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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

INOVAÇÃO....

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2. OS GRANDES ASTRONOMOS................................................ 163. AS GALÁXIAS E SUAS ESTRELAS..................................... 264. A ASTRONOMIA PLANETÁRIA................................................ 355. A CORRIDA ESPACIAL............................................................ 816.REFERÊNCIAS........................................................................ 87

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, fragmentando-

se 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

12

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

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 “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.

19

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

20

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.

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 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.

22

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

23

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

24

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.

25

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.

26

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.

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 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

28

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

29

Sírius -1,58Canopus -0,86Próxima 0,06

Vega 0,14capella 0,21Arcturus 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 estrelas com

temperatura mais alta 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.

30

COR TEMPERATURA

NA SUPERFÍCIE

IDADE EXEMPLO

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

AZUL 25.000ºC JOVEM SPICA

Sobre Constelações• No passado:

-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.

31

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.

32

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:

33

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.

34

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 π , em alfabeto latino, plan t sλανήτης ē ē

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.

35

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.

36

Sol

Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre.

O Sol

Dados derivados da observaçãoDistância média à Terra 149.597.871 kmBrilho aparente (V) 26,8m

Brilho absoluto 4,8m

Características físicasDiâmetro 1.392.000 kmDiâmetro relativo (dS/dE) 109Superfície 6,09 × 1012 km²Volume 1,41 × 1027 m³Massa 1,9891 × 1030 kgMassa em relação à Terra 333.400Densidade 1.411 kg m-3

Densidade em relação à

Terra0,26

Densidade em relação à

água1,409

Gravidade na superfície 274 m s-2

Gravidade relativa na

superfície27,9 g

Temperatura da

superfície5.780 K

Temperatura na coroa 5 × 106 K

Luminosidade (LS)3,827 ×

1026 J s-1

Características orbitaisPeríodo de rotação No equador: 27d 6h 36mA 30° de latitude: 28d 4h 48m

37

A 60° de latitude: 30d 19h 12mA 75° de latitude: 31d 19h 12mPeríodo de translação ao

redor docentro galáctico2,2 × 108 anos

Composição da fotosferaHidrogénio 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

38

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.

39

Mercúrio (planeta)

Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre.

40

Características orbitais

Distância média ao Sol 0.387UA

Raio Médio 57.910.000 km

Excentricidade 0.20563069

Período orbital 87d 23.3h

Período sinódico 115.88 dias

Velocidade orbital

média47.8725 km/s

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

à superfície2.78 m/s2

Período de rotação 58 d 15.5088h

Inclinação axial 0°

Albedo 0.10-0.12

Velocidade de

escape4.25 km/s

Temperatura média

à superfície: Dia 623 K

Temperatura média

à superfície: Noite103 K

Temperatura

à superfície

mi

n

mé

d

má

x90 K 440 K 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%

Azoto 5.2%

41

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.

42

Características

Vênus

Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre.

O planeta Venus

Características orbitais

Distância Média ao Sol 0,72333199 UA

Semi-diâmetro do disco do

Sol0,71°

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

média35,0214 km/s

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 5,24 g/cm3

Aceleração gravítica

à superfície8,87 m/s2

Período de rotação -243 dias

Inclinação axial 2,64°

Albedo 0,65

Velocidade de escape 10,36 km/s

Temperatura à superfície

mi

n

me

d

ma

x228 K 737 K 773 K

Características atmosféricas

Pressão atmosférica 9321,9 kPa

Dióxido de carbono 96%

43

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

44

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

média29,7859 km/s

Inclinação 0,00005°

Satélites naturais 1 (a Lua)

Satélite natural do Sol

Características físicas

Diâmetro equatorial 12.756,3 km

Área da superfície 5,10072×108 km²

Massa 5,9742×1024 kg

Densidade média 5,515 g/cm3

Aceleração gravítica

à superfície9,78 m/s2 (lat. 45°, alt. 0)

Velocidade de

escape11,18 km/s

Período de rotação 23 horas 56 min. e 04 seg.

Inclinação axial 23,45°

Albedo 37-39%

45

Temperatura à

superfície

mi

n

mé

d

má

x184 K 282 K 333 K

Características atmosféricas

Pressão atmosférica 101,325 kPa

Azoto 78%

Oxigénio 21%

Árgon 1%

Dióxido de carbono

Vapor de águavestígios

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.

46

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

47

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

48

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

49

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

50

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

51

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 qual a Lua orbita

confortavelmente

Marte

Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre.

