,879 UA
Excentricidade
0,054 150 60
Período de revolução
29 a 167 d 6,7 h
Período Sinódico
378,1 d (1,035 a)
Velocidade orbital média
9,638 km/s
Inclinação
2,484 46°
Número de Satélites
49 (confirmados)
Características físicas
Diâmetro equatorial
120,536 km
Área da superfície
4,38×1010 km2
Volume
7,46×1014 km3
Massa
5,688×1026 kg
Densidade média
0,69 g/cm3
Gravidade equatorial
0,914 g
Dia sideral
10 d ( h)
Velocidade de escape
35,49 km/s
Albedo
0,47
ºC a ºC
Intervalo de Temperatura
média: ºC
Composição da Atmosfera
70
Pressão atmosférica
kPa
Saturno é um planeta do Sistema Solar com uma órbita
localizada entre as órbitas de Júpiter e Urano.
É o segundo maior dos planetas gigantes do sistema solar e o
6º na ordem das distâncias ao Sol, mas o de menor densidade.
O movimento de rotação em volta do seu eixo demora cerca de
10,5 horas, e cada revolução ao redor do Sol leva 30 anos.
Tem um número elevado de satélites, dos quais 18 possuem
nomes, e está cercado por um complexo de anéis concêntricos, composto
por dezenas de anéis individuais separados por intervalos, estando o mais
exterior destes situado a 138 000 km do centro do planeta.
Luas de Saturno
Algumas das luas de Saturno são:
Atlas
Calipso
Dione
Encelado
Epimeteu
Febe (satélite)
Helena
Hipérion
Jano
Japeto
Methone
Mimas
Pallene
Pã
Pandora
Prometeu
Reia
S/2005 S 1 (designação temporária)
Telesto
Tétis
Titã
Anéis de Saturno
Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre.
Os anéis de Saturno são constituídos essencialmente por uma
mistura de gelo, poeiras e material rochoso. Embora possam atingir
algumas
centenas
de
milhares
de
quilómetros
de
diâmetro,
não
ultrapassam 1,5 km de espessura. A origem dos anéis é desconhecida.
Originalmente pensou-se que teriam tido origem na formação dos planetas
à cerca de 4000 milhões de anos, mas estudos recentes apontam para que
sejam mais novos, tendo apenas algumas centenas de milhões de anos.
Uma das teorias aponta para um cometa que se tenha desintegrado devido
a forças tidal quando passava perto de Saturno. Uma outra possibilidade é o
choque de um cometa com uma lua de Saturno, desintegrando-se.
Descobertas recentes, através de medições da sonda CassiniHuygens, relatam a existência de uma atmosfera independente da
atmosfera de Saturno, que existe em torno dos anéis e que é constituída
essencialmente oxigénio molecular.
Esta é uma lista dos 15 anéis de Saturno nomeados, e o
intervalo entre eles.
Nome
Anel D
Distância do centro de Largura
Saturno (km)
67.000 - 74.500
(km)
7.500
Descoberto por
Anel C
Divisão
Coulomb
Divisão
Maxwell
Anel B
Divisão
Cassini
Divisão
Huygens
Anel A
Divisão
Encke
Divisão
Keeler
74.500 - 92.000
17.500
77.800
100
87.500
270 James Clerk Maxwell
92.000 - 117.500
117.500 - 122.200
117.680
122.200 - 136.800
Charles
Augustin
Coulomb ???
25,500
4.700 Giovanni Cassini
285-440 Christiaan Huygens
14.600
133.570
325 Johann Encke
136.530
35 James Keeler
R/2004 S 1
137.630
?
R/2004 S 2
138.900
?
Anel F
140.210
30-500
Anel G
165.800 - 173.800
8.000
Anel E
180.000 - 480.000
300.000
de
Urano (planeta)
Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre.
