CADERNO TEMÁTICO DESVELANDO A ASTRONOMIA Uma … · FORMAÇÃO DO UNIVERSO O problema da origem do Universo é antigo, ... Cosmologia é a Ciência que estuda a estrutura, ... órbita

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SECRETARIA DE ESTADO DA EDUCAO SEED

SUPERINTENDNCIA DA EDUCAO

PROGRAMA DE DESENVOLVIMENTO EDUCACIONAL PDE

MARCIA APARECIDA ROSSIERI

CADERNO TEMTICO

DESVELANDO A ASTRONOMIA

Uma Proposta Para o Ensino de Cincias

_____________________________________________________________________JACAREZINHO PR

2008

______________________________________________________________________

SECRETARIA DE ESTADO DA EDUCAO SEED

SUPERINTENDNCIA DA EDUCAO

PROGRAMA DE DESENVOLVIMENTO EDUCACIONAL PDE

MARCIA APARECIDA ROSSIERI

DESVELANDO A ASTRONOMIA

Uma Proposta Para o Ensino de Cincias

Caderno Temtico apresentado ao Programa de Desenvolvimento Educacional (PDE), orientado pelo Prof. Ms. George Francisco Santiago Martin, como produo didtico-pedaggica.

____________________________________________________________________JACAREZINHO PR

2008

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SUMRIO

1. DESVELANDO A ASTRONOMIA: UMA PROPOSTA DE

INOVAO....

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2. OS GRANDES ASTRONOMOS................................................ 163. AS GALXIAS E SUAS ESTRELAS..................................... 264. A ASTRONOMIA PLANETRIA................................................ 355. A CORRIDA ESPACIAL............................................................ 816.REFERNCIAS........................................................................ 87

1. DESVELANDO A ASTRONOMIA: UMA PROPOSTA DE INOVAO

ASTRONOMIA: UMA BUSCA DO CONHECIMENTO DO UNIVERSO.

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O QUE ASTRONOMIA?

A Astronomia a cincia que estuda os astros.

Astros so todos os corpos que se encontram no espao celeste.

Portanto, a Terra e o Sol so Astros ou um corpo celeste.

Todo e qualquer conhecimento cientfico obtido de um

conjunto de cincias. A Astronomia _ que faz parte da cincia denominada

Fsica _ estuda o Universo. Universo o conjunto de tudo o que existe,

desde as minsculas partculas existentes no tomo s imensas galxias do

espao sideral.

A Astronomia a mais antiga entre todas as cincias. Observar

o cu estrelado tem sido muito mais que uma fonte de inspirao para o ser

humano. O movimento dos corpos celestes revela-se peridico e por isso

tem sido associado s variaes do clima da Terra. Desde os tempos mais

remotos, contemplar o firmamento era como assistir ao movimento de um

imenso relgio, de extraordinria preciso, cujo mecanismo era preciso

conhecer e dominar.

Mitos sobre a Criao do Mundo

De onde provm a terra? Como se formou o Universo? Muito

antes das teorias cientficas sobre a origem do mundo, todas as religies,

todas as culturas do planeta, tinham j dado resposta a estas perguntas.

Egito: A terra surgiu do Nilo

Havia no Egito Antigo vrios mitos sobre a criao, contam-se

pelo menos 10 divindades criadoras. Antes de todas as coisas no havia

seno trevas e gua primordial, o Nun (oceano semelhana do Nilo que

continha todos os germes da vida). Surgiu o senhor todo-poderoso Atum,

que se criou a si prprio a partir do Num, por ter pronunciado o seu prprio

nome, depois teve 2 gmeos, um filho Chu (que representava o ar seco) e

uma filha Tefnut (ar mido). Estes separaram o cu das guas e gerou Geb

a terra seca e Nut o cu.

Grcia: A unio do Cu e da Terra

Para os Gregos, o incio da criao era o Caos, e este gerou

rebo (a parte mais profunda dos infernos) e Nyx ( noite). Estes fizeram

nascer ter (o ar) e Hmera (o dia). Depois Gaia (terra) tornou-se a base em

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que todas as vidas tm a sua origem. rano (cu) casou-se com Gaia

(terra). Todas as criaturas provm desta unio do cu e da terra (tits,

deuses, homens).

Criao Bblica

1 Dia Deus criou o Cu e a Terra

2 Dia Deus fez o firmamento e separou umas guas das

outras e chamou firmamento de Cu

3 Dia Houve a Terra e os Mares

4 Dia Deus separou os dias e as noites

5 Dia Surge peixes e aves

6 Dia Surgem outros animais. Deus cria o Homem

7 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 concentrao de matria e energia

extremamente densa e quente.

Nesse momento, ocorre uma exploso, o chamado Big Bang,

que desencadeia a expanso do Universo, depois a matria arrefece e

passados um bilio de anos, a matria agrega-se para formar as primeiras

galxias.

FORMAO DO UNIVERSO

O problema da origem do Universo antigo, talvez mesmo o

mais antigo problema filosfico com o qual o homem j se deparou.

Duas teorias contraditrias despertam a ateno da cincia em

relao origem do universo. Onde estar a verdade?

Vejamos:

1. No princpio do universo, todo o material csmico se

encontrava reunido num ncleo gigante que explodiu para dar origem s

estrelas: o Big Bang

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2. O universo estava, desde o princpio, tal como o vemos hoje,

e as estrelas - a sua densidade e os seus movimentos no espao -

permaneceram, em mdia, as mesmas. Universo Eterno.

Mrio Novello, famoso fsico brasileiro, um dos cientistas de

fama internacional, que se preocupa sobremaneira, com a origem e destino

do nosso universo. Seus crticos propagam a idia de que as teorias de

Novello no eram para serem levadas a srio. Quais seriam estas idias?

Mrio Novello, partidrio do Universo Eterno, apresentou a hiptese de um

modelo onde o Big Bang surgiria com o pice de um perodo de colapso no

Universo Eterno. Seguir-se-ia uma fase de expanso que ocorre at hoje.

Ao olhar o cu em uma noite sem nuvens e longe das luzes da

cidade, inevitvel a sensao de vastido do cosmos. Inmeras luzinhas,

que hoje sabemos serem estrelas distantes. Ao observar mais atentamente,

percebemos uma faixa leitosa que atravessa o cu. Essa faixa nada mais

que a nossa galxia, a Via Lctea. Ela tem uma forma achatada como uma

panqueca, com as estrelas distribudas em braos espirais. Ela contm

dezenas de bilhes de estrelas, nosso Sol sendo apenas uma delas,

localizado em um dos braos a uma distncia do centro da galxia

correspondente a aproximadamente 2/3 do seu raio. Quando olhamos

perpendicularmente ao plano de nossa galxia, para cima ou para baixo da

panqueca, no vemos tantas estrelas. A faixa leitosa no nosso cu nada

mais que a projeo de um grande nmero de estrelas na direo do

plano galctico. Tal concentrao de estrelas no permite a identificao

individual delas, leitosa que d origem ao nome de nossa galxia, que

apenas uma entre os bilhes de galxias que existem no nosso universo.

O que vem a ser cosmologia?

Cosmologia a Cincia que estuda a estrutura, evoluo e

composio do universo. Por Cincia, nos referimos ao uso do mtodo

cientfico para criar e testar modelos; por estrutura, entenda se o

problema da forma e da reorganizao da matria no universo; por

evoluo, as diferentes fases pelas quais o universo passou; por

composio, queremos saber do que feito o universo.

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Devemos nos considerar privilegiados, pois somos a primeira

gerao a ter capacidade tecnolgica para estudar cientificamente o

universo, graas ao desenvolvimento de instrumentos de alta preciso,

desde os grandes telescpios dos montes Wilson e Palomar, ambos nos

Estados Unidos, ao telescpio espacial Hubble e aos satlites COBE (Cosmic

Background Explorer) e WMAP (Wilkinson Microwave Anisotropy Probe). Sem

o avano tecnolgico dos ltimos 50 anos, seria impossvel formular e testar

teorias sobre o universo. Esses instrumentos trouxeram e alguns ainda

trazem muitas informaes acerca do universo.

Paradoxalmente, ao mesmo tempo em que alcanamos um

estgio de grande conhecimento, sabemos que a maior parte do universo

feita de algo que ainda no compreendemos: a matria escura e a

energia escura, que abordaremos mais adiante.

Antes de discutirmos a estrutura do universo temos que

introduzir a unidade de distncia 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

o quilmetro (km). Obviamente podemos expressar a distncia entre duas

cidades em unidades menores, como o centmetro, mas certamente no

conveniente. Da mesma maneira, quando estudamos distncias entre

objetos no universo, a unidade mais apropriada o ano luz, definido como a

distncia que a luz percorre em um ano. A velocidade da luz no vcuo de

300 mil quilmetros por segundo e, portanto, um ano-luz equivale a cerca

de 10 trilhes de km. Outra unidade relacionada ao ano-luz e tambm muito

usada o parsec, que equivale a 3,26 anos luz. Para se ter uma noo de

distncias usando a velocidade da luz, vamos citar alguns exemplos: o

permetro da Terra de aproximadamente 0,1 segundo-luz; a distncia da

Terra ao Sol vale cerca de oito minutos-luz; a estrela mais prxima de ns

(Alfa Centauro) est a 4,2 anos-luz, enquanto uma das galxias mais

prximas (Andrmeda) encontra-se a cerca de 2 milhes de anos-luz. O

tamanho do universo que podemos em princpio observar de cerca de 13

bilhes de anos-luz. 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 Andrmeda e que imprime sua imagem em

uma chapa fotogrfica levou 2 milhes de anos para chegar at ns e,

portanto, mostra como era essa galxia h 2 milhes de anos atrs.

