Movimento Geocêntricos

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Movimentos Geocêntricos
José Adolfo S. de Campos
Observatório do Valongo
Modelos de Cosmos dos Gregos
Geocentrismo
Aristóteles (384 - 322 a.C.)
Incorporou a Física no modelo científico.
Argumentou que o Sol não poderia ser o centro
do Sistema Solar porque não se conseguia ver
a paralaxe das estrelas e a Terra não produzia
som no seu deslocamento pelo espaço.
Ptolomeu (85 - 165 d.C.)
Seu modelo geocêntrico procurava explicar
os fenômenos observados pelos astrônomos,
tais como: Variações de velocidade angular
e brilho dos planetas; movimento retrógrado
dos planetas durante um certo período.
Animação com Marte
José Adolfo S. de Campos
Observatório do Valongo
Modelos de Cosmos dos Gregos
Animação em Flash
Modelos de Cosmos dos Gregos
Heliocentrismo
Aristarcos de Samos (ca 310 – ca. 230 a.C.)
Propôs o Sol como centro do sistema planetário
baseado nas relações entre os tamanhos do Sol,
Terra e Lua, determinados por ele.
Nicolau Copérnico (1473 -1543)
Propôs o Sol como centro do sistema solar mas
mantinha o movimento circular excêntrico e os
Epiciclos para a Lua e os Planetas.
José Adolfo S. de Campos
Observatório do Valongo
Modelos de Cosmos dos Gregos
Heliocentrismo
Johannes Kepler (1571 – 1630)
Usando os dados de Tycho Brahe (1546 – 1601) sobre as posições de Marte,
deduziu empiricamente 3 regras matemáticas para as órbitas dos planetas,
conhecidas como Leis de Kepler.
1a Lei: As órbitas dos planetas são elipses com o Sol em um dos focos
2a Lei: Os planetas varrem áreas iguais durante tempos iguais na órbita
3a Lei: O quadrado do período orbital é proporcional ao cubo da distância do
planeta ao Sol
Animação em Flash
José Adolfo S. de Campos
Observatório do Valongo
Modelos de Cosmos dos Gregos
Heliocentrismo
Galileu Galilei (1564 – 1642)
Através de observações feitas com o telescópio, foram revelados fatos que
derrubaram os argumentos a favor do sistema geocêntrico, tais como: as
Manchas Solares, as Fases de Vênus, os 4 satélites girando entorno de Júpiter
e os anéis de Saturno.
Isaac Newton (1642 – 1727)
Seus trabalhos mostram que o sistema de Copérnico-Kepler obedecia as leis
da mecânica. Newton demonstrou matematicamente as leis de Kepler,
introduzindo pequenas alterações nos seus enunciados
1a Lei: As órbitas dos planetas são elipses com o centro de massa do sistema
Planeta-Sol em um dos focos (alterado)
2a Lei: Os planetas varrem áreas iguais durante tempos iguais na órbita
3a Lei: A razão entre o cubo da distância do planeta ao Sol e o quadrado do
período orbital é igual a soma das massas do planeta e do Sol (alterado)
José Adolfo S. de Campos
Observatório do Valongo
Conseqüências da Visão Geocêntrica
• Configurações Planetárias
• Período Sinódico x Período Sideral
• Fases dos Planetas e da Lua
• Eclipses do Sol e da Lua
Configurações Planetárias
Movimento de Retrogradação de Vênus
Planeta
Duração típica da
Retrogradação (dias)
Tempo médio entre
Retrogradações (dias)
Mercúrio
22
116
Vênus
42
584
Marte
72
780
Júpiter
120
399
Saturno
138
378
José Adolfo S. de Campos
Observatório do Valongo
Movimento de Retrogradação
José Adolfo S. de Campos
Observatório do Valongo
Período Sinódico de um Planeta
Interior
Os planetas interiores andam mais depressa que a Terra. Esta imagem
mostra a situação para Mercúrio, que tem um período sinódico de cerca
de 116 dias (~ 1/3 do ano da Terra).