Urano
Descobrimento
Descoberto por
William Herschel
Descoberto em
13 de Março de 1781
Características orbitais
Raio Médio
2,870,972,200 km
Excentricidade
0.04716771
Período de revolução
84y 3d 15.66h
Período sinódico
Velocidade
369.7 dias
orbital
média
Inclinação
6.8352 km/s
0.76986°
Número de satélites
27
Características físicas
Diâmetro equatorial
Área superficial
8,130,000,000 km2
Massa
8.686×1025 kg
Densidade média
1.29 g/cm3
Aceleração gravítica
à superfície
Período de rotação
8.69 m/s2
-17h 14m
Inclinação axial
97.86°
Albedo
Velocidade
51.724 km
0.51
de
21.29 km/s
escape
Cloudtop avg. temp.
Temperatura
à superfície
55 K
mi
n
me
d
59 K
ma
x
68 K
N/A K
Características atmosféricas
Pressão atmosférica
Varia com a profundidade
Hidrogénio
83%
Hélio
15%
Metano
1.99%
Amónia
0.01%
Etano
0.00025%
Acetileno
0.00001%
Monóxido de carbono
Sulfureto de hidrogénio
Vestígios
Urano (também referido como Úrano) é um planeta do Sistema
Solar situado entre Saturno e Neptuno. Descoberto em 1781, recebeu o
nome de Georgium Sidus, em homenagem ao rei Jorge III do Reino Unido.
Por muitos anos ficou conhecido como Georgian, finalmente em 1850, ele
foi rebatizado de Urano, de acordo com a tradição de dar o nome de deuses
a planetas. É o 7.o na ordem das distâncias ao Sol. Tem 15 satélites ao seu
redor e um fino anel de poeira. O seu diâmetro é de cerca de 51 000 km,
isto é, 4 vezes superior ao da Terra.
Uma curiosidade deste planeta que é digna de nota, diz
respeito a sua inclinação axial próxima de 90º, ou seja, Urano praticamente
gira "deitado", estando suas regiões equatoriais muito fracamente expostas
a luz e energia solar. O que ainda permanece incógnito e sem resposta
clara, é o fato de a temperatura destas regiões não serem menores do que
as temperaturas registradas nos pólos, estes, em função da inclinação axial,
mais expostos a radiação solar. É provável que haja algum tipo de geração
de calor e que a dinâmica atmosférica deste planeta promova de alguma
forma, o aquecimento das regiões equatoriais, mas até o momento não há
consenso entre os cientistas.
Luas
Os nomes dos satélites de Úrano foram tirados de personagens
de várias peças de William Shakespeare, e de obras de Alexander Pope.
Referimos a seguir o nome delas, bem como a obra literária a que estão
associadas:
Oberon (Sonho de uma noite de verão de Shakespeare)
Titânia (Sonho de uma noite de verão, de Shakespeare)
Umbriel (The Rape of the lock, de Alexander Pope)
Ariel (A Tempestade, de Shakespeare)
Miranda (A Tempestade, de Shakespeare)
Puck (Sonho de uma noite de verão, de Shakespeare)
Pórcia (O Mercador de Veneza, de Shakespeare)
Julieta (Romeu e Julieta, de Shakespeare)
Créssida (Troilo e Créssida, de Shakespeare)
Rosalinda (Como lhe aprouver - As You Like It, de Shakespeare)
Belinda (Rape of the lock, de Pope)
Desdémona (Otelo, de Shakespeare)
Cordélia (Rei Lear, de Shakespeare)
Ofélia (Hamlet, de Shakespeare)
Bianca (A fera amansada - Taming of the Shrew - de Shakespeare).
Sycorax
Total de luas de Urano: 27
Astrônomos localizaram cinco deles entre 1787 e 1848 e são
conhecidas como as grandes luas de Urano. A missão espacial Voyager
detectou os outros dez em 1985 e 1986. Recentemente foram descobertas
ainda mais pequeno satélites.
Netuno
Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre.