Uma das maiores descobertas do sculo passado foi, sem

dvida, o fato de que o universo est em expanso. Por muito tempo,

pensou-se que, descontado o movimento aparente das estrelas devido

rbita da Terra ao redor do Sol, o universo seria esttico, imutvel. Mesmo

Einstein acreditava nisso, pois no havia evidncias experimentais do

contrrio. Porm, em 1929, o astrnomo norte-americano Edwin Hubble

(1889-1953) observou que as galxias esto se afastando de ns, ou seja,

que o universo est em expanso.

Mas ser ento que estamos no centro do universo?

Afinal de contas todas as galxias esto se afastando de ns!

Para responder a essa pergunta, vamos imaginar o seguinte caso, que

anlogo ao que acontece no universo: suponha que tenhamos nos

transformado em pessoas chatas (no sentido de achatadas ou

bidimensionais) ou em formigas, daquelas espcies muito pequenas.

Imaginemo-nos, agora, movendo-nos sobre a superfcie de um balo de

borracha, desses comuns em festas infantis, no qual tenhamos pintado,

com uma caneta, manchas com o mesmo tamanho e formato para

representar as galxias. Para ns, em nossa nova forma

(seres achatados ou formiguinhas), no existe nenhum ponto

privilegiado ou centro na superfcie do balo. Seria a mesma coisa que nos

perguntar qual o centro da superfcie do planeta Terra. Lembre-se de que,

pelo fato de agora sermos achatados, o espao em que podemos nos mover

apenas a superfcie curva do balo, ou seja, no temos acesso ao seu

interior. Essa analogia bi-dimensional mais fcil de imaginar do que um

espao curvo de trs dimenses, que o caso do nosso universo. Nessa

analogia, a expanso do universo representada pelo enchimento do balo.

medida que o balo enche, as galxias (manchas) vo 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

est no centro da expanso do balo.

Mas, como j vimos, no existe um centro. Se o universo no

esttico, isto , evolui ento ele possui uma histria. Podemos pensar na

evoluo atual do universo como um filme. Rodando o filme de trs para

frente, percebemos que no passado as galxias estavam mais prximas

umas das outras. Conseqentemente houve, portanto, um momento em

que todas as galxias estavam juntas (na verdade, as galxias no existiam

no passado, tendo sido formadas durante a evoluo do universo, a

aproximadamente 1 bilho de anos aps o incio), quando o balo estaria

totalmente murcho (temos que imaginar que o balo se reduz a um ponto

nesse caso). Esse seria o instante inicial do filme, e o tempo decorrido a

partir daquele incio at o presente o que chamamos de idade do

universo. Conhecendo-se a velocidade das galxias e as distncias delas at

ns, podemos estimar o tempo que elas levaram para que chegassem onde

esto hoje. Com base na teoria da relatividade geral de Einstein,

complementada com dados observacionais, foi possvel chegar a uma boa

estimativa da idade do universo: cerca de 13 bilhes de anos. medida

que rodamos o filme da histria do universo ao contrrio, notamos que,

como as galxias ficam mais prximas umas das outras, o universo fica

cada vez mais denso. Tambm, devido a essa compresso, o universo fica

mais quente quem j encheu um pneu de bicicleta com uma bomba

manual talvez j tenha verificado que a bomba se aquece devido

compresso do ar. Levando essa contrao ao extremo, conclumos que o

universo comeou sua evoluo a partir de um estado extremamente

quente e denso. Por esse motivo, a teoria que descreve essa evoluo

denominada de big bang, desenvolvida principalmente estudo da estrutura

do universo realizada pelo SDSS feita em duas etapas: galxias so

identificadas em imagens bi-dimensionais e, com a determinao de suas

distncias, um mapa tri-dimensional com profundidade de 2 bilhes de anos

luz criado. SDSS Quando esquentamos o gelo, ele derrete, formando gua

e, se continuamos a esquentar a gua, ela evapora.

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O gelo, a gua e o vapor so diferentes fases da gua. Da

mesma maneira, o universo passou por diferentes fases, dependendo de

sua temperatura em um dado momento. Lembre-se que temperatura e

densidade aumentam medida que olhamos cada vez mais no passado do

universo. Uma das conseqncias mais interessantes a de que, somente

depois de aproximadamente 400.000 anos aps o incio do universo, sua

temperatura ficou menor que alguns milhes de graus, correspondente

energia de ligao do hidrognio. Foi apenas depois dessa poca que os

tomos puderam se formar. Antes disso o universo era um plasma de

ncleos atmicos leves (hidrognio e hlio, principalmente) e eltrons,

fortemente acoplados pela radiao eletromagntica (luz). Assim, o

universo era opaco antes dessa poca. Depois de 400.000 anos, os tomos

desses elementos leves puderam se formar e o plasma se neutralizou,

tornando o universo transparente, pois os ftons no interagem diretamente

com matria eletricamente neutra.

Chamamos a esse fenmeno de recombinao. Ainda mais no

passado (mais prximo ao incio do universo), a temperatura e densidades

eram ainda muito maiores, de modo que em seus primeiros momentos o

universo era constitudo por uma sopa quentssima de partculas

elementares. A teoria da relatividade geral, suplementada pela teoria da

fsica das partculas elementares, fornece um modelo para a evoluo do

universo, o chamado Modelo Cosmolgico Padro, nome mais pomposo para

o big bang. A teoria atual mais aceita pelos cientistas a do Big Bang

(grande exploso). No incio a 10 ou 20 bilhes de anos, todo universo

estaria concentrado numa partcula nica, extraordinariamente densa e

quente. Essa partcula teria sofrido uma imensa exploso _ o Big Bang _,

transformando-se numa imensa bola de gs muito quente e densa. Essa

enorme e quentssima bola foi se expandindo, resfriando-se, fragmentando-

se e dando origem as galxias. No interior das galxias foram se formando

as estrelas, os planetas e outros corpos.

Uma das diferenas entre cincia e mitologia consiste

justamente no fato de que modelos cientficos devem ser verificados

experimentalmente para serem comprovados ou rejeitados. Caso nossos

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modelos no possam ser verificados, ou seja, caso eles no faam previses

passveis de teste, ento estamos fazendo filosofia.

Concentraremos em dois desses fsseis, que foram decisivos

para determinar o sucesso do Modelo Cosmolgico Padro: a radiao

cosmolgica de fundo e a abundncia de elementos leves.

O Modelo Cosmolgico Padro descreve o universo iniciando

sua evoluo a partir de um estado extremamente quente e denso. O

universo, ento, se expande e esfria. O que restou hoje desse grande calor

inicial equivale a uma temperatura de apenas 270 graus Celsius negativos,

muito prxima do chamado zero absoluto de temperatura. Portanto, todo o

espao permeado por esse calorzinho ou radiao que sobrou do big

bang. Essa uma previso do modelo, realizada em 1948 por Gamow e

colaboradores. Pouco menos de duas dcadas mais tarde, esse eco do big

bang foi detectado por uma grande antena de comunicao nos laboratrios

Bell, nos EUA. Hoje em dia ela representa o melhor espectro de corpo negro

j medido. O estudo experimental e terico dessa chamada radiao

cosmolgica de fundo tem sido fundamental para o desenvolvimento da

cosmologia. A radiao cosmolgica de fundo extremamente homognea,

mas suas pequenas variaes de uma parte em 10.000, detectadas no

incio da dcada de 1990, deram origem s galxias, estrelas e,

ultimamente, a ns.

Outro fssil do incio do universo est na presena de alguns

elementos leves, como o deutrio e o hlio, formados na fornalha csmica

que era o universo trs minutos depois de seu surgimento, situao na qual

a temperatura atingia cerca de um bilho de graus. Os outros elementos,

como nossos tomos de carbono, oxignio, etc., foram sintetizados no

interior de estrelas, onde as altssimas temperaturas permitem produzi-los

atravs de reaes nucleares. Esses elementos so ejetados das estrelas

quando estas explodem em eventos chamados super novas. Esse processo

de formao de elementos denominado nucleossntese.

O Modelo Cosmolgico Padro prev que aproximadamente a

quarta parte de toda a matria do universo foi convertida em hlio.

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Clculos sofisticados tambm resultam em previses para a

abundncia no universo de deutrio e ltio.

Esses nmeros foram verificados observacionalmente nos

ltimos 20 anos (no simples realizar essas medidas) e seu acordo com o

Modelo Cosmolgico Padro representam mais um sucesso a seu favor.

Do que feito o universo?