Marte

Planeta Sol IVCaracterísticas orbitais

Semi-eixo maior 1,523 662 31 UAPerélio {{{perélio}}} UAAfélio 1,665 991 16 UACircunferência

orbital9,553 UA

Excentricidade 0,093 412 33Período de

revolução686,9601 d (1,8808 a)

52

Período Sinódico 779,96 d (2,135 a)Velocidade orbital

média24,077 km/s

Inclinação 1,850 61°Número de Satélites 2

Características físicasDiâmetro equatorial 6804,9 km

Área da superfície1,448×108

km2

Volume1,638×1011

km3

Massa6,4185×1023

kgDensidade média 3,934 g/cm3

Gravidade

equatorial0,376 g

Dia sideral24 h 37 min

23 sVelocidade de

escape5,027 km/s

Albedo 0,15Intervalo de

Temperatura

-140ºC a 20ºC

média: -63ºCComposição da Atmosfera

Pressão atmosférica 0.7-0.9 kPaDióxido de carbono

Azoto / Nitrogênio

Árgon

Oxigénio

Monóxido de carbono

Vapor de água

Óxido nítrico

95,32%

2,7%

1,6%

0,13%

0,07%

0,03%

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

53

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.

54

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

55

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

56

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 efeito-

estufa 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

57

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.

58

Ao contrário do céu azul da Terra, Marte tem um céu amarelo-

acastanhado, 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 tornam-

se menores na Primavera e chegam a desaparecer durante o Verão, devido

ao aumento da temperatura. As calotas polares mostram uma estrutura

59

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.

60

Júpiter (planeta)

Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre.

Júpiter"

Características orbitais

Dist. Méd. do Sol 5.20336301 UA

Raio Médio 778.412.010 km

Excentricidade 0,04839266

Período de revolução 11a 315d 1,1h

Período sinódico 398,9 dias

Velocidade orbital

média13,0697 km/s

Inclinação 1,30530°

Número de Satélites 61

Características físicas

Diâmetro equatorial 142.984 km

Área superficial 6.41×10 10 km2

Massa 1,899×1027 kg

Densidade média 1,33 g/cm3

Aceleração gravítica

à superfície23,12 m/s2

Período de rotação 9h 55,5m

Inclinação axial 3,12°

Albedo 0.52

61

Velocidade de

escape59,54 km/s

Temperatura

à superfície

mi

n

me

dmax

110 K 152 K 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

62

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

63

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

64

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.

Nome

D

Diâmetro

(km)

M

Massa

(kg)

R

Raio

orbital

(km)

Período

orbital (d)

Inclinação

(°)(em relação

ao equador de

Júpiter)

Excentric

idadeGrupo

Métis4

3

1

.2E+17

1

27 690(1)

0

.294780(2)

0

.000°

0

.0012

Adrasteia2

6×20×16

7

.5E+15

1

28 690(1)

0

.29826(2)

0

.000°

0

.0018

Amalteia

2

62×146×1

34

2

.1E+18

1

81 170(1)

0

.49817905(

2)

0

.360°

0

.0031

Tebe1

10×90

1

.5E+18

2

21 700(1)

0

.6745(2)

0

.901°

0

.0177

Amalteia

65

Io

3

660.0×36

37.4×363

0.6

8

.9E+22

4

21 700(1)

1

.7691377

86(2)

0

.050°

0

.0041

Europa3

121.6

4

.8E+22

6

71 034(1)

3

.5511810

41(2)

0

.471°

0

.0094

Ganímedes5

262.4

1

.5E+23

1

070

412(1)

7

.1545529

6(2)

0

.204°

0

.0011

Calisto ou

Calixto

4

820.6

1

.1E+23

1

882

709(1)

1

6.689018

4(2)

0

.205°

0

.0074

Luas de

Galileu

Temisto 86

.9E+14

7

391 645

1

29.827611

1

5.346°

0

.2006Temisto

Leda2

0

1

.1E+16

1

1 097 245

2

38.824159

2

7.210°

0

.1854

Himalia1

70

6

.7E+18

1

1 432 435

2

49.726305

2

9.590°

0

.1443

Lisiteia3

6

6

.3E+16

1

1 653 225

2

56.995413

2

5.771°

0

.1132

Elara8

6

8

.7E+17

1

1 683 115

2

57.984888

3

0.663°

0

.1723

S/2000 J 11 49

.0E+13

1

2 570 575

2

87.931046

2

6.169°

0

.2058

Himalia

Carpo 34

.5E+13

1

7 144 875

4

58.624818

5

5.098°

0

.2736 ?