Descoberta
Urbain
Descoberto por
Le
Verrier
John
Couch
Adams
Johann Galle
Descoberto em
1846
Características orbitais
Raio médio
4.498.252.900 km
Excentricidade
0,00858587
Período de revolução
164a 288d 13h
Período sinódico
Velocidade
367,5 dias
orbital
5,4778 km/s
média
Inclinação
1,76917°
Número de satélites
13
Características físicas
Diamêtro equatorial
49572 km
Área superficial
7,65×109 km2
Massa
1,024×1026 kg
Densidade média
1,64 g/cm3
Gravidade na superfície
11,0 m/s2
Período de Rotação
16h 6,5min
Inclinação axial
29,58°
Albedo
0,41
Velocidade de escape
23,71 km/s
mi
Temperatura superficial
n
a
50
K
médi
m
áx.
53K
N/A K
Pressão atmosférica
100-300 kPa
Características atmosféricas
Hidrogênio
>84%
Hélio
>12%
Metano
2%
Amônia
0,01%
Etano
0,00025%
Acetileno
0,00001%
Netuno (Em Portugal, Neptuno) é o oitavo planeta a partir do
Sol, e o gigante gasoso mais afastado no nosso sistema solar. Netuno
recebeu o nome do deus romano dos mares.
Orbitando tão longe do Sol, Netuno recebe muito pouco calor. A
sua temperatura superficial média é de − 218 °C. No entanto, o planeta
parece ter uma fonte interna de calor. Pensa-se que isto se deve ao calor
restante, gerado pela matéria em queda durante o nascimento do planeta,
que agora erradia pelo espaço fora. A atmosfera de Netuno tem as mais
altas velocidades de ventos no sistema solar, que são acima de 2000 km/h;
acredita-se que os ventos são amplificados por este fluxo interno de calor.
A estrutura interna lembra a de Urano -- um núcleo rochoso
coberto por uma crosta de gelo, escondida no profundo de sua grossa
atmosfera. Os dois terços internos de Netuno são compostos de uma
mistura de rocha fundida, água, amônia líquida e metano. A terça parte
exterior é uma mistura de gases aquecidos composta por hidrogênio, hélio,
água e metano. Como Urano e diferentemente da composição uniforme de
Júpiter e Saturno, acredita-se que a estrutura interna de Netuno consiste de
três camadas. Como Urano, o campo magnético de Netuno é muito
inclinado em relação ao seu eixo rotacional, a 47°, e desviado em no
mínimo 0,55 radianos (cerca de 13500 quilômetros) do centro físico do
planeta. Comparando o campo magnético dos dois planetas, os cientistas
acham que esta orientação extrema se deve aos característicos fluxos no
interior do planeta, e não do resultado da orientação lateral de Urano.
Os desenhos astronómicos de Galileu mostram que ele
observou Netuno em Janeiro de 1613, quando o planeta estava perto de
Júpiter. Mas, como pensou que se tratasse de uma estrela, não lhe pode ser
creditada a descoberta.
Em 1821, Alexis Bouvard publicou tabelas astronómicas da
órbita de Urano. Observações subsequentes revelaram desvios substanciais
das tabelas, levando Bouvard a pôr a hipótese da existência de um corpo
que perturbasse a órbita. Em 1843, John Couch Adams calculou a órbita de
um oitavo planeta que pudesse explicar o movimento de Urano. Enviou os
seus cálculos a Sir George Airy, que os rejeitou com alguma frieza, levando
Adams a abandonar o assunto.
Em 1846, Urbain Le Verrier, independentemente de Adams,
reproduziu os seus cálculos mas também deparou com dificuldades em
encorajar algum entusiasmo nos seus compatriotas. No entanto, no mesmo
ano, John Herschel começou a promover a abordagem matemática e
convenceu James Challis a procurar o planeta
Anéis de Netuno
Embora não seja visível em fotografias, Netuno faz parte dos
planetas gigantes que possuem um sistema de anéis, semelhantes ao de
Saturno. Neptuno possui cinco anéis cuja observação foi efectuada com
equipamento terrestre durante a ocultação de uma estrela que ocorreu no
ano de 1984 .