Perguntas simples de serem formuladas geralmente possuem

respostas complexas. Por exemplo, se me perguntassem do que feita a

mesa que estou usando para escrever esse texto poderia responder

simplesmente de que a mesa feita de madeira. A resposta correta, mas

pode no satisfazer totalmente a curiosidade de uma mente inquiridora.

Mas do que feita a madeira?

Seria a prxima pergunta. Uma seqncia de perguntas deste

tipo nos leva rapidamente fronteira do conhecimento cientfico no mundo

microscpico.

A madeira feita de molculas e estas so compostas de

tomos. Os tomos, apesar do nome de origem grega que significa

indivisvel, so de fato formados por um ncleo pesado contendo prtons e

nutrons e com eltrons orbitando ao seu redor. A estrutura do tomo, que

comeou a ser desvendada por Lord Rutherford nos anos de 1910, o que

geralmente aprendemos na escola. Hoje sabemos que os prtons e nutrons

so formados por outras partculas, denominadas quarks e gluons, mas isso

no ser relevante para nosso propsito. Portanto, ao invs de responder

que a mesa feita de eltrons, quarks e gluons, aqui ser suficiente

responder que a mesa feita de tomos.

Aumentando um pouco nosso escopo, vamos atentar para o

mundo que nos cerca, como o nosso planeta.

Do que feito o planeta Terra?

Sem dvida, toda a diversidade de nosso planeta pode ser

reduzida a tomos.

Mas no s isso. Por exemplo, caso no houvesse luz ao nosso

redor, no conseguiramos enxergar nada. A luz apenas um exemplo

particular do que chamamos de radiao eletromagntica, que abrange

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desde a radiao de nossos fornos de microondas at os raios- X usados

para fazermos radiografias. Sabemos desde o incio do sculo passado que

a luz feita de uma torrente de partculas elementares denominadas ftons.

Outro ingrediente que temos ao nosso redor, mas que no notamos so

partculas de um tipo diferente produzidas em reaes nucleares, como as

que ocorrem no Sol ou em reatores aqui na Terra. So os chamados

neutrinos, que interagem to fracamente que bilhes deles podem passar

por nossos corpos sem que percebamos. Eles foram detectados apenas na

dcada de 1950, com o desenvolvimento dos primeiros reatores nucleares

para gerao de eletricidade. Podemos ento responder simplificadamente

A radiao cosmolgica de fundo extremamente homognea, mas suas

pequenas variaes de uma parte em 10.000, detectadas no incio da

dcada de 1990, deram origem s galxias, estrelas e, ultimamente, a ns

Ncleos atmicos, como o carbono e ferro, tambm foram (e so)

sintetizados atravs de reaes nucleares no interior de estrelas e ejetados

quando estas explodem em eventos chamados super novas. Esse processo

de formao de elementos qumicos denominado nucleossntese Para

galxias, a massa como funo do raio inicialmente cresce com M(r) 3, o

que implica em (assumimos uma densidade constante por simplicidade) at

sua borda (onde no deveria haver mais muita matria) e depois

permanece constante. Portanto, a curva de rotao em uma galxia deveria

inicialmente aumentar linearmente e depois decrescer com o inverso da raiz

quadrada da distncia. Porm, onde a curva de rotao permanece

praticamente constante mesmo para distncias maiores que a borda visvel

da galxia. Esse comportamento indica que a massa da galxia cresce com

M(r) r alm da borda visvel da galxia, indicando a presena de matria

escura. Essa matria escura estaria presente em um halo invisvel

esfericamente simtrico ao redor da galxia.

Existem muitas outras evidncias da existncia de matria

escura: dinmica de galxias em aglomerados de galxias, efeitos de lentes

gravitacionais, efeitos na curvatura do universo e outros.

Vamos agora iniciar nossa tentativa de responder pergunta:

do que feito o universo? Primeiramente, temos que enfatizar algo bvio: o

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universo muito grande. Como podemos tentar responder a essa pergunta

se nunca conseguimos sequer enviar espaonaves para as redondezas do

nosso sistema solar? Certamente temos que inferir a composio do

universo a partir de observaes realizadas por instrumentos aqui na Terra

ou em sua rbita. Como primeira tentativa, poderamos pensar que o

universo feito das mesmas coisas que esto no nosso planeta: tomos,

ftons e neutrinos. De fato, por muitos anos esse foi o paradigma cientfico.

Esse paradigma comeou a ruir quando observaes iniciadas na dcada de

1930 pelo astrnomo suo Fritz Zwicky, realizadas no observatrio

americano do Monte Wilson, mostraram que o peso das galxias (ou, mais

precisamente, a quantidade de massa), cerca de 100 vezes maior que o

de todas as estrelas da galxia somadas. Portanto, existe na galxia um tipo

de matria que no irradia luz, que ficou conhecida pelo nome de matria

escura (matria transparente seria mais apropriada). Na dcada de 1970,

avanos em cosmologia mostraram como calcular a quantidade de tomos

de elementos leves, como o hlio e o deutrio, que teriam sido produzidos

nos trs primeiros minutos do universo. Para explicar as quantidades

observadas desses elementos leves em galxias distantes, apenas uma

frao muito pequena do universo, aproximadamente 5%, seria composta

de tomos. Uma frao ainda muito menor corresponderia a ftons e

neutrinos. Portanto, a maior parte do universo no feito do mesmo

material que ns somos feitos, de tomos. Mas ento qual a composio

dos outros 95% do universo?

No temos ainda uma resposta definitiva. Chegamos fronteira

do conhecimento macroscpico. A presena de matria escura se estende

muito alm das estrelas e poeira que formam a matria visvel e que

identificamos, efetivamente, como nossa galxia. A matria escura na

realidade invisvel, mas suas propriedades so determinadas

indiretamente atravs de seu efeito gravitacional no movimento das

estrelas e nuvens de gs da galxia.

A Idade do Universo

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Fizemos anteriormente uma determinao da idade do Universo

fazendo uma suposio de que a expanso do Universo teve velocidade

constante do passado at o Universo atual. S que agora sabemos que isto

no verdade. Os efeitos da gravidade desaceleram a expanso. No

importa qual modelo de Universo escolhemos, sempre correto dizer que o

Universo se expandia mais rapidamente no passado do que agora. A

suposio de que o Universo se expandiu com velocidade constante deve

nos ter levado a uma estimativa de idade do Universo que maior do que a

idade real. O Universo deve ser mais jovem que 13 bilhes de anos (o

valor determinado anteriormente). Quo mais jovem depende de quanta

desacelerao ocorreu.

2. OS GRANDES ASTRONOMOS

A viso que hoje temos do Sistema Solar no a mesma de

anos atrs. E no preciso recordar a Antiguidade dos orientais e dos

gregos, ou os sculos de Ptolomeu, Coprnico, Galileu e Kepler. Quem tem

mais de 25 anos nasceu numa poca em que se acreditava que Saturno era

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o nico planeta com anis, pois foi apenas em maro de 1977 que os anis

de Urano foram descobertos, seguidos pelos de Jpiter, em 1979, e os de

Netuno, em 1989. Nosso sistema planetrio vem se modificando

continuamente desde sua formao e os nossos conhecimentos sobre ele

vm se aprimorando rapidamente, no ritmo das descobertas.

Os antigos observavam a existncia de estrelas fixas e estrelas

viajantes que caminhavam de modo errante, tempos para frente e tempos

para trs. Por que este fenmeno acontecia? Porque a forma da Lua era

varivel? Porque o Sol permanecia mais tempo no cu no vero e menos

tempo no inverno (em algumas regies desaparecendo por meses)? As

respostas a essas perguntas que nos levaram compreenso do Universo. A

grande pista para essa compreenso foi regularidade dos fenmenos

observados: os dias e as noites, as fases da Lua, a movimentao das

estrelas errantes (planetas), viajando atravs das outras estrelas fixas. Os

observadores concluram que os corpos celestes se organizam de alguma

forma.

Os astros sempre foram motivo de observao e estudo para o

homem. Astecas, chineses, indianos e outras civilizaes como a

Mesopotmia, e povos como os gregos e os rabes registraram ao longo da

histria diversos eventos celestes, como eclipses solares e lunares e

efetuaram medidas dos astros e de suas rbitas principalmente com o

objetivo de manter calendrios precisos. Os dois maiores astrnomos da

antigidade foram Hiparco e Ptolomeu. Estas primeiras observaes

astronmicas eram feitas totalmente a olho nu e, portanto, limitadas. A

inveno do telescpio deu maior impulso observao do cu.

O telescpio tem uma origem controversa, sendo sua inveno

geralmente atribuda a Hans Lippershey, um fabricante de lentes

neerlands, em 1608. Em 1609, o astrnomo italiano Galileo Galilei

apresentou um dos primeiros telescpios registrados pela histria (uma

"luneta") e dele obteve diversas observaes astronmicas que o levaram a

confirmar o sistema heliocntrico de Coprnico. As observaes de Galileu

incluram a descoberta das manchas solares, do relevo lunar e dos satlites

de Jpiter, entre outras importantes descobertas.