José Adolfo S. de Campos
Observatório do Valongo
Período Sinódico x Período Sideral
Planetas Interiores
 1  1   1 
     
 S   TP   TE 
Planetas Exteriores
 1  1   1 
     
 S   TE   TP 
Planeta
Mercúrio
Vênus
Marte
Júpiter
Saturno
Urano
Netuno
Plutão
Período Sideral Período Sinódico
87,969 dias
224,701
686,98
4332,71
10759,50
30685,00
60190,00
90800,00
115,88 dias
583,92
779,94
398,88
378,09
369,66
367,49
366,73
José Adolfo S. de Campos
Observatório do Valongo
Fases dos Planetas e da Lua
José Adolfo S. de Campos
Observatório do Valongo
90°
E
W
Animação em Flash
José Adolfo S. de Campos
Observatório do Valongo
José Adolfo S. de Campos
Observatório do Valongo
Vênus
Terra
Marte
Júpiter
Animação em Flash
José Adolfo S. de Campos
Observatório do Valongo
José Adolfo S. de Campos
Observatório do Valongo
Vênus
Terra
Marte
Júpiter
José Adolfo S. de Campos
Observatório do Valongo
José Adolfo S. de Campos
Observatório do Valongo
Vênus
Terra
Marte
Júpiter
José Adolfo S. de Campos
Observatório do Valongo
Fases da Terra
José Adolfo S. de Campos
Observatório do Valongo
A Lua
Diâmetro = 3474,8 km
Diâmetro Aparente médio = 31’ 5”
Massa = 7,349 . 1022 kg
Perigeu = 356 410 km; Apogeu = 406 697 km; Distância média à Terra = 384 400 km
José Adolfo S. de Campos
Observatório do Valongo
A Lua
José Adolfo S. de Campos
Observatório do Valongo
Movimentos da Lua
Período Sideral = 27, 32166 dias
Período Sinódico = 29,53 dias = 29d 12h 44m 2,9 s
Período Rotação em torno do eixo = 27,32166 dias
José Adolfo S. de Campos
Observatório do Valongo
Fases da Lua
Animação
em Flash
José Adolfo S. de Campos
Observatório do Valongo
Fases da Lua
José Adolfo S. de Campos
Observatório do Valongo
Onde e Quando ver as Fases da Lua
Fase
Onde
Quando
─
─
Lua Nova – L1
Crescente – L2
Oeste
Após o por do Sol
Quarto Crescente – L3
Sul -> Oeste
Antes da meia-noite
Crescente Convexo – L4
Sudeste -> Oeste
Por do Sol -> depois da meianoite
Lua Cheia – L5
Este -> Oeste
Toda a noite
Minguante Convexo – L6 Este -> Sudoeste
Antes da meia-noite -> nascer
Quarto Minguante – L7
Este -> Sul
Depois da meia-noite
Minguante – L8
Este
Antes do nascer do Sol
José Adolfo S. de Campos
Observatório do Valongo
Movimentos da Lua
 Regressão da Linha dos Nodos : Período = 18,61 anos (R 19,3°)
 Movimento da Linha Perigeu – Apogeu: Período = 8,85 anos (D 40,7°)
 Oscilações da Inclinação da Órbita: Período = 173 dias (4° 59’ - 5° 17’)
 Inclinação da Órbita = 5,145°
 Oscilações da Excentricidade da Órbita = 0,055 (0,040 – 0,071)
José Adolfo S. de Campos
Observatório do Valongo
Movimentos da Lua
I. Libração em Longitude: Amplitude  7,6°
O movimento de rotação da Lua é uniforme em torno do seu eixo, mas o
Movimento de revolução em torno da Terra não é
II. Libração em Latitude: Amplitude  6,7°
O equador da Lua está inclinado de ~ 6,7° em relação ao plano da sua
órbita
III. O tamanho da Terra não é desprezível e durante as cerca de 12h que
a Lua permanece visível, a variação da posição do observador sobre a
Terra, permite ver além dos 180°
José Adolfo S. de Campos
Observatório do Valongo
Movimentos da Lua
 Movimento do Sistema Terra - Lua
 Movimento Espacial da Lua em torno do Sol
José Adolfo S. de Campos
Observatório do Valongo
Eclipse Solar
Sol
Umbra
Sombra Total
Terra
Lua
Sombra Parcial Penumbra
• Um Eclipse Solar ocorre
quando a Lua passa em
frente ao Sol
José Adolfo S. de Campos
Observatório do Valongo
Eclipses Solares
O Sol tem aproximadamente o mesmo diâmetro angular (~ 0.50)
que a Lua.
Quando a Lua passa em frente do Sol cobrindo-o completamente,
temos um Eclipse Solar Total.
José Adolfo S. de Campos
Observatório do Valongo
Eclipse Solar Total
Animação
José Adolfo S. de Campos
Observatório do Valongo
Eclipse Solar Total
Cromosfera e Coroa
Proeminências
José Adolfo S. de Campos
Observatório do Valongo
José Adolfo S. de Campos
Observatório do Valongo
Efeito Anel de Diamante
José Adolfo S. de Campos
Observatório do Valongo
Terra e Lua têm órbitas ligeiramente elípticas
Apogeu
Periélio
Terra
Lua
Perigeu
Sol
Afélio
(Elipcidades muito exageradas!)
José Adolfo S. de Campos
Observatório do Valongo
Eclipses Anulares do Sol
Perigeu
Apogeu
Periélio
Afélio
Os tamanhos
angulares do Sol
e da Lua variam,
dependendo de
sua distância à
Terra.
Quando a Terra está
próxima do Periélio e a
Lua está próxima do
Apogeu, nós vemos um
Eclipse Anular do Sol
José Adolfo S. de Campos
Observatório do Valongo
Eclipse Anular de 30 de Maio de 1984
José Adolfo S. de Campos
Observatório do Valongo
Condições para Ocorrência de Eclipses
A órbita da Lua está inclinada em relação a Eclíptica de ~ 50.
Um eclipse solar somente pode ocorrer se a Lua passa pelo nodo próximo
do instante da Lua Nova.