Os Satélites de Netuno
Netuno tem 13 luas conhecidas. A maior delas é Tritão,
descoberta por William Lassell apenas 17 dias depois da descoberta de
Netuno.
Satélites Naturais de Netuno
Nome
Diâmetro (km)
Distância
Massa (kg)
média
de Netuno (km)
Período orbital
Náiade
58
Desconhecida
48.200
0,294396 dias
Talassa
80
Desconhecida
50.000
0,311485 dias
Despina
148
Desconhecida
52.600
0,334655 dias
Galateia
158
Desconhecida
62.000
0,428745 dias
Desconhecida
73.600
0,554654 dias
Desconhecida
117.600
1,122315 dias
193 (208
Larissa
× 178)
418 (436
Proteu
× 416 × 402)
2.700
2.14×1022
340
Desconhecida
S/2002 N1*
60
Desconhecida
15.686.000 -1874,8 dias **
*
38
Desconhecida
22.337.190
2925,6 dias
*
S/2002 N3
38
Desconhecida
22.613.200
2980,4 dias
Psámata
28
~1.5
46.695.000
S/2002 N4*
60
Desconhecida
Tritão
Nereida
S/2002 N2
354.760 -5,87685 dias **
5,513,400
360,1362 dias
9136,1 dias **
47.27
-
9.670
9007,1 dias **
Façamos agora uma percepção visual dos planetas:
5. A CORRIDA ESPACIAL
Existem muitas lendas que contam histórias de homens que
tentaram imitar as aves que voam. Desde os tempos antigos, poetas e
escritores trataram desse assunto.
No século passado, o escritor francês Júlio Verne publicou um
livro intitulado Da Terra à Lua. Os heróis desse livro fazem uma viagem à
Lua tripulando um veículo cilíndrico, lançado ao espaço por um poderoso
canhão.
Cerca de 100 anos depois, a história imaginada por Júlio Verne tornou-se
realidade. O foguete usado na primeira viagem à Lua corresponde ao
canhão de Júlio Verne. E a cápsula espacial na qual viajaram os astronautas
representa o veículo cilíndrico idealizado pelo escritor francês.
Para Conquistar o espaço os homens idealizaram alguns inventos, tais
como:
Os balões
O padre brasileiro Bartolomeu Lourenço de Gusmão inventou o balão,
o aeróstato.
O balão de gás
Nele era usado o hidrogênio; servia para transportar pessoas, mas
não era dirigível.
O balão dirigível
Em 1901, o brasileiro Alberto Santos Dumont construiu o primeiro
balão dirigível.
O Zepelim
Imenso balão cilíndrico, usado como meio de transporte.
O pára-quedas e o helicóptero
Leonardo da Vinci desenhou o primeiro pára-quedas e o primeiro
helicóptero no século XV. O primeiro helicóptero foi construído por Luís
Brequet, em 1907.
O “14 Bis”
Primeiro avião a voar na Europa, construído por Santos Dumont.
Os aviões
Os primeiros aviões surgiram em 1908-1909 e eram movidos com
motores a pistão.
O avião a jato
Era movido por motores de reação.
Os foguetes
Servem para transportar os satélites e as naves até suas órbitas.
Como funciona um foguete
Seu motor se assemelha ao de um avião a jato. Os grandes foguetes
têm vários estágios.
O combustível do foguete
Hidrogênio líquido, álcool, querosene.
"Houston, we have a problem!" Quem não se lembra desta frase
dita em pleno vôo espacial durante o projeto Apollo. O "problem" anunciado
nada mais era do que um dos momentos mais tensos da história da
conquista
espacial,
que
aterrorizou
os
astronautas
a
bordo,
os
pesquisadores da NASA, o governo americano e o público de todo o mundo.