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http://pt.wikipedia.org/wiki/J?piter_(planeta)http://pt.wikipedia.org/wiki/Sat?litehttp://pt.wikipedia.org/wiki/Luahttp://pt.wikipedia.org/wiki/Cop?rnicohttp://pt.wikipedia.org/wiki/Heliocentrismohttp://pt.wikipedia.org/wiki/Galileo_Galileihttp://pt.wikipedia.org/wiki/It?liahttp://pt.wikipedia.org/wiki/Astronomiahttp://pt.wikipedia.org/wiki/1609http://pt.wikipedia.org/wiki/1608http://pt.wikipedia.org/wiki/Pa?ses_Baixoshttp://pt.wikipedia.org/wiki/Hans_Lippersheyhttp://pt.wikipedia.org/wiki/Telesc?piohttp://pt.wikipedia.org/wiki/Telesc?piohttp://pt.wikipedia.org/wiki/Astronomiahttp://pt.wikipedia.org/wiki/Ptolomeuhttp://pt.wikipedia.org/wiki/Hiparcohttp://pt.wikipedia.org/wiki/Astr?nomohttp://pt.wikipedia.org/wiki/Eclipsehttp://pt.wikipedia.org/wiki/Ar?biahttp://pt.wikipedia.org/wiki/Gr?ciahttp://pt.wikipedia.org/wiki/Mesopot?miahttp://pt.wikipedia.org/wiki/?ndiahttp://pt.wikipedia.org/wiki/Chinahttp://pt.wikipedia.org/wiki/Astecas

Tentando explicar esses fenmenos surgiram os dois grandes

modelos historicamente construdos: o modelo geocntrico, tendo por

defensor de destaque Ptolomeu e o modelo heliocntrico de Coprnico.

O modelo Geocntrico

No incio da era crist, Cludio Ptolomeu aperfeioou o modelo

geocntrico proposto por pensadores pr-socrticos, 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 poca eram conhecidos Mercrio,

Vnus, Marte, Jpiter e Saturno). As rbitas do Sol e da Lua representavam

crculos perfeitos, enquanto os planetas descreviam uma rbita mais

complexa, apresentando pequenos crculos 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 geocntrico: Terra, Lua, Mercrio, Vnus, Sol, Marte,

Jpiter, Saturno e as estrelas fixas, nesta ordem.

Os pequenos crculos (epiciclos) que os planetas descreveriam

em torno de crculo maior (deferente), explicariam a ida e vinda dos

planetas em determinadas pocas do ano. Existem algumas evidncias que

podem comprovar o conhecimento a olho nu dos planetas mencionados, por

exemplo, no livro sagrado, a Bblia, est escrito em Jos 10:13 e o Sol se

deteve e a Lua parou... o Sol pois se deteve no meio do cu, ou seja, Jos

orou e o Sol parou. Pela lgica, s poderia parar algo que estivesse em

movimento, se o Sol parou porque estaria se movendo em relao Terra,

a qual se encontra parada. Outra evidncia considerada seria o fato de o

prprio Sol nascer a leste, caminhar em trajetria circular at ficar a pino e

depois se por a oeste. Ptolomeu props, ainda, outro exemplo que

comprovaria o repouso da Terra: se soltarmos uma pedra do alto de um

edifcio ela cai no p do edifcio, diferentemente do que seria esperado,

segundo ele, pois, se a Terra se movesse, o edifcio se afastaria com ela e a

pedra cairia longe dele.

Mas o argumento mais forte do geocentrismo, aps o sculo

XIII, seria de natureza religiosa (e, portanto, poltica, j que a influncia

poltica do clero perdurou por sculos): Deus habitara o centro do Universo;

17

Cristo, o filho do prprio Deus, habitou a Terra; o homem, feito imagem e

semelhana de Deus, habitaria o centro do Universo e, conseqentemente,

este centro seria a Terra (a morada do homem), tornando os demais astros,

as estrelas, por exemplo, apenas como enfeites, sendo imutveis.

O Modelo Heliocntrico

O primeiro modelo pensado, por Aristarco de Samos, propunha

que a Terra giraria em torno do Sol, em relao a um eixo central. Com essa

suposio, ele explicou o ciclo das estaes do ano e tambm a seqncia

de dia e noite. Com argumentos de trigonometria, estimou a distncia da

Terra a Lua e o espao que separa a Terra e o Sol. Na poca do

renascimento, a produo de vidro, que levaria produo de lentes e s

futuras montagens de culos para leitura e do micro-telescpio, j ocorria

com significativo domnio. Neste ambiente de transformao rpida, que

Coprnico revisitou Aristarco e props sete axiomas principais para

sustentar sua teoria:

*Nem toda es fera celeste gira em torno de um nico centro.

* O centro da Terra no o centro do Universo, mas apenas o

da gravidade e rbita da Lua.

* Todas as esferas giram em torno do Sol; conseqentemente,

o Sol o centro do Universo.

*A distncia das estrelas fixas to imensa, em comparao

da Terra ao Sol, que esta insignificante.

* Os movimentos que aparecem no firmamento no provem

do firmamento e sim da Terra, que a cada dia gira em torno do seu prprio

eixo.

*6- O que nos parece o movimento do Sol no outro se no

o movimento da Terra que, como os outros planetas, giram em torno dele.

*7- Os movimentos aparentemente retrgrados dos planetas

devem-se apenas ao movimento da Terra que basta para explicar todos os

movimentos irregulares no cu.

A obra de Coprnico atinge no apenas os dogmas cientficos,

mas tambm religiosos. Em 1600, Giordano Bruno havia defendido a

doutrina de Coprnico, bem como as idias de que o universo infinito e

18

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 no

blasfemar. Seu comentrio final no julgamento foi: Espero vossa sentena

com menos medo do que a promulgas. Chegar um tempo em que todos

vero o que eu vejo. Antes de sua morte, a soluo do enigma da rbita de

Marte, enunciado nos apontamentos precisos de Tycho Brahe comeou a ser

encontrada.

Havia um problema na descrio do caminho terico dos

planetas (com base no circulo perfeito) estabelecida por Aristteles, a qual

no combinava com as observaes. Aps anos de rduo trabalho, Johannes

Kepler, discpulo de Brahe, conseguiu mostra que, corrigindo a teoria de

Coprnico no sentido de dar ao Sol a posio central, a rbita elptica se

mostrou em melhor de acordo com a experincia.

Kepler pode formular suas trs leis do movimento planetrio:

1. As rbitas dos planetas so elpticas e o Sol se localiza num

dos focos;

2. O raio imaginrio que liga o Sol a qualquer planeta varre

reas iguais em tempos iguais.

3. O quadrado do perodo de revoluo (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 no s

pela publicao da astronomia nova, mas tambm porque pela primeira

vez, um homem aponta uma luneta para o cu. Seu nome Galileu Galilei,

contemporneo de Kepler. Ele observou que o cu tambm mutvel. Em

Janeiro de 1610, quando Galileu apontou a luneta para o cu, observou o

corpo esbranquiado da Via - Lctea, a galxia que contm o nosso sistema

solar, revelando um amontoado de estrelas nunca antes observado pelo

olho humano. Por volta de sete horas da manh, em fevereiro de 1610,

observou trs plidas estrelas em volta do corpo de Jpiter. Na noite

seguinte, descobriu espantado, que mudaram de posio. Compreendeu,

ento, que no so estrelas fixas como Aristteles havia ensinado. No dia

seguinte o cu estava nublado, mas em 10 de fevereiro s enxergavam-se

duas estrelas. No dia seguinte, elas eram quatros.

19

Ao final de dois meses, ele registraria: A experincia sensvel

mostra, agora, que quatros estrelas errantes giram em torno de Jpiter,

como a Lua em torno da Terra, e todas junto com Jpiter e num perodo de

12 anos em torno do Sol numa grande revoluo. De Jpiter, Galileu passou

para Saturno e Vnus, constatando que os planetas recebem luz do Sol, no

tm luz prpria. Ao observar Vnus com seu telescpio, Galileu fez outra

importante descoberta: observou que Vnus apresenta fases, como a Lua.

As suas observaes tambm contradizem o modelo de Ptolomeu, segundo

o qual a rbita de Vnus deveria ser um epiciclo inteiramente contido entre

o Sol e a Terra, que levaria Vnus a aparecer sempre da mesma forma,

como um crescente iluminado (sem fases).

O homem, que sempre se tinha considerado como rei da

criao, viu-se subitamente vivendo em um planeta secundrio, que

revolvia em torno de um sol muitssimo maior. Uma idia to revolucionria

devia ter provocado uma grande agitao nas mentes dos homens de

pensamento. Bastante estranhamente, no causou quase nenhuma. O

sistema mundial de Coprnico foi considerado essencialmente como um

mtodo inteligente de reduzir oitenta crculos a trinta e quatro. No

obstante, a pouca ateno que se deu a ele durante a gerao seguinte foi,

de modo geral, amistosa. Embora os luteranos, a partir de Lutero, tivessem

detestado o livro desde o princpio, a maior parte da cristandade tinha-se

conservado em atitude reservada, pelo menos. at mesmo possvel que a

cristandade tivesse absorvido eventualmente o conceito da Terra em

movimento de Coprnico, exatamente como tinha aceito anteriormente a

Terra esfrica de Aristteles. Mas no devia ser assim to simples. Um

monge renegado de nome Giordano Bruno (1574-1600) abriu os olhos da

Igreja para as perigosas implicaes da teoria de Coprnico, e um Galileu

desprovido de tato fechou a questo completamente.