S/2003 J 12 11

.5E+12

1

7 739 540

4

82.691255

1

34.861°

0

.4449 ?

Euporia 21

.5E+13

1

9 088 435

5

38.779839

1

31.854°

0

.0960

S/2003 J 3 21

.5E+13

1

9 621 780

5

61.517739

1

11.592°

0

.2507

S/2003 J 18 21

.5E+13

1

9 812 575

5

69.728015

9

8.461°

0

.1570

Ananque?

Telxinoe ou

Telxinoi2

1

.5E+13

2

0 453 755

5

97.606695

1

02.844°

0

.2685Ananque?

Euante 34

.5E+13

2

0 464 855

5

98.093368

1

23.649°

0

.2000Ananque

Helique 49

.0E+13

2

0 540 265

6

01.401918

1

20.908°

0

.1375

Ortósia 21

.5E+13

2

0 567 970

6

02.619143

1

01.861°

0

.2433

Ananque?

66

Iocasta 51

.9E+14

2

0 722 565

6

09.426611

1

27.043°

0

.2874

S/2003 J 16 21

.5E+13

2

0 743 780

6

10.362159

1

49.279°

0

.3185

Ananque ou

Ananke

2

8

3

.0E+16

2

0 815 225

6

13.518491

1

49.526°

0

.3963

Praxidique 74

.3E+14

2

0 823 950

6

13.904099

1

32.099°

0

.1840

Harpalique 41

.2E+14

2

1 063 815

6

24.541797

1

43.944°

0

.2441

Ananque

Hermipe 49

.0E+13

2

1 182 085

6

29.809040

1

49.058°

0

.2290Ananque?

Tione 49

.0E+13

2

1 405 570

6

39.802554

1

16.088°

0

.2526

Mneme 21

.5E+13

2

1 427 110

6

40.768660

1

47.647°

0

.2214

Ananque

S/2003 J 17 21

.5E+13

2

2 134 305

6

72.751882

1

39.842°

0

.2379

Aitne 34

.5E+13

2

2 285 160

6

79.641347

1

43.251°

0

.3927

Cale 21

.5E+13

2

2 409 210

6

85.323873

1

33.342°

0

.2011

Taigete 51

.6E+14

2

2 438 650

6

86.674715

1

40.521°

0

.3678

S/2003 J 19 21

.5E+13

2

2 709 060

6

99.124764

1

40.956°

0

.1961

Caldene 47

.5E+13

2

2 713 445

6

99.326904

1

19.572°

0

.2916

Carme

S/2003 J 15 21

.5E+13

2

2 721 000

6

99.676116

1

09.168°

0

.0932Ananque?

S/2003 J 10 21

.5E+13

2

2 730 815

7

00.129403

1

15.021°

0

.3438Carme?

S/2003 J 23 21

.5E+13

2

2 739 655

7

00.537990

1

37.576°

0

.3931Pasife

Erinome 34

.5E+13

2

2 986 265

7

11.964625

1

43.354°

0

.2552Carme

Aoede 49

.0E+13

2

3 044 175

7

14.656754

1

12.763°

0

.6012Pasife

Calicore 21

.5E+13

2

3 111 825

7

17.806112

1

41.240°

0

.2042Carme?

Calique 51

.9E+14

2

3 180 775

7

21.020662

1

37.125°

0

.2140Carme

Euridome 3 4 2 7 1 0Pasife?