Por horas a fio, todos tremeram, duvidaram, questionaram. Enquanto as
famílias rezavam e os cientistas buscavam uma solução, os astronautas
Lovell, Haise e Swigert, passavam frio, fome, medo, respiravam com pouco
oxigênio e viam abortado o sonho de pisar em solo lunar. Foram 5 dias, 22
horas e 55 min de aflição, angústia e desespero. Teria sido um dos piores
desastres da Era Espacial, que ficaria registrado para sempre e que deixaria
marcas indeléveis no capitulo da conquista da Lua, caso a habilidade do
Centro de Controle de Mísseis Espaciais da NASA, situado em Houston,
Texas, e dos tripulantes da Apollo 3 tivessem falhado. Somar-se-ia a perda
da vida dos três astronautas, a derrota americana na corrida espacial.
Sobrepujado pela então União Soviética em todos os passos da conquista do
cosmos, os Estados Unidos tinham determinado que a ida a Lua seria usada
para mostrar seu poderio tecnológico e cientifico, seu domínio sobre a Terra
e o Universo. Nada poderia sair errado. E não saiu! Quando o presidente
americano John Kennedy declarou que a NASA deveria levar o homem à Lua
e trazê-lo de volta com vida para o planeta Terra antes dos anos 70, ele e
todos os Estados Unidos da América sabiam muito bem onde queriam
chegar. Era a década de 60, da cortina de ferro, da Guerra Fria, do Vietnã.
As duas potências empinavam o nariz e mediam forças. Capitalismo e
comunismo dividiam o planeta e lutavam por cada pedaço de terra, por
cada bandeira, por cada nação. Desde o inicio da conquista espacial, os
então soviéticos mostravam que não estavam ali para fazer ficção cientifica,
mas para fazer ciência pura. Foram pioneiros em tudo - colocou em órbita o
primeiro satélite, o primeiro animal, o primeiro homem, a primeira mulher, o
primeiro vôo tripulado com dois e depois com três astronautas e a primeira
estação espacial. Não satisfeitos, realizaram a primeira caminhada no
espaço, o primeiro rendevouz (a aproximação de duas naves espaciais em
pleno vôo) e o primeiro docking (quando as naves acoplam entre si em
órbita). A cada missão, a cada satélite, a cada foguete soviético, os Estados
Unidos tremiam. Nesta corrida, tudo valia. Arquivos confidenciais eram
violados, espiões eram acionados e indivíduos eram subornados, o que
provocava intratáveis dores de cabeça nos cientistas e nos governos. De
repente, porém, nasce a idéia das idéias. O presidente Kennedy convoca a
nação para um desfio, abre os cofres da Casa Branca e motiva a NASA a
conquistar nosso satélite natural. Em 1969, no dia 20 de julho, os
astronautas americanos Nell Armstrong e Aldwin << Buzz >> Aldrin pisam
no solo lunar. Calcula- se que mais de 1 bilhão de pessoas tenham assistido
a transmissão deste momento histórico marcado pela frase de Armstrong
<< Um pequeno passo para um homem, mas um salto gigantesco para a
humanidade >>. E ele tinha razão! Foi um gigantesco salto para a
humanidade. O homem pela primeira vez rompia, definitivamente, o cordão
umbilical com a mãe Terra. Os americanos respiraram aliviados. Apesar de o
próprio Kennedy estar morto, a sua estratégia havia dado certo. Ninguém se
lembra mais de todo o pioneirismo soviético. Tudo foi esquecido, como num
passe de mágica. De todas as conseqüências científicas e tecnológicas
decorrentes das missões do projeto Apollo, a mais importante delas é a
certeza de que não estamos mais presos ao nosso planeta. A certeza de que
podemos ir além, que é possível habitar outros mundos, é, certamente, um
salto gigantesco. E por isto, a estratégia de Kennedy funcionou!