Tycho Brahe

Tycho Brahe nasceu em 14 de dezembro de 1546 na cidade de

Skane, Dinamarca. Primognito de uma famlia nobre foi criado pelo tio, do

qual tambm herdaria grande fortuna. Ainda muito jovem foi estudar Direito

e Filosofia na Universidade de Copenhague. Foi quando presenciou um

20

eclipse parcial do Sol e ficou impressionado com a preciso da previso

matemtica do fenmeno.

O fato de que o movimento dos astros poderia ser to bem determinado, a

ponto de sabermos suas posies 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 j era tarde. Tycho

estava maravilhado pela Astronomia. Comprava livros, instrumentos e

passava a noite observando o cu.

Supernova: Uma noite, em 17 de agosto de 1563, descobriu que

as efemrides de sua poca estavam erradas em vrios dias na previso de

uma aproximao aparente entre Jpiter e Saturno. Assim, decidiu ele

mesmo compilar tabelas mais acuradas a partir de observaes

sistemticas e mais precisas das posies dos planetas por um longo

perodo de tempo.

No dia 11 de novembro de 1572 Tyhco teria o privilgio de

contemplar um evento celeste que o deixaria ainda mais maravilhado: a

exploso de uma super nova, uma estrela de grande massa que ao morrer

emite um pulso de luz de curta durao (em comparao com seu tempo de

brilho), porm de grande intensidade. Maior que o brilho de todas as

estrelas da galxia juntas.

O dinamarqus Tycho Brahe nasceu exatamente trs anos aps

a morte de Coprnico. Enquanto Coprnico foi um terico competente,

Tycho Brahe foi um observador astronmico extremamente competente e

preciso talvez o maior de todos os tempos. Ele ganhou de Frederico II da

Dinamarca um observatrio localizado em uma ilha, Uraniborg, e equipou-o

com instrumentos aperfeioados pelas melhores tcnicas do tempo.

Durante 10 anos em Uraniborg, e mais tarde em Praga-onde ganhou a

companhia de Kepler, reuniu as medidas astronmicas mais extensas e

precisas que jamais tinham sido conseguidas. Suas observaes sobre os

planetas foram as mais importantes de todas, devido ao papel que

desempenharam mais tarde nas mos de Kepler. Mas antes que Kepler

tivesse tempo para completar seu trabalho, Bruno conseguiu lanar a

opinio religiosa contra o Sistema Mundial de Coprnico.

21

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 seminrio

protestante cujo objetivo era criar barreiras teolgicas contra o avano da

poderosa Igreja Catlica 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 recluso do pensamento

medieval. Ele teria um vislumbre da mente de Deus.

As trs leis do cu: quase em desespero, Kepler tentou a elipse,

figura explicada pela primeira vez em manuscritos de Apolnio de Perga, na

famosa Biblioteca de Alexandria. Ah, que bobo tenho sido! Exclamou

Kepler em suas anotaes.

Seu trabalho assinala o nascimento da ASTRONOMIA moderna.

A elipse, afinal, se ajustou maravilhosamente as observaes de

Tycho. Kepler descobriu que a rbita de Marte em volta do Sol era uma

elipse e no um crculo. Assim como a dos outros planetas embora a

maioria elipses bem menos esticadas, isto , quase crculos aos olhos de um

observador desatento.

Kepler foi mais longe. Percebeu que numa rbita elptica um

planeta aumenta a sua velocidade quando se aproxima do Sol, diminuindo

quando se afasta algo que tambm est de acordo com as observaes

prticas e se tornaria a Primeira Lei do Movimento Planetrio ou a Primeira

Lei de Kepler: os planetas se movem em torno do Sol em rbitas elpticas,

com o Sol num dos focos da elipse.

Johann Kepler foi o primeiro cientista a utilizar mtodos

matemticos para descobrir as leis do movimento planetrio. Acreditava

firmemente em Coprnico e passou grande parte de sua vida procurando

uma lei simples que explicasse os movimentos do sistema solar. Por volta

de 1618, utilizando as observaes astronmicas precisas de Tycho Brahe,

tinha publicado as trs leis que se tornaram os princpios orientadores da

moderna astronomia.

22

As trs leis de Kepler foram confirmadas por incontveis

observaes. Sabemos agora que no so absolutamente exatas, mas so

quase to perfeitas que nem o mnimo erro foi encontrado nelas por mais

de duzentos anos. Os oitenta crculos de Ptolomeu, que Coprnico havia

reduzido para trinta e quatro, tinham sido agora substitudos por sete

elipses. A exigncia pitagoriana de simplicidade e elegncia matemticas

tinha finalmente sido satisfeita.

O Universo Infinito

Giordano Bruno nasceu perto de Npoles, Itlia, 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 Itlia e passou a ensinar em

diversas Universidades da Frana, Alemanha, Sua, e finalmente, em

Londres, em 1583. Ali publicou trs livretos, um dos quais Dell'infinito

Universo e Mond (Do Universo Infinito e dos Mundos) causou todo o

problema. Segundo sua crena, que Deus infinito em todos os sentidos,

Bruno sentiu que no devia haver nada que fosse finito em seu universo.

Escreveu ele que h uma interminvel quantidade de mundos particulares,

semelhantes a esta terra; como os pitagricos, considero-a como uma

estrela, e semelhantes a ela so a Lua, os planetas e as outras estrelas, cujo

nmero infinito, e todos esses corpos so mundos. Explicou tambm que

cada mundo tem seu prprio sol, em torno do qual gira. Expandindo as

idias de Coprnico, Bruno no somente tirou a Terra do centro do universo,

como tambm o Sol, porque como o universo 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 sis eram

igualmente importantes aos olhos de Deus, e algumas vezes ele pensava

que eles eram o prprio Deus.

Em 1593 Bruno cometeu o erro fantstico de regressar Itlia.

Sua presena foi logo descoberta pela Inquisio um tribunal religioso

que tinha jurisdio sobre assuntos eclesisticos e ele foi preso. Aps

sete anos de priso, foi julgado por uma srie de acusaes e considerado

culpado. A sentena foi a punio com toda clemncia possvel, e sem

23

derramamento de sangue. Estas palavras suaves significaram, na prtica,

que Bruno foi queimado vivo em uma fogueira.

E importante lembrar que as opinies de Bruno no se

baseavam na observao. Sua contribuio foi de natureza filosfica, e no

um sistema cientfico. No obstante, algumas de suas idias persistiram

aps sua morte e eventualmente encontraram compreenso em tempos

mais racionais.

Galileu e a Inquisio

A despeito da preciso e da simplicidade das leis de Kepler, a

noo de uma Terra em movimento ainda devia receber outro golpe. Logo

que Galileu fabricou seu primeiro telescpio em 1609, apontou-o para o cu

e comeou afazer descoberta aps descoberta, com incrvel rapidez.

Virando-o para a Lua, encontrou montanhas e outras irregularidades,

mostrando que era um mundo semelhante Terra. Em seguida, dirigiu seu

telescpio para as constelaes e descobriu uma multido de outras

estrelas, to numerosas que era quase inacreditvel. Bruno tivera razo,

afinal de contas. A galxia ... uma massa de inumerveis estrelas,

plantadas juntas em enormes aglomerados. Tambm Coprnico estivera

provavelmente certo, porque Jpiter e suas luas formavam um sistema solar

em miniatura, traado de acordo com suas idias. Observando Vnus,

Galileu viu que ele passa por fases exatamente como as da Lua, o que era

uma confirmao direta da teoria de Coprnico.

O sistema ptolemaico requeria que Vnus nunca mostrasse

mais do que um semicrculo de superfcie iluminada voltado na direo da

Terra. O sistema de Coprnico previa exatamente a seqncia de fases que

Galileu havia visto. Esta nica descoberta provou que Coprnico tivera

razo, para todos que acreditavam na evidncia de seus olhos.

Aproximadamente ao mesmo tempo, Galileu descobriu os anis de Saturno,

mas interpretou-os incorretamente como trs esferas que quase se

tocam. Descobriu tambm pontos negros que se moviam na superfcie 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

24

seu perodo de rotao pode ser determinado pelo deslocamento das

manchas.

3. AS GALXIAS E SUAS ESTRELAS

O Universo est povoado de sistemas estelares denominados

Galxias. No cu noturno, aparecem como manchas esbranquiadas e

difusas, com bilhes e bilhes de estrelas, poeira e gs.

25

As galxias geralmente recebem o nome da constelao onde

so observadas. Assim, existem as Galxias de Andrmeda, de rion, de

Cncer etc.

O nosso Sol, com sua famlia planetria, fazem parte da galxia

denominada VIA-LCTEA. Todas as estrelas que observamos no cu e a faixa

esbranquiada que atravessa a abboda celeste constituem a VIA-LCTEA.