José Adolfo S. de Campos
Observatório do Valongo
Condições para Ocorrência de Eclipses
Os Eclipses ocorrem em uma seqüência cíclica
→ Ciclo de Saros: 18 anos, 11 dias, 8 horas
José Adolfo S. de Campos
Observatório do Valongo
O Ciclo de Saros
Em cada Ciclo de Saros ocorrem cerca de 70 eclipses, sendo 41
solares e 29 lunares.
Dois eclipses separados por um período de Saros têm propriedades
geométricas semelhantes (mesmo nodo, mesma distância da Terra,
mesma época do ano)
Como o Ciclo de Saros não tem um número inteiro de dias, somente
após 3 ciclos a série retorna a mesma região geográfica
José Adolfo S. de Campos
Observatório do Valongo
Próximos Eclipses Solares
José Adolfo S. de Campos
Observatório do Valongo
Eclipse Lunar
Sol
Umbra
Terra
Lua
Penumbra
• Um Eclipse Lunar ocorre
quando a Lua passa na sombra
da Terra.
José Adolfo S. de Campos
Observatório do Valongo
Eclipse
Lunar
A sombra da Terra é constituída por uma zona de completa escuridão – Umbra,
e uma zona de escuridão parcial – Penumbra.
Se a Lua passa pela Umbra temos um Eclipse Lunar. Se a superfície inteira da
Lua entra na Umbra, o eclipse lunar é Total.
José Adolfo S. de Campos
Observatório do Valongo
Condições para Ocorrência de Eclipses
A órbita da Lua está inclinada em relação a Eclíptica de ~ 50.
Um eclipse lunar somente pode ocorrer se a Lua passa pelo nodo próximo
do instante da Lua Cheia.
José Adolfo S. de Campos
Observatório do Valongo
Eclipse Lunar Total
José Adolfo S. de Campos
Observatório do Valongo
Eclipse Lunar Total
Um Eclipse Lunar Total
pode durar até 1h
40m
Durante um eclipse
total, a Lua apresenta
uma coloração
avermelhada,
refletindo a luz solar
espalhada pela
atmosfera da Terra.
José Adolfo S. de Campos
Observatório do Valongo
Eclipses Lunares
Tipicamente
ocorrem 1 a 2
eclipses lunares
por ano
José Adolfo S. de Campos
Observatório do Valongo
As Marés
As Marés são causadas
pela diferença da atração
gravitacional da Lua
sobre os oceanos
• Entre o lado próximo e
o centro da Terra
• Entre o lado afastado e
o centro da Terra
→ 2 marés alta e 2
marés baixa
→ Ciclo ~ 12h 25m
→ A maré se propaga do
Leste para Oeste
José Adolfo S. de Campos
Observatório do Valongo
As Marés
O Sol também produz
efeitos de maré, com
cerca da metade da
intensidade da Lua.
Marés de Sigízias
Próximo da Lua Cheia e
da Lua Nova, os dois
efeitos se somam
causando as Marés de
Sizígias.
Próximo dos quartos
crescente e minguante
da Lua, os dois efeitos
estão em ângulo reto e
meio que se cancelam,
produzindo as Marés de
Quadraturas..
Marés de Quadraturas
Animação em Flash
José Adolfo S. de Campos
Observatório do Valongo
Conseqüências das Marés
A Terra também exerce forças de maré sobre o interior
rochoso da Lua, que é cerca de 20 vezes maior do que o
efeito da Lua sobre a Terra.
→ A Lua está girando com o mesmo período em torno do
seu eixo que o período de revolução em torno da Terra.
→ Nós sempre vemos a mesma face da Lua voltada para a
Terra.
A onda de maré não aponta diretamente para a Lua por
causa da rotação da Terra.
→ A rotação da Terra é freada, causando um aumento da
duração do dia de 0,0015 seg por século.
→ A Lua se afasta da Terra cerca de 3,8 cm por século.
José Adolfo S. de Campos
Observatório do Valongo
Conseqüências das Marés
A 500 000 000 anos atrás: Duração do dia  21 h
Daqui a alguns bilhões de anos: Duração do dia  47 dias atuais
José Adolfo S. de Campos
Observatório do Valongo
Ocultações e Trânsitos
Quando um astro, geralmente um satélite, passa na frente
de outro bem maior em diâmetro angular, dizemos que
houve um Trânsito.
Trânsito de Vênus em 1882
José Adolfo S. de Campos
Observatório do Valongo
Ocultações e Trânsitos
Trânsito de Vênus
8 de junho de 2004
José Adolfo S. de Campos
Observatório do Valongo
Ocultações e Trânsitos
Devido ao movimento da Lua através do céu, o seu disco está
continuamente se interpondo entre nós e as estrelas ou planetas,
causando um súbito desaparecimento do astro. Este fenômeno é
conhecido como Ocultação do astro.
Ocultação da estrela
Aldebaran pela Lua
20 de abril de 1999
José Adolfo S. de Campos
Observatório do Valongo
FIM
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