Principais vôos tripulados
1961: o soviético Yuri Gagarin faz o primeiro vôo orbital tripulado a bordo da
Vostok 1 (12/4) O astronauta norte-americano Alan Shepard Jr., a bordo da
Mercury 3, faz um vôo suborbital (5/5).
1962: John Glenn faz o primeiro vôo orbital tripulado norte-americano.
1965: o soviético Alexsei Leonov é o primeiro homem a sair de uma nave, a
Voskhod 2, para o espaço, onde permanece por 12 minutos (18/3) O norteamericano Edward White II sai de sua nave, a Gemini 4, e permanece 20
minutos no espaço.
1968: a nave norte-americana Apollo 8 faz o primeiro vôo tripulado na
órbita lunar.
1969: Apollo 11 é a primeira nave tripulada a descer na Lua; dois de seus
três tripulantes, Neil Armstrong e Edwin Aldrin, são os primeiros homens a
pisar o solo lunar.
1971: lançada a primeira estação espacial orbital, a Salyut 1. A nave Soyuz
10, com três astronautas, faz a primeira manobra de acoplamento de uma
nave à estação.
1973: lançada a primeira estação orbital norte-americana, a Skylab.
1975: primeira experiência espacial conjunta dos EUA e URSS, com o
acoplamento das naves Apollo 18 e Soyuz 19.
1981: ônibus espacial Columbia inaugura nova fase da exploração espacial
com naves construídas para fazer sucessivas viagens entre a Terra e o
espaço.
1984: o astronauta norte-americano Bruce McCandless é o primeiro homem
a voar livremente no espaço. Com uma mochila propulsora nas costas, ele
se afasta até 100 m da nave Challenger.
1986: os soviéticos Leonid Kizim e Vladimir Soloviov fazem a primeira
transferência no espaço entre as duas estações orbitais. Saem da Mir no
módulo de transporte Soyuz T-15, percorrem 3 mil km, fazem acoplagem
com a Salyut-7 e, depois, regressam à Mir.
1991: a astronauta norte-americana Shannon Lucid bate recorde de
permanência de uma mulher no espaço: 530 horas.
1992: a nave russa Soyuz TM-14, com dois astronautas russos e um alemão,
resgata o astronauta Serguei Krikalev da estação espacial Mir; sua
permanência no espaço, prevista para cinco meses, prolonga-se por mais
cinco devido aos acontecimentos políticos que resultam no fim da URSS O
ônibus espacial norte-americano Atlantis lança o laboratório espacial
europeu Eureca-1.
1993: O Columbia lança o laboratório alemão Spacelab D-2.
Após a conquista da Lua, o objetivo da corrida espacial passa a
ser a coleta de informações a respeito dos planetas vizinhos e o lançamento
de satélites para uso comercial. Entre 1962 e 1970 as sondas Veneras
soviéticas e Mariners norte-americanas fotografam e filmam a superfície de
Vênus e Marte. Nas décadas de 70 e 80 os pesquisadores dedicam-se a
enviar sondas para conhecer os demais planetas do Sistema Solar. A
Voyager 2 chega em 1994 a Plutão. As voyagers levam mensagens e
informações sobre a Terra para eventuais contatos com extraterrestres.
Satélites, sondas e vôos não-tripulados
1957: a URSS lança os dois primeiros satélites artificiais, o Sputnik 1, em
outubro, e o Sputnik 2, em novembro, que leva o primeiro ser vivo ao
espaço, a cadela Laika.
1958: os EUA lançam seu primeiro satélite, o Explorer 1.
1959: os soviéticos lançam o projeto Lunik (ou Luna) de sondas de
exploração lunar. Sobrevoam a Lua em fevereiro com a Lunik 1, atingem sua
superfície em setembro com a Lunik 2 e fazem as primeiras fotos da face
oculta do satélite em outubro com a Lunik 3.