Esse nome foi dado pelos romanos e significa caminho branco como o

leite.

A forma de nossa galxia de uma espiral achatada. De um

extremo ao outro, a VIA-LCTEA mede cerca de 100 mil anos-luz.

O ano-luz uma unidade de medida astronmica que

compreende a distncia percorrida pela luz, em um ano, com velocidade de

300 mil quilmetros por segundo, ento um ano-luz igual a: 300 000 x 31

536 000, ou seja, 9 461 000 000 000 de quilmetros. (Leia: nove trilhes

quatrocentos e sessenta e um bilhes de quilmetros.) assim, calcula-se

que a distncia do sol ao centro da VIA-LCTEA de 26 000 anos-luz.

Existem trs tipos de galxias: elpticas (E), espirais (S) e

irregulares (Ir). Das espirais, h trs subtipos: As, Sb e Sc segundo o

tamanho relativo do ncleo.

Nas galxias elpticas, j no h mais criao de estrelas. Nas

espirais, h 10 bilhes de anos a formao estelar vem caindo. Somente nas

galxias irregulares, o aparecimento de estrelas se mantm quase

constante.

26

Via Lctea

Os astrnomos no so donos das estrelas. Ningum . Porm,

ao descobrir um corpo celeste (como um planeta, cometa ou asteride)

possvel sugerir-lhe um nome. Isso j ocorreu vrias vezes, nem sempre

com bom senso, como no clebre caso de Urano, batizado inicialmente de

Jorge!

Thomas Bopp e o telescpio que ele mesmo construiu e usava

quando achou um novo cometa.

Todos os anos, pessoas que estudam os cus (profissionais ou

no) descobrem novos corpos celestes e, particularmente no caso dos

cometas, comum que recebam o nome de seus descobridores.

o caso do cometa Hale-Bopp, por exemplo, denominao que

faz jus a Alan Hale (um astrnomo profissional) e Thomas Bopp (um

astrnomo amador), que dividiram os crditos pelo achado.

27

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 histria da Astronomia como sendo o

primeiro que leva o nome de um brasileiro nato. Cometas e asterides

ocasionalmente recebem nomes de pessoas. Mas saiba desde j: no se d

nomes de pessoas a estrelas.

A maioria das estrelas brilhantes recebeu nomes h centenas

de anos. Nomes originrios do folclore e mitologia de gregos, rabes etc. As

estrelas de brilho muito fraco maioria no cu recebem hoje apenas

nomes de catlogo, que so designaes com letras e nmeros. Por isso

h tantas estrelas sem um nome prprio.

Os Astrnomos classificam as estrelas de diversas maneiras

baseados em critrios como brilho aparente, tamanho e cor.

O brilho aparente das estrelas o brilho que observamos no

cu, noite. Para classificar as estrelas pelo brilho, os astrnomos uma

unidade chamada magnitude.

A magnitude corresponde intensidade de luz recebida do

astro, e seus valores so expressos por nmeros. Para os astrnomos, os

valores maiores indicam brilho menor. Assim, uma estrela com magnitude

1,0 mais brilhante do que outra com magnitude 4,0, por exemplo.

Ento, quanto mais baixo o valor da magnitude, mais brilhante;

quanto mais alto o valor da magnitude, menos brilhante.

Entretanto, as estrelas que esto no cu no possuem um

mesmo brilho. E, para resolver este problema, na antigidade foi

estabelecido um conceito de magnitude, cujo brilho da estrela

representado por um nmero. Quanto mais alto este nmero, menos

brilhante a estrela, e quanto mais baixo, mais brilhante a estrela.

O que a gente observa aqui na Terra s um conceito aparente

de Magnitude, j que as estrelas no esto dispostas a uma mesma

distncia do planeta; por exemplo, se duas estrelas, com o mesmo brilho,

estiverem em distncias diferentes em relao ao observador, ele vai

perceber que a estrela mais prxima ter menor magnitude aparente (isto

28

, ser mais brilhante), e a que estiver mais distante ter maior magnitude

aparente, ou ser menos brilhante.

A forma com que se mede a posio das estrelas no cu

diferente da maneira que utilizamos para medir a extenso de objetos aqui

na superfcie. Admitindo que o cu comporta-se como uma semi-esfera

celeste, os objetos so medidos atravs de posies angulares no cu. Por

exemplo: entre o ponto mais prximo do horizonte e ponto mais alto sobre a

nossa cabea (znite), est um ngulo de 90; e, para observar todos os

pontos no horizonte, necessrio darmos uma volta em torno de ns

mesmos, ou ento girar em 360.

Srius: segunda estrela mais brilhante do cu.

Hades e Pliades, nebulosas localizadas na constelao do Touro.

Dentro dessas nebulosas, existem estrelas que foram criadas

recentemente, comparando com a idade de outras estrelas.

Tringulo de Inverno: nome dado ao tringulo formado por Srius,

Prcion e Betelgeuse, que costuma aparecer no perodo de Inverno no

Hemisfrio Norte e Vero no Hemisfrio Sul.

Diferena entre o Cruzeiro do Sul e o Falso Cruzeiro: O Cruzeiro do Sul

possui uma estrela localizada prxima ao centro da cruz (Intrometida),

e a constelao tambm sempre est apontando seu eixo maior em

direo ao Plo Sul Celeste.

Cen: Segunda estrela mais prxima da Terra. Sua distncia de, aproximadamente 4,5 Anos-Luz

Popularmente, a Constelao do Sagitrio tambm conhecida como

a constelao do Bule de Ch, pois a disposio das estrelas lembra

um bule de ch.

Tringulo de Vero: nome dado ao tringulo formado por Vega, Deneb

e Altair, que costuma aparecer no perodo de Vero no Hemisfrio

Norte e inverno no Hemisfrio Sul.

O Quadrado de Pgaso tambm pode ser utilizado para orientao, j

que cada lado do quadrado indica a direo dos Pontos Cardeais.

Estrelas mais brilhante do nosso cu:

NOME MAGNITUDE

29

Srius -1,58Canopus -0,86Prxima 0,06

Vega 0,14capella 0,21Arcturus 0,24

A fonte de energia de uma estrela, Sol, por exemplo, est nela

prpria. O hidrognio nela presente se transforma em gs denominado

hlio, atravs de um processo chamado fuso nuclear. Durante esse

processo ocorre liberao de energia, que passa para o espao em forma

principalmente de luz e calor.

A energia liberada pelo sol equivale eletricidade que seria

gerada por 10 bilhes de hidreltricas do porte de Itaipu.

As estrelas tambm podem ser classificadas pelo tamanho.

Muitas so bem maiores que o Sol, como Antares, Betelgeuse, Aldebaran,

Arcturus etc.

Os astrnomos 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 mdio ( Sol, Veja e

Sirius) e as ans ( muitas vezes so menores que a Terra)

Alm do brilho e do

tamanho, as estrelas podem ser

identificadas pelas cores:

branca, azul, verde, amarela,

laranja e vermelha. Essas cores

esto relacionadas com a

temperatura da superfcie das

estrelas e com a sua idade.

Assim, as estrelas com

temperatura mais alta so

azuis; as estrelas menos quentes so brancas; as de temperatura mdia so

amarelas; e as mais frias so avermelhadas. O Sol, por exemplo, uma

estrela amarelada: sua temperatura mdia.

30

COR TEMPERATURA

NA SUPERFCIE

IDADE EXEMPLO

VERMELHA 3.000C VELHA BETELGEUSELARANJA 4.000C VELHA ARCTURUSAMARELA 6.000C ADULTA SOLBRANCA 11.000C JOVEM SIRIUS

AZUL 25.000C JOVEM SPICA

Sobre Constelaes No passado:

-Estrelas formando desenhos

-Objetos e cenas do cotidiano

-Figuras mitolgicas

Utilizao:

-Orientao geogrfica

-Agricultura

-Estaes do ano

Voltando no tempo, pode-se dizer que, no passado, as

constelaes foram um conjunto de estrelas cujos desenhos representavam

objetos e/ou cenas do dia-a-dia e de figuras mitolgicas.

As constelaes tinham como principais utilidades orientao

geogrfica (por exemplo, nas Grandes Navegaes), sem contar que eram

usadas como referncias de marcao de tempo; isto , para alguns povos,

a apario de certas constelaes determinava os perodos de plantio e

colheita de alimentos.

Basicamente, pelo conceito atual, as constelaes so regies

do cu que so representadas pelos desenhos formados pelas estrelas

destas. Esta definio foi estabelecida pela Unio Astronmica Internacional

em 1930, que tambm constituiu que o cu em volta do planeta seria

constitudo por 88 constelaes.

31

Uma forma para ajudar a identificar as constelaes imaginar

o cu uma semi-esfera que rodeia o observador, e que nela esto

incrustadas as estrelas que conseguimos observar: est a o conceito de

esfera celeste.

Para ter um mapeamento das constelaes, foram criadas as

cartas celestes, que so uma espcie de mapa, mas representando todo o

cu que estava contido na Esfera celeste.