67

.5E+13 3 230 860 23.358859 43.033° .3770

S/2003 J 14 21

.5E+13

2

3 238 595

7

23.720459

1

38.885°

0

.2462Pasife

Pasite 21

.5E+13

2

3 307 320

7

26.932963

1

44.112°

0

.3289Carme

Cilene 21

.5E+13

2

3 396 270

7

31.098603

1

15.507°

0

.4116Pasife

Euquelade 49

.0E+13

2

3 483 695

7

35.199980

1

18.384°

0

.2829Carme

S/2003 J 4 21

.5E+13

2

3 570 790

7

39.293961

9

8.660°

0

.3003

Hegemone 34

.5E+13

2

3 702 510

7

45.500007

1

50.314°

0

.4077

Pasife

Arque 34

.5E+13

2

3 717 050

7

46.185469

1

46.289°

0

.1492

Carme4

6

1

.3E+17

2

3 734 465

7

47.008062

1

20.659°

0

.3122

Isonoe 47

.5E+13

2

3 832 630

7

51.646937

1

18.554°

0

.1665

S/2003 J 9 11

.5E+12

2

3 857 810

7

52.838751

1

35.452°

0

.2762

S/2003 J 5 49

.0E+13

2

3 973 925

7

58.341296

1

17.922°

0

.3071

Carme

Pasife ou

Pasifeia

6

0

3

.0E+17

2

4 094 770

7

64.082032

1

43.037°

0

.2953

Sinope3

8

7

.5E+16

2

4 214 390

7

69.779665

1

46.657°

0

.2468

Esponde 21

.5E+13

2

4 252 625

7

71.603566

1

12.409°

0

.4432

Autonoe 49

.0E+13

2

4 264 445

7

72.167762

1

29.073°

0

.3690

Caliroe 98

.7E+14

2

4 356 030

7

76.543335

1

31.895°

0

.2644

Megaclite 52

.1E+14

2

4 687 240

7

92.436947

1

43.760°

0

.3078

Pasife

S/2003 J 2 21

.5E+13

3

0 290 845

1

077.01800

6

1

51.523°

0

.1882 ?

68

Saturno

Origem: Wikipédia, a enciclopédia livre.

Saturno

Planeta principalCaracterísticas orbitais

Semi-eixo maior 9,537 070 32 UAPerélio 9,020 632 24 UAAfélio 10,053 508 40 UACircunferência orbital 59,879 UAExcentricidade 0,054 150 60Período de revolução 29 a 167 d 6,7 hPeríodo Sinódico 378,1 d (1,035 a)Velocidade orbital média 9,638 km/sInclinação 2,484 46°Número de Satélites 49 (confirmados)

Características físicasDiâmetro equatorial 120,536 kmÁrea da superfície 4,38×1010 km2

Volume 7,46×1014 km3

Massa 5,688×1026 kgDensidade média 0,69 g/cm3

Gravidade equatorial 0,914 gDia sideral 10 d ( h)Velocidade de escape 35,49 km/sAlbedo 0,47

Intervalo de TemperaturaºC a ºC

média: ºCComposição da Atmosfera

69

Pressão atmosférica kPaSaturno 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

70

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 Cassini-

Huygens, 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.

NomeDistância do centro de

Saturno (km)

Largura

(km)Descoberto por

Anel D 67.000 - 74.500 7.500

Anel C 74.500 - 92.000 17.500

Divisão

Coulomb77.800 100

Charles Augustin de

Coulomb ???

Divisão

Maxwell87.500 270 James Clerk Maxwell

Anel B 92.000 - 117.500 25,500

Divisão

Cassini117.500 - 122.200 4.700 Giovanni Cassini

Divisão

Huygens117.680 285-440 Christiaan Huygens

Anel A 122.200 - 136.800 14.600

Divisão

Encke133.570 325 Johann Encke

Divisão

Keeler136.530 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

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 369.7 dias

Velocidade orbital

média6.8352 km/s

Inclinação 0.76986°

Número de satélites 27

Características físicas

Diâmetro equatorial 51.724 km

Área superficial 8,130,000,000 km2

Massa 8.686×1025 kg

Densidade média 1.29 g/cm3

Aceleração gravítica

à superfície8.69 m/s2

Período de rotação -17h 14m

Inclinação axial 97.86°

Albedo 0.51

Velocidade de 21.29 km/s

escape

Cloudtop avg. temp. 55 K

Temperatura

à superfície

mi

n

me

d

ma

x59 K 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 hidrogénioVestígios

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

Descoberto porUrbain 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 367,5 dias

Velocidade orbital

média5,4778 km/s

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

Temperatura superficial

mi

n

médi

a

m

áx.50

K53K N/A K

Pressão atmosférica 100-300 kPa

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

Características atmosféricas

Hidrogênio >84%

Hélio >12%

Metano 2%

Amônia 0,01%

Etano 0,00025%

Acetileno 0,00001%

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) Massa (kg)Distância 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

Larissa193 (208

× 178)Desconhecida 73.600 0,554654 dias

Proteu418 (436

× 416 × 402)Desconhecida 117.600 1,122315 dias

Tritão 2.700 2.14×1022 354.760 -5,87685 dias **

Nereida 340 Desconhecida 5,513,400 360,1362 dias

S/2002 N1* 60 Desconhecida 15.686.000 -1874,8 dias **

S/2002 N2* 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-

9136,1 dias **

S/2002 N4* 60 Desconhecida47.27

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 norte-

americano 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.

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