1960: os EUA lançam o primeiro satélite de telecomunicações, o Echo 1, que
apenas
reflete
as
ondas
eletromagnéticas,
e
o
primeiro
satélite
meteorológico, o Tiros 1.
1961: os soviéticos lançam a sonda Venera 1, a primeira a sobrevoar Vênus.
1962: os EUA lançam o primeiro satélite ativo de telecomunicações, o
Telstar, e inauguram o sistema intercontinental de transmissão de imagens
de televisão Lançada a Mariner 2, primeira sonda norte-americana a
sobrevoar Vênus e que envia as primeiras informações sobre a superfície do
planeta.
1964: lançada a Mariner 4, que entra na órbita marciana em 1995 e tira as
primeiras fotos do planeta.
1966: a sonda soviética Lunik 9 pousa suavemente na superfície lunar (3/2)
A sonda norte-americana Surveyor pousa na Lua (2/6).
1972: os EUA lançam a Pioneer 10, primeira sonda a aproximar-se de
Júpiter.
1975: os EUA lançam as sondas Viking 1 e 2, as primeiras a pousar
suavemente em Marte e a cartografar os planetas e seus satélites.
1977: os norte-americanos lançam as sondas Voyager 1 e 2, programadas
para atingir em um único vôo as órbitas de Júpiter, Saturno, Urano e
Netuno, e depois dirigir-se para fora do Sistema Solar.
1985: lançado nos EUA o primeiro satélite brasileiro de comunicações, o
Brasilsat A1, construído no Canadá.
1990: o ônibus espacial Discovery lança a sonda Ulisses para estudar as
regiões polares do Sol; a sonda bate o recorde de velocidade: 54. 925 km/h
O Japão lança a nave Muses-A, que coloca em órbita lunar o satélite
Hagorono O ônibus espacial Discovery coloca em órbita o Hubble, primeiro
telescópio orbital (abril) e a sonda espacial Ulysses (outubro).
1992: a Nasa lança o Mars Observer, com destino a Marte. No ano seguinte,
ela deixa de emitir sinais à Terra A sonda espacial Pioneer 10 completa 20
anos no espaço e continua enviando informações a Terra.
1993: a Rússia testa a vela solar, criada para refletir a luz do Sol na Terra e
que poderá servir para iluminar as noites de inverno nas áreas próximas ao
Pólo Norte e também 0000para impulsionar os veículos espaciais Lançado
nos EUA o primeiro satélite planejado e construído no Brasil, o SCD-1.
As roupas dos astronautas
Durante uma viagem à lua, os astronautas usam três tipos de
vestimentas.
O macacão de vôo:
É a vestimenta básica dos astronautas. É um macacão feito sob medida,
com um tecido de náilon chamado beta. Esse macacão é colocado
diretamente sobre a pele e não pode ser retirado em nenhum momento.
O macacão pressurizado
O astronauta usa essa roupa sobre o macacão de vôo. O macacão
pressurizado é revestido de fibras beta, que o protegem contra um
eventual incêndio na cabina e contra o calor excessivo durante o reingresso
na atmosfera terrestre.
Um macacão pressurizado conta de:
a) uma camada fina de náilon;
b) uma camada de borracha hermeticamente fechada para conservar a
pressão;
c) uma camada para diminuir o calor;
d) uma camada externa, de náilon metalizado.
O traje lunar
É um macacão pressurizado normal, sem a cobertura de fibra
beta. Antes de deixar o módulo lunar, o astronauta veste sobre esse
macacão um conjunto leve que o protege do calor solar e dos meteoritos.
Usa também um capacete de metal com uma viseira transparente e uma
fina lâmina de ouro, para protegê-lo dos raios solares.
Medicina no Espaço
Quando uma pessoa vai para o espaço ela sofre várias
modificações em seu organismo por causa da gravidade. Até o organismo
se acostumar sem a gravidade leva certo tempo, e quando a pessoa volta à
crosta terrestre ela tem de fazer exercícios de reabilitação, como por
exemplo, para voltar a andar, o que leva três semanas de reabilitação.