32

Entretanto, as cartas celestes podem mostrar tanto um cu de

uma determinada poca ou ento do ano todo. J o Planisfrio um pouco

mais especfico, pois ele indica como ser o cu em uma poca especfica

(com preciso de data e hora) do ano. E esta poca pode ser alterada com a

ajuda das guias que esto em torno do planisfrio.

Quando Carl Sagan, ainda criana, ganhou seu primeiro carto

de emprstimo 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 sis distantes. Ele descobriu que o Sol

tambm era uma estrela, s que estava mais perto, e que a Terra era um

planeta girando em volta do Sol.

A pergunta o que so estrelas? est em cada um de ns

desde criana. Gostamos comparar estrelas com coisas terrenas, como

lugares e principalmente pessoas. Adoramos quando algum 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 ns 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

voc pode conferir a olho nu! Conhea uma estrela muito temperamental.

SRIUS, Miss Universo:

Todas as estrelas brilham, mas nenhuma como Srius. Entenda como o brilho

dessa estrela no apenas a destaca no firmamento, mas nos ajuda a

compreend-lo.

SOL, magnfico astro-rei:

33

Se o Sol fosse uma celebridade teria um currculo impecvel, uma vida de

glrias no palco celeste. E seria uma honra poder entrevist-lo.

CAPELLA e seus segredos:

Ela 150 vezes mais brilhante e 16 vezes maior que o Sol, mas isso no

nada perto dos outros mistrios que sua numerosa famlia tem para nos

revelar.

BARNARD, a estrela ligeira:

No fcil apanhar uma estrela, ainda mais se ela for a mais rpida que se

tem notcia. Conhea a inofensiva Estrela de Barnard, que leva a m fama

de destruidora da Terra.

CANOPUS, a estrela-guia:

No passado, os povos do deserto a usavam para indicar a direo

aproximada do Sul. Hoje, Canopus orienta o rumo das naves que viajam

pelo oceano csmico.

ETA CARINA, pronta para explodir:

No mundo das celebridades, h sempre aquelas de temperamento

explosivo. Mas no reino das estrelas, o termo explodir levado s ltimas

conseqncias.

BETELGEUSE, uma super nova espetacular:

Por mais que voc se esforce, um telescpio sempre lhe mostrar as

estrelas como pontos de luz. A menos que voc aponte um bom

instrumento para Betelgeuse.

34

4. A ASTRONOMIA PLANETRIA

A astronomia planetria (ou cincias planetrias) a parte da

astronomia que estuda os planetas, seus satlites naturais e outros objetos

relacionados. Esse estudo tem se tornado cada vez mais amplo e tem se

expandido de forma desproporcional s demais reas da astronomia.

A astronomia planetrio toma como base os planetas e satlites

naturais do Sistema Solar, mas h ainda o crescente interesse nos planetas

extrasolares (planetas que ficam fora do Sistema Solar).

Os satlites naturais tambm tem bastante destaque dentro da

Astronomia planetria, h ainda os meteoros e cometas e mais uma

infinidade de cincias que estudam os planetas individualmente.

Um planeta (do grego , em alfabeto latino, plan t s que significa "errantes") um corpo de massa considervel que no produz

energia atravs da fuso nuclear. Em 1801, foi descoberto um planeta entre

Marte e Jpiter, Ceres. Um ano depois foi descoberto um segundo planeta,

mais ou menos mesma distncia, Palas. A ideia de dois planetas

partilharem a mesma rbita era uma afronta a milhares de anos de

pensamento. Eventualmente, o nmero destes planetas aumentou para

milhares, e foi-lhes dada uma classificao prpria e separada -

"asterides". Mais recentemente, e com a evoluo dos instrumentos e do

conhecimento novas divises foram necessrias, especificamente para o

largo nmero de planetas que tm vindo a ser descobertos para l do

sistema solar.

Planeta principal (ou simplesmente "planeta") - Planetas que

orbitam o Sol.

35

http://pt.wikipedia.org/wiki/Palashttp://pt.wikipedia.org/wiki/Cereshttp://pt.wikipedia.org/wiki/Cometahttp://pt.wikipedia.org/wiki/Meteorohttp://pt.wikipedia.org/w/index.php?title=Planetas_extrasolares&action=edithttp://pt.wikipedia.org/w/index.php?title=Planetas_extrasolares&action=edithttp://pt.wikipedia.org/wiki/Sistema_Solarhttp://pt.wikipedia.org/wiki/Sat?lite_naturalhttp://pt.wikipedia.org/wiki/Planetahttp://pt.wikipedia.org/wiki/Astronomiahttp://pt.wikipedia.org/wiki/Imagem:Compara??es_planet?rias.jpg

Planeta secundrio (ou "lua" ou "satlite natural") - Planetas

que orbitem outros planetas.

Planeta menor (ou "asteride" ou "planetide") - Planetas com

dimenso pequena num grupo lato.

Planeta menor transneptunino (ou "planetide transneptunino"

ou "Kuiper Belt Object" - KBO) - Asterides semelhantes a cometas que

orbitam depois da rbita de Neptuno.

Planeta extrassolar (ou "exoplaneta") - planetas que orbitem

outras estrelas.

Para alm destes planetas, existem ainda outro tipo de

planetas, que desafiam toda a lgica da evoluo planetria, planetas que

no orbitam qualquer estrela, caminhando errantes por entre o espao

inter-estrelar.

Os planetas podem ser divididos em sub-grupos de vrias

formas. Por exemplo, os planetas principais podem ser divididos em vrios

grupos: "Telricos" (Mercrio, Vnus, Terra e Marte), "Gasosos" (Jpiter,

Saturno, Urano e Netuno). Os planetas extrassolares normalmente seguem

dois tipos: os semelhantes a Jpiter (em especial os tipos Super-Jpiter e

Jpiter Quente), e os semelhantes Terra.

Os asterides foram incialmente classificados por apenas trs

tipos: C (carbonceos), S (silicosos) e M (metlicos), mas com a descoberta

de uma imensidade de asterodes, e consequente variedade, esta

classificao rapidamente tornou-se obsoleta, hoje em dia, existem

asterides de tipo A, B, D, E, F, G, P, Q, R, T e V.

36

http://pt.wikipedia.org/w/index.php?title=J?piter_Quente&action=edithttp://pt.wikipedia.org/w/index.php?title=Super-J?piter&action=edit

Sol

Origem: Wikipdia, a enciclopdia livre.

O Sol

Dados derivados da observaoDistncia mdia Terra 149.597.871 kmBrilho aparente (V) 26,8m

Brilho absoluto 4,8m

Caractersticas fsicasDimetro 1.392.000 kmDimetro relativo (dS/dE) 109Superfcie 6,09 1012 kmVolume 1,41 1027 mMassa 1,9891 1030 kgMassa em relao Terra 333.400Densidade 1.411 kg m-3

Densidade em relao

Terra0,26

Densidade em relao

gua1,409

Gravidade na superfcie 274 m s-2

Gravidade relativa na

superfcie27,9 g

Temperatura da

superfcie5.780 K

Temperatura na coroa 5 106 K

Luminosidade (LS)3,827

1026 J s-1

Caractersticas orbitaisPerodo de rotao No equador: 27d 6h 36mA 30 de latitude: 28d 4h 48m

37

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A 60 de latitude: 30d 19h 12mA 75 de latitude: 31d 19h 12mPerodo de translao ao

redor docentro galctico2,2 108 anos

Composio da fotosferaHidrognio 73,46 %Hlio 24,85 %Oxignio 0,77 %Carbono 0,29 %Ferro 0,16 %Nen 0,12 %Nitrognio 0,09 %Silcio 0,07 %Magnsio 0,05 %Enxofre 0,04 %

Estrela de grandeza mdia, relativamente ao conjunto nossa

galxia, a Via Lctea, em torno da qual gravitam a Terra e os outros

membros do nosso sistema planetrio. A sua massa 333 000 vezes a da

Terra e o seu volume 1 400 000 vezes. A distncia do nosso planeta ao Sol

de cerca de 150 milhes de quilmetros (ou 1 U.A., aproximadamente),

demorando a sua luz, para chegar at ns, pouco mais de oito minutos.

O Sol apresenta uma estrutura granulosa e o seu brilho no

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 mnima de 6000C;

a cromosfera tem cerca de 8000 km de espessura, de onde emergem

enormes jactos luminosos, as protuberncias, que chegam a atingir 800 000

km; e a coroa com a altura de 1 milho de quilmetros e temperatura de 1

milho de graus Celsius; a temperatura interna solar atinge 20 milhes de

graus Celsius. Presume-se que o Sol tenha 5 bilhes de anos de idade, pela

seqncia principal do diagrama de Hertzsprung-Russel, pode ser

considerado uma estrela an. O seu imprio - o Sistema Solar - compreende

8 planetas, 1600 asterides, 138 satlites e um grande nmero de cometas.

Dimetro: 1 390 000 km; Superfcie: 1 940 000 km; Volume: 2

700 000 milhes de km; Massa: 2 10 t; Velocidade absoluta (em relao

ao centro da via Lctea): 216 km/s; relativa (em relao s estrelas mais

prximas): 19 km/s. Futuro: o Sol perde cada dia 360 mil milhes de

38

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toneladas transformadas em energia. A sua atrao vai, por isso,

enfraquecendo e da que a Terra se afasta do Sol 1 m por ano.