Pode-se também ir para o espaço para se fazer pesquisas e Ter
um avanço na medicina como a Shannom Lucid que foi para o espaço fazer
experimentos científicos com tecidos vivos. Há muitas mais coisas para
saber a respeito da medicina, mas muitas delas ainda estão em estudos e
não são divulgadas.
Referências:
BARCELLOS, João Carlos Holland de. A origem do Universo. 2005.
BARROS, Carlos. Ciências: Meio Ambiente, Universo, Programas de Saúde,
Noções de Ecologia. São Paulo: Ática, 1999.
CHASSOT, Attico – A ciência através dos tempos. 15ª ed. São Paulo,
Moderna,
1994—Coleção Polêmica.
COSTA, J. R. V. Para que serve Astronomia. Tribuna de Santos, Santos, 29
out.
2001. Caderno de Ciência e Meio Ambiente, p. 2.
FÍSICA NA ESCOLA, A Cosmologia v. 6, n. 1, 2005.
GASPAR, A. Física, Vol. 1 – Mecânica. São Paulo: Ática, 2002.
GONÇALVES, Jane T.S., KUCERA, Lia; MACHADO, Lise; BAGLIOLI, Oromar.
Ciências: 5ª série. Curitiba: Módulo, 1994.
GONZALEZ, Encarnacion Amélia Martinez et all. Anais do 2º Congresso
Brasileiro de Extensão Universitária - Belo Horizonte – 12 a 15 de setembro
de 2004 - A Astronomia como Ferramenta Motivadora no Ensino das
Ciências - Área Temática de Educação.
GOWDAK, Demétrio Ossowski. Ciências, 5: o universo e o homem:
astronomia, matéria e energia, saúde. – São Paulo: FTD, 1993.
MACHADO, Arnaldo da Silva. Projeto Astronomia para amadores
mirins: Ciência além dos muros da escola. Departamento de Física –
Universidade Federal do Amazonas, Manaus – AM.
MARQUES, Jenny de Lourdes; PORTO, Dinorah Poletto. Ciências – o solo, a
água e o ar. São Paulo: Scipione, 1994.
NOGUEIRA, Durval Lordelo et all. Projeto de Astronomia Popular e
Observatório Virtual. UNEB.
NUSSENZVEIG, H. M. Curso de Física Básica, Vol. 1 – Mecânica. São
Paulo, Edgard Blücher, 2002.
PARANÁ, Secretaria do Estado de Educação- Diretrizes curriculares da
rede pública da educação básica do estado do Paraná, Curitiba, 2006.
PEREIRA, SANTANA & WALDHELM. Ciências. São Paulo: Brasil, 2001.
PIETROCOLA, Maurício (org.) - Ensino de física: conteúdo, metodologia
e epistemologia numa concepção integradora. Florianópolis, Ed. Da
UFSC, 2001.
TERRAZAN, E. A. & AULER, D. “Repensando a Física no Ensino Médio”
In: Formação de Professores: um Desafio, Goiânia, Editora da Universidade
Católica de Goiás, 1996.
TRAJANO DA COSTA, R. C. Introdução à História das Ciências Físicas,
notas não-publicadas.
TSALLIS, C. “Física, por que fazê-la?” Caderno Catarinense do Ensino de
Física 9, 67, (1992).
http://www.mitossobrecriacaomundo.htm
http://www.sdss.org/news/releases/ 20031028.powerspectrum.html
http://bustard. phys.nd.edu/ Phys171/lectures/dm.html
http://bustard.phys.nd.edu/Phys171/lectures/ dm.html.
http://www.adorofisica.com.br/trabalhos/fis/equipes/corridaespacial/textos.ht
m
http://www.wikpédia.org
www.zenite.nu