Alm da alternncia das estaes 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 "vibraes solares", cuja freqncia aumenta

com o aumento da atividade solar, acompanhando o ciclo de onze anos de

erupes, a cada vinte e dois anos existe a manifestao do chamado

hemisfrio dominador, alm da movimentao das estruturas magnticas

em direo aos polos, que resultam em dois ciclos de dezoito anos com

incremento da atividade geomagntica da Terra e da oscilao da

temperatura do plasma ionosfrico na estratosfera de nosso planeta.

Foram observadas emisses eletromagnticas em forma de

anis de diversos tamanhos com temperaturas na ordem de dois milhes de

graus Kelvin, alm de emisso de massa coronal a cada vinte e quatro horas

aproximadamente.

Nascer do Sol

Portanto, nosso Astro Rei, domina nossa sobrevivncia na Terra.

39

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Mercrio (planeta)

Origem: Wikipdia, a enciclopdia livre.

40

Caractersticas orbitais

Distncia mdia ao Sol 0.387UA

Raio Mdio 57.910.000 km

Excentricidade 0.20563069

Perodo orbital 87d 23.3h

Perodo sindico 115.88 dias

Velocidade orbital

mdia47.8725 km/s

Inclinao 7.004

Nmero de Satlites 0

Caractersticas fsicas

Dimetro equatorial 4879.4 km

rea superficial 7.5 107 km

Massa 3.3021023 kg

Densidade mdia 5.43 g/cm3

Acelerao gravtica

superfcie2.78 m/s2

Perodo de rotao 58 d 15.5088h

Inclinao axial 0

Albedo 0.10-0.12

Velocidade de

escape4.25 km/s

Temperatura mdia

superfcie: Dia 623 K

Temperatura mdia

superfcie: Noite103 K

Temperatura

superfcie

mi

n

m

d

m

x90 K 440 K 700 K

Caractersticas atmosfricas

Presso atmosfrica Vestgios

Potssio 31.7%

Sdio 24.9%

Oxignio atmico 9.5%

Argnio 7.0%

Hlio 5.9%

Oxignio molecular 5.6%

Azoto 5.2%

41

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Mercrio teve o seu nome atribudo pelos romanos baseado no

mensageiro dos deuses, de asas nos ps, porque parecia mover-se mais

depressa do que qualquer outro planeta. o planeta mais prximo do Sol, e

o segundo menor do sistema solar. O seu dimetro 40% menor do que o

da Terra e 40% maior do que o da Lua. at menor do que Ganmedes, uma

das luas de Jpiter e Tit, uma lua de Saturno

Se um explorador andasse pela superfcie de Mercrio, veria um

mundo semelhante ao solo lunar. Os montes ondulados e cobertos de

poeira foram erodidos pelo constante bombardeamento de meteoritos.

Existem escarpas com vrios quilmetros de altura e centenas de

quilmetros do comprimento. A superfcie est ponteada de crateras. O

explorador notaria que o Sol parece duas vezes e meia maior do que na

Terra; no entanto, o cu sempre negro porque Mercrio praticamente no

tem atmosfera e a que tem no decerto suficiente para causar a disperso

da luz. Se o explorador olhasse fixamente para o espao, veria duas estrelas

brilhantes. Veria uma com tonalidade creme, Vnus, e a outra azul, a Terra.

Apesar de Mercrio no estar preso ao Sol, o seu perodo de

rotao est relacionado com o perodo orbital. Mercrio roda uma vez e

meia por cada rbita. Por causa desta relao de 3:2, um dia em Mercrio

(desde o nascer do Sol at ao nascer do Sol do dia seguinte) dura 176 dias

terrestres.

A histria da formao de Mercrio semelhante da Terra. H

cerca de 4.5 bilhes de anos formaram-se os planetas. Esta foi uma poca

de bombardeamento intenso sobre os planetas, que eram atingidos pela

matria e fragmentos da nebulosa de que foram formados. Logo no incio

desta formao, Mercrio provavelmente ficou com um ncleo metlico

denso e uma crusta de silicatos.

42

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Caractersticas

Vnus

Origem: Wikipdia, a enciclopdia livre.

O planeta Venus

Caractersticas orbitais

Distncia Mdia ao Sol 0,72333199 UA

Semi-dimetro do disco do

Sol0,71

Raio Mdio 108.208.930 km

Excentricidade 0,00677323

Perodo de revoluo 224 dias e 17 horas

Perodo sindico 583 dias e 22 horas

Velocidade orbital

mdia35,0214 km/s

Inclinao 3,39471

Nmero de Satlites 0

Caractersticas fsicas

Dimetro equatorial 12.103,6 km

rea superficial 4,60108 km2

Massa 4,8691024 kg

Densidade mdia 5,24 g/cm3

Acelerao gravtica

superfcie8,87 m/s2

Perodo de rotao -243 dias

Inclinao axial 2,64

Albedo 0,65

Velocidade de escape 10,36 km/s

Temperatura superfcie

mi

n

me

d

ma

x228 K 737 K 773 K

Caractersticas atmosfricas

Presso atmosfrica 9321,9 kPa

Dixido de carbono 96%

43

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Dimetro equatorial: 12.104 km

Massa: 4,869 x 1024

Densidade relativa mdia: 5,24 g/cm

Gravidade superfcie: 88% da Terra

rea superficial: 4,60 x 108

Maior distncia ao Sol:

Maior aproximao Terra:

Perodo orbital: 224 dias e 17 horas

Durao de um dia venusiano: 243 dias (terrestres)

Temperatura mais baixa: 228 K

Satlites: 0

Temperatura mdia superfcie: 737 K (482C)

Vnus (ou Vnus) segundo planeta a contar do Sol e tem

algumas caractersticas peculiares. Tem uma rotao retrgrada e lenta,

uma atmosfera extremamente densa e um efeito estufa forte. A atmosfera

constituda quase exclusivamente por gs carbnico.

Por estar entre a Terra e o Sol, Vnus apresenta fases tal como a

Lua. Estas fases foram primeiro observadas por Galileu e foram utilizadas

por ele como um indcio de que os planetas giram em volta do Sol.

, na maior parte do tempo (depois da Lua), o corpo celeste

mais brilhante no cu ao anoitecer (ou pouco antes de amanhecer). O fato

de Vnus s aparecer nestas alturas tem a ver com o fato de estar entre a

Terra e o Sol.

Terra

44

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Origem: Wikipdia, a enciclopdia livre.

Terra

Imagem ampliada

Caractersticas orbitais

Raio orbital Mdio 149.597.870 km

Perilio 0,983 UA

Aflio 1,017 UA

Excentricidade 0,01671022

Perodo orbital 365 dias, 5 horas e 48 minutos

Velocidade orbital

mdia29,7859 km/s

Inclinao 0,00005

Satlites naturais 1 (a Lua)

Satlite natural do Sol

Caractersticas fsicas

Dimetro equatorial 12.756,3 km

rea da superfcie 5,10072108 km

Massa 5,97421024 kg

Densidade mdia 5,515 g/cm3

Acelerao gravtica

superfcie9,78 m/s2 (lat. 45, alt. 0)

Velocidade de

escape11,18 km/s

Perodo de rotao 23 horas 56 min. e 04 seg.

Inclinao axial 23,45

Albedo 37-39%

45

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Temperatura

superfcie

mi

n

m

d

m

x184 K 282 K 333 K

Caractersticas atmosfricas

Presso atmosfrica 101,325 kPa

Azoto 78%

Oxignio 21%

rgon 1%

Dixido de carbono

Vapor de guavestgios

A Terra o terceiro planeta em rbita do Sol, depois de Mercrio

e Vnus, e anterior a Marte, Jpiter, Saturno, Urano e Netuno. Possui um

satlite natural, a Lua.

Entre os planetas do Sistema Solar, a Terra tem condies

nicas: mantm grandes quantidades de gua, tem placas tectnicas e um

forte campo magntico. A atmosfera interage com os sistemas vivos. A

cincia moderna coloca a Terra como nico corpo planetrio que possui

vida. Alguns cientistas como James Lovelock consideram que a Terra um

sistema vivo chamado Gaia.

O planeta Terra tem aproximadamente uma forma esfrica, mas

a sua rotao causa uma deformao para a forma elipside (achatada aos

plos).

Estrutura

O interior da Terra, assim como o interior de outros planetas

terrestriais, dividido por critrios qumicos em uma camada externa

(crosta) de silcio, um manto altamente viscoso, e um ncleo que consiste

de uma poro slida envolvida por uma pequena

camada lquida. Esta camada lquida d origem a um campo

magntico devido a conveco de seu material, eletricamente condutor.

O material do interior da Terra encontra frequentemente a

possibilidade de chegar superfcie, atravs de erupes vulcnicas e

fendas ocenicas. Muito da superfcie terrestre relativamente novo, tendo

menos de 100 milhes de anos; as partes mais velhas da crosta terrestre

tm at 4,4 bilhes de anos.

